Chaos (úleva)

Chaos  je koncept používaný v planetární geologii k popisu oblastí na povrchu nebeských těles , která mají chaotický reliéf. Takové oblasti jsou tvořeny změtí hřebenů, puklin, plošin a dalších typů struktur. Termín "chaos" ( lat.  Chaos ) se používá v oficiální planetární nomenklatuře .

Chaos nalezený na Marsu a Evropě . Bylo učiněno mnoho předpokladů o tom, jaké síly by mohly způsobit takové chaotické úlevy, ale přesné příčiny chaosu ještě nebyly stanoveny.

Evropa

Na Evropě je 5 chaosů . Největší z nich je Connemara Chaos ( lat.  Conamara Chaos ) má průměr 144 km [1] .

Na Europě je chaos tvořen náhodně se protínajícími trhlinami v ledovém povrchu. V roce 2004 se předpokládalo, že chaos na Europě způsobil dopad meteoritu, který se prohloubil do jeho plastové kůry a zanechal na povrchu úlomky ledu [2] . V roce 2011 skupina vědců z Texaské univerzity předložila důkazy, že mnoho z chaosu na Evropě se odehrává v obrovských jezerech kapalné vody [3] . Na konci roku 2013 další skupina vědců ze stejné univerzity po analýze dat shromážděných sondou Galileo v obdobích jejího přiblížení k Evropě zjistila, že v centrální části satelitu (v tropických a rovníkových oblastech), teplota podpovrchového oceánu je mnohem vyšší než původní odhady. Vědci dospěli k závěru, že aktivita evropského oceánu spojená s prudkým promícháváním vod a jeho relativně vysoká teplota v těchto zeměpisných šířkách mohou být hlavním nebo dokonce jediným důvodem výskytu oblastí chaosu na povrchu satelitu. [4] [5] .

Mars

Na Marsu je 26 chaosů . Největší z nich,  Aurora Chaos ( lat.  Aurorae Chaos ), má průměr 714 km [7] .

Na Marsu je chaos tvořen obrovskými polygonálními plošinami oddělenými náhodně se protínajícími kaňony. Pravděpodobně jejich vznik souvisí s uvolňováním obrovských objemů vody zpod povrchu [8] . Nasvědčuje tomu skutečnost, že mnoho kanálů, kterými marťanské řeky zjevně protékaly, pochází z oblastí chaosu. Důvodem tak silného výronu vody může být: dopad meteoritu [9] , pohyb magmatu [10] , seismická aktivita [11] nebo tektonická aktivita [12] . Je také možné, že se z hydrátů uvolňovaly vodní usazeniny spolu s oxidem uhličitým [13] . Předpokládá se, že některé části Chaosu, ne zcela zničené, mohou stále obsahovat vodu.

Poznámky

  1. ↑ IAU . Conamara Chaos  (anglicky) . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Datum přístupu: 3. ledna 2012. Archivováno z originálu 7. září 2012.
  2. ↑ Ong, Lissa. Důkaz, že terén chaosu na Jupiterově měsíci Europa je tvořen nárazy pronikajícími kůrou  //  Geological Society of America Abstracts with Programs. - 2004. - Sv. 36 , č. 5 . — S. 144 .
  3. ↑ B. Schmidt, D. Blankenship, W. Patterson, P. Schenk. Aktivní formování „terénu chaosu“ nad mělkou podpovrchovou vodou na Europě  (anglicky)  // Nature . — 24. 11. 2011. — Sv. 479 . - S. 502-505 .
  4. ↑ Soderlund K. M., Schmidt B. E., Blankenship D. D., Wicht J. Dynamics of Europa's Ocean and Sensitivity to Water Properties  : [ eng. ] // 44. konference o lunárních a planetárních vědách. - 2013. - Březen. — S. 3009.
  5. ↑ Subglaciální oceán Evropy se ukázal být neobvykle bouřlivý, zjistili vědci (1. prosince 2013).
  6. ↑ Burba G. A. Nomenklatura detailů reliéfu Marsu. — M .: Nauka , 1981. — 85 s. - 1000 výtisků.
  7. ↑ IAU . Chaos  polární záře . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Datum přístupu: 3. ledna 2012. Archivováno z originálu 7. září 2012.
  8. ↑ Neil M. Coleman. Vznik chaosu vyvolaný megapotopou na Marsu, odhalující hloubku podzemní vody, tloušťku kryosféry a tepelný tok kůry  //  Journal of geophysical research. - 2005. - Sv. 110 . — S. 19 . - doi : 10.1029/2005JE002419 .
  9. ↑ G. Pedersen, J. Head. Vznik chaosu sublimací substrátu bohatého na těkavé látky: důkazy z Galaxie Chaos,  Mars  // Icarus . - 2011. - Sv. 211 . - str. 316-329 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.09.005 .
  10. ↑ M. Chapman, K. Tanaka. Související interakce magma-led: Možný původ chaosu Chasma a povrchových materiálů v Xanthe, Margaritifer a Merdiani Terrae,  Mars  // Icarus . - 2002. - Sv. 155 , č.p. 2 . - str. 324-339 . - doi : 10.1006/icar.2001.6735 .
  11. ↑ K. Tanaka. Původ toku trosek pro ložiska Simud/Tiu na Marsu  (anglicky)  // J. Geophys. Res.. - 1999. - Sv. 104 . - S. 8637-8652 . - doi : 10.1029/98JE02552 .
  12. ↑ N. Cabrol. Model generování odtoku hydrotermální podtlakovou drenáží ve vulkano-tektonickém prostředí. Shalbatana Vallis (Mars)  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Sv. 125 . - str. 455-464 . - doi : 10.1006/icar.1996.5625 .
  13. ↑ DJ Milton. Hydrát oxidu uhličitého a záplavy na Marsu  (anglicky)  // Science. - 1974. - Sv. 183 , č.p. 4125 . - S. 654-656 . - doi : 10.1126/science.183.4125.654 .

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie