Labyrint noci

Labyrint noci [1] ( lat.  Noctis Labyrinthus [2] ) je největší labyrint Marsu [3] . Jde o komplex protínajících se kaňonů , který se rozkládá v délce 1200 km [2] a spojuje západní konec údolí Mariner se severním koncem brázd Claritas . Střed labyrintu má souřadnice 6°22′ jižní šířky. sh. 258°49′ východní délky  / 6,36  / -6,36; 258,81° S sh. 258,81° vd g [ ]

Objev a pojmenování

Labyrint noci zdědil jméno Jezero noci ( lat.  Noctis Lacus ) – albedový detail objevený během pozemních pozorování v 19. století [2] [4] a pojmenován Eugenem Antoniadim [5] . Jezero noci je malá tmavá skvrna, jejíž viditelnost je velmi proměnlivá [4] [6] .

V letech 1971-1972 získala sonda Mariner 9 první detailní snímky této oblasti [7] [8] , přičemž se ukázalo, že Lake of Night je temná (východní) část rozsáhlého kaňonového systému [9] [10 ] . V roce 1973 pro něj Mezinárodní astronomická unie schválila název Noctis Labyrinthus [2] (Labyrint noci [1] ). Je to první jmenovaný labyrint Marsu a největší z nich [3] .

Popis

Labyrint noci se nachází na vyvýšenině dosahující výšky 11 km [11] . Jedná se o druhou nejvyšší a největší náhorní plošinu Marsu [12] a na západě přechází do nejvyšší a nejrozsáhlejší - provincie Tharsis . Na jihu hraničí labyrint noci se syrskou plošinou, na jihovýchodě se Sinajskou plošinou a plošinou Slunce. Ze severu z něj vycházejí četné brázdy , nazývané „ brázdy noci “, z jihozápadu - systém brázd Claritas a z východu - kaňon Io a kaňon Teton , jimiž začínají údolí Mariner . Částečně zničený 124 km kráter Oudemans [13] [14] [15] [16] navíc splývá s jihovýchodní stranou labyrintu noci .

Kaňony, které tvoří labyrint Noci, jsou grabens [11] [17] . Na mnoha místech jsou překryty zaoblenými prohlubněmi (možná krátery rozšířené erozí ) [18] . Hloubka kaňonů dosahuje několika kilometrů [19] [20] . Většina jejich dna je pokryta pískem a prachem, který přináší vítr. Místy jsou patrné písečné duny [19] .

Na stěnách prohlubní jsou patrné výchozy četných vrstev hornin. Jde zejména o vrstvy sopečného popela a ztuhlé lávy – nejen starší, ale i mladší než samotné kaňony. Podle spekter ve viditelné a infračervené oblasti získaných sondou Mars Reconnaissance Orbiter byly v horninách na dně těchto prohlubní nalezeny hydratované sírany , silikáty , opál , jíly obsahující hliník a řada dalších minerálů [21] .

Mlha a mraky

Ráno se nad labyrintem noci sestává z krystalků vodního ledu mlha . Důvod toho není přesně znám. Možná je skutečností, že západní svahy kaňonů slouží večer jako lapače vodní páry (jako nejchladnější místa v tuto denní dobu) a ráno, když se stávají nejteplejšími místy, tuto páru vydávají. Jak stoupá a ochlazuje, kondenzuje do krystalů [22] .

Navíc, když je Mars blízko perihélia , objeví se nad labyrintem noci a údolími Marineru vysoká (40-50 km) mračna . Východní vítr je táhne podél rovníku a fouká na západ, kde jsou postupně odplavovány. Jejich délka dosahuje několika set (až tisíce) kilometrů a jejich šířka dosahuje několika desítek. Skládají se, soudě podle podmínek v těchto vrstvách atmosféry, také z vodního ledu. Jsou poměrně husté a vrhají na povrch dobře výrazné stíny. Jejich vzhled je vysvětlen skutečností, že nerovnost reliéfu narušuje proudění vzduchu a směřuje je nahoru. Tam se ochladí a vodní pára v nich obsažená kondenzuje [23] .

Původ a historie

Z morfologie kaňonů labyrintu noci vyplývá, že vznikl v průběhu tektonických procesů - natahování a praskání povrchu [17] [18] . To byl pravděpodobně důsledek jeho vzestupu [20] . Uložení jeho kaňonů na další detaily reliéfu umožňuje zjistit, v jakém pořadí byly vytvořeny. Podle těchto údajů je zřejmé, že tektonická aktivita probíhala v oblasti labyrintu noci v několika fázích. Trvalo to možná 2–3 miliardy let [20] .

Kaňony tohoto labyrintu jsou zaříznuty do lávových plání, které vznikly pravděpodobně na konci noachie  - na konci hesperské éry (asi před 3,7-3,0 miliardami let) [24] . Stáří samotného labyrintu někteří badatelé odhadují jako pozdní hesperské–rané amazonské (3–2 Ga) [21] [24] [20] , jiní jako pozdní noachovské–rané hesperské [17] (asi 3,7 Ga). Tento labyrint byl zřejmě vytvořen současně s údolími Mariner [17] [20] . Brázdy noci a brázdy Claritas byly pravděpodobně vytvořeny dříve než labyrint noci [20] [25] [17] a současně jedna s druhou [20] . Jejich stáří se odhaduje jako pozdní noachovské - rané hesperské [20] . V okolí labyrintu se navíc nachází řada zlomů, které vznikly v jiných dobách (jak před ním, tak po něm). Starší nebo mladší než labyrint je kráter Audemans, není jasné [16] .

Příčiny tektonické aktivity v oblasti labyrintu noci, stejně jako v údolí Mariner, nejsou přesně známy [19] . Je možné, že vznik nejstarších zlomů v oblasti labyrintu noci byl důsledkem roztažení povrchu během vyzdvižení provincie Tharsis a sousedních oblastí [18] . Velké kaňony vznikly později – společně s Mariner valleys [17] [18] . Někteří autoři naznačují, že nejstarší zlomy v oblasti labyrintu jsou spojeny s nárazovým formováním pláně Isis . Podle této verze se seismické vlny z tohoto dopadu soustředily na opačnou stranu Marsu - v blízkosti bodu 15° 00' jižní šířky. sh. 269°00′ východní délky  / 15,0  / -15,0; 269,0° S sh. 269,0° východní délky který se nachází přibližně 400 km od centra labyrintu noci [ 12] [26] .

Relativně nedávno (před 50-100 miliony let) byly některé kaňony částečně vyplněny popelem a lávou ze sopek Tharsis a syrské náhorní plošiny [27] [25] . Později byly některé z těchto hornin odbourány erozí [27] . Tyto srážky měly relativně malý vliv na moderní vzhled této oblasti [25] .

Morfologie některých horninových vrstev naznačuje, že jejich ukládání probíhalo současně s otevíráním kaňonů. V okolí Labyrintu noci nebyly nalezeny žádné stopy po vodních tocích a předpokládá se, že vznik hydratovaných minerálů souvisí s podzemní vodou nebo tajícím sněhem. Pravděpodobně někdy byly kaňony i částečně naplněny vodou [21] .

Tam byl také nalezen reliéfní detail, u kterého někteří badatelé předpokládají ledovcový původ. Jedná se o kopec o průměru asi 2 km, jehož severovýchodní svah je mnohem strmější než protější. Nachází se na souřadnicích 8°20′ jižní šířky. sh. 266°20′ východní délky  / 8,33  / -8,33; 266,34° S sh. 266,34° vd [ 27]

V některých kaňonech Labyrintu noci přetrvávaly vlhké a neutrální podmínky dlouho poté, co byly na Marsu jako celku nahrazeny suchými a kyselými podmínkami [21] [28] . Srovnání stáří různých minerálů na Marsu ukazuje, že ke změně z neutrální na kyselou došlo mezi noachovským a hesperským obdobím. Nasvědčuje tomu zejména skutečnost, že noachovská éra je charakteristická ukládáním smektitů a hesperská sírany . V průběhu času se navíc klima stalo sušším: hydratované minerály nalezené na Marsu pocházejí převážně z první miliardy let jeho historie (před raným hesperským časem) [27] [28] . Ale v některých kaňonech labyrintu noci přetrvávaly vlhké neutrální podmínky i do hesperských a možná i do počátku amazonské éry [21] . Byly zde nalezeny i mladší hydratované horniny (pozdní amazonský, < 100 mil. let), ale mohly vzniknout i v podnebí podobném modernímu [27] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 Názvosloví detailů reliéfu Marsu, 1981 , s. 67.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Noctis Labyrinthus  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN) (1. října 2006). Datum přístupu: 19. března 2013. Archivováno z originálu 8. dubna 2013.
  3. ↑ 1 2 Výsledky hledání nomenklatury. Mars. Labyrinthus, labyrinthi  (anglicky) . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Datum přístupu: 19. března 2013. Archivováno z originálu 8. dubna 2013.
  4. ↑ 12 Antoniadi E.M. Planeta Mars . - Keith Reid Limited, 1975. - S. 190-191. — ISBN 0-904094-146 .
  5. ↑ Martynov D. Ya. Co je co na Marsu  // Země a vesmír (č. 3, 1974). - S. 25 .
  6. ↑ Cena FW The Planet Observer's Handbook . - 2. - Cambridge University Press, 2000. - S. 165. - ISBN 0-521-78981-8 .
  7. ↑ Jet Propulsion Laboratory 1971 Výroční zpráva . - 1972. - S. 8–9. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 15. května 2013. 
  8. ↑ Sheehan W. 12. Mariner 9 // Planeta Mars : Historie pozorování a objevů  . — The University of Arizona Press, 1996. Archivovaná kopie (odkaz není k dispozici) . Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 4. října 2014. 
  9. ↑ Frey H. Povrchové útvary na Marsu: Pozemní albedo a radar ve srovnání s topografií Mariner 9  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1974. - Sv. 79 , č. 26 . - S. 3907-3916 . - doi : 10.1029/JB079i026p03907 . - .
  10. ↑ [bse.sci-lib.com/particle015934.html Mars (název částí na povrchu)] - článek z Velké sovětské encyklopedie
  11. ↑ 1 2 Masson P. Příspěvek ke strukturální interpretaci oblastí Valles Marineris-Noctis Labyrinthus-Claritas Fossae na Marsu  //  Měsíc a planety: časopis. - 1980. - Sv. 52 , č. 2 . - str. 211-219 . - doi : 10.1007/BF00898432 . - .
  12. ↑ 1 2 Peterson JE Antipodal Effects of major Basin-forming Impacts on Mars  //  Lunar and Planetary Science IX, PP. 885-886. abstraktní. TKO: deník. - 1978. - .
  13. ↑ Oudemans  . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN) (17. listopadu 2010). Datum přístupu: 19. března 2013. Archivováno z originálu 8. dubna 2013.
  14. ↑ Mapa Marsu . MIIGAiK (1982). — (měřítko 1:20 000 000, názvy v ruštině). Získáno 18. listopadu 2013. Archivováno z originálu dne 29. května 2012.
  15. ↑ Mapa na webu Gazetteer of Planetary Nomenclature (0,9 Mb) . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 14. ledna 2021.
  16. ↑ 1 2 Mest SC, Weitz CM, Tornabene LL Korelace ložisek s nízkým albedem na dně kráteru Oudemans a jihovýchodního Noctis Labyrinthus  //  42. konference o lunárních a planetárních vědách, která se konala 7.–11. března 2011 v The Woodlands v Texasu. Příspěvek LPI č. 1608, s.2547: časopis. - 2011. - .
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bistacchi N., Massironi M., Baggio P. Kinematická analýza velkých poruch v Noctis Labyrinthus (Mars  )  // Planetary and Space Science  : journal. - 2004. - Sv. 52 , č. 1-3 . - str. 215-222 . - doi : 10.1016/j.pss.2003.08.015 . - .
  18. ↑ 1 2 3 4 Masson P. Původ a vývoj oblasti Valles Marineris na Marsu  //  Pokroky ve výzkumu vesmíru : deník. - Elsevier , 1985. - Sv. 5 , č. 8 . - str. 83-92 . - doi : 10.1016/0273-1177(85)90244-3 . - .
  19. ↑ 1 2 3 Gurgurewicz J. Petrografie a struktury Noctis Labyrinthus (Valles Marineris, Mars): předběžné výsledky  //  Mineralogická společnost Polska - speciální články : časopis. - 2005. - Sv. 26 . - S. 171-174 . Archivováno z originálu 28. května 2006. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 19. března 2013. Archivováno z originálu 28. května 2006. 
  20. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tanaka KL, Davis PA Tektonická historie provincie Syria Planum na Marsu  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1988. - Sv. 93 , č. B12 . - S. 14893-14917 . - doi : 10.1029/JB093iB12p14893 . - .
  21. ↑ 1 2 3 4 5 Weitz CM, biskup JL, Thollot P., Mangold N., Roach LH Rozmanité mineralogie ve dvou korytech Noctis Labyrinthus, Mars  //  Geologie: časopis. - 2011. - Sv. 39 , č. 10 . - S. 899-902 . - doi : 10.1130/G32045.1 . - .
  22. ↑ NASA/JPL/USGS. PIA03213: Noctis Labyrinthus  (anglicky) . photojournal.jpl.nasa.gov (21. února 2001). Získáno 19. března 2013. Archivováno z originálu dne 21. března 2013.
  23. ↑ Clancy RT, Wolff MJ, Cantor BA, Malin MC, Michaels TI Stezky oblaků Valles Marineris  //  Journal of Geophysical Research: Planets : deník. - 2011. - Sv. 114 , č. E11 . - doi : 10.1029/2008JE003323 . — .
  24. ↑ 1 2 Tanaka KL Původ Valles Marineris a Noctis Labyrinthus, Mars, strukturálně řízeným kolapsem a erozí materiálů kůry  //  Konferenční příspěvek, 28. výroční konference o lunárních a planetárních vědách, str. 413: deník. - 1997. - .
  25. ↑ 1 2 3 Tanaka KL, Davis PA Historie a morfologie poruch v oblasti Noctis Labyrinthus - Claritas Fossae na Marsu  //  Abstrakty konference o lunárních a planetárních vědách: časopis. - 1987. - Sv. 18 . - str. 994-995 . - .
  26. ↑ Williams DA, Greeley R. Hodnocení terénů s antipodálním dopadem na Mars   // Icarus . - Elsevier , 1994. - Sv. 110 , č. 2 . - S. 196-202 . - doi : 10.1006/icar.1994.1116 . - . Archivováno z originálu 14. června 2010.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 Mangold N., Roach L., Milliken R., Le Mouélic S., Ansan V., Bibring JP, Masson Ph., Mustard JF, Murchie S., Neukum G. Původ a vývoj Valles Marineris region of Mars  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2010. — Sv. 207 , č.p. 1 . - str. 265-276 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.10.015 . - .
  28. ↑ 1 2 Thollot P., Mangold N., Le Mouélic S., Milliken RE, Roach LH, Mustard JF Recent Hydrated Minerals in Noctis Labyrinthus Chasmata, Mars  //  First International Conference on Mars Sedimentology and Stratigraphy, která se konala 19.-21. 2010 v El Pasu v Texasu. Příspěvek LPI č. 1547, s.64 : časopis. - 2010. - .

Literatura

Odkazy