Рельеф Марса


Курсовая работа

Рельеф Марса


Введение

солнечный планета марс

Марс удивителен и интересен не только своими непривычным цветом, но еще очень похож на Землю: пустынные равнины, полярные шапки, горные хребты и вулканы.

Актуальность данной темы связана с тем, что бы понять процессы, которые управляют планетарной эволюции и обнаружить факторы, которые привели к уникальной эволюции Земли. Марс в настоящее время на краю обитаемой зоны, но может быть, когда то там были более благоприятные условия.

Основной целью курсовой работы является подробное изучение рельефа Марса и теории их образования.

Объектом исследования является поверхность Марса.

Предметом исследования является рельеф планеты.

Методы исследования. Для изучения рельефа и свойств поверхности Марса использовался фотогеологический анализ. Определение относительного возраста разных участков поверхности проводилось на основании анализа плотности ударных кратеров. Химический состав образцов определяли при помощи растрового электронного микроскопа с аналитической приставкой. Так же наблюдение космических аппаратов с орбиты для определение характеристик атмосферы, фотографирование поверхности, а так же изучение магнитного и гравитационного полей планеты.


1. Расположение в Солнечной системе


Марс расположен на расстоянии 228 млн. км от Солнца, тогда как Земля удалена от светила на 150 млн. км.

Благодаря большому эксцентриситету орбиты Марс может изменять расстояние от Солнце. Кратчайшее расстояние составляет 207 млн. км, а наибольшее - 249 млн. км. (Рис. 1)

Марс почти так же вращается вокруг своей оси за 24 часа 37 мин. 23 сек., что на 41 мин и 19 сек больше периода вращения Земли. Ось вращения наклонена к плоскости орбиты на 65°, почти как земная ось (66,5°). Из всего этого следует, что на Марсе, как и на Земле, смена дня и ночи и смена времён года протекает почти так же.

Отличия, прежде всего из-за значительного расстояния от Солнца. Климат гораздо суровее, чем на Земле. К тому же марсианский год почти в два раза длиннее земного, а это значит, что сезоны длятся дольше. Из-за эксцентриситета орбиты характер сезонов значительно отличаются на разных полушариях. К примеру, в южном полушарии зима долгая и суровая, а лето короткое, но теплое, тогда как в северном полушарии зима короткая, но теплая, а лето долгое, но прохладное.


Рис. 1 Расстояния планет от Солнца

1.1Атмосфера и климат


Атмосфера Марса более разряжена по сравнению с атмосферой Земли. В ее составе 95,3% углекислого газа, 2,7% азота, аргона 1,6%; и всего 0,3% кислорода и водяного пара. По сравнению с земным среднее атмосферное давление на Марсе меньше в 160 раз. Из-за испарения и конденсации в разное время года, и значительного количества углекислого газа на полюсах и в полярных шапках, масса атмосферы сильно изменяется в течение года.

Несмотря на то, что в марсианской атмосфере содержится очень мало водяного пара, он при низких температуре и давлении, находясь в состоянии близком к насыщению, часто собирается в облака. Наблюдения показали, что на Марсе бывают волнистые, перистые и подветренные облака. Ночью на дне кратеров и над низинами часто стоят туманы. Иногда выпадает тонкий снег.

Летним днем температура планеты может подняться до 20 градусов Цельсия, а зимней ночью может опустится до -125 градусов. Можно сказать, что Марсу свойственен суровый климат и он малоблагоприятен для жизни.

Благодаря небольшой силе тяжести и перепадам температур на марсе очень часто дуют ветры скорость которых может достигать 100 м/c. Чаще всего они возникают вблизи полярных шапок. К примеру с сентября 1971 года по январь 1972 года бушевала пылевая буря и подняла около миллиарда тонн пыли на высоту около 10 км, тем самым помешав зонду «Маринер-9» сделать фотографии поверхности Марса. Пылевые бури чаще всего бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий. Продолжительность бурь может достигать 50-100 суток.

Еще в начале 20-х годов температуру Марса измерили с помощью термометра помещённого в фокус телескопа-рефлектора. Таким образом в 1922 г. В. Лампланд выяснил среднюю температуру Марса -28°С, а в 1924 г. Э. Петтит и С. Никольсон получили значение -13°С. Позднее У. Синтон и Дж. Стронг в 1960 году получили более низкое значение -43°С. К середине 20 века было собрано достаточно информации о температуре поверхности Марса в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе температура может доходить до +27°С, но уже к утру до -50°С.

Возможно, что на Марсе был другой климат. Вот несколько фактов в поддержку этой гипотезы. Во-первых, довольно древние кратеры буквально стёрты с лица Марса. Разрушения такого масштаба не могла вызвать нынешняя атмосфера. Во-вторых, есть большое количество следов проточной воды, что невозможно при сегодняшнем состоянии атмосферы. Исследование скорости образования и эрозии кратеров позволило установить, что скорее всего ветер и вода разрушили их в примерно 3,5 миллиардов лет назад.

Недавние наблюдения телескопа Хаббл подтверждают догадки о переменчивости марсианского климата. Это позволило производить довольно точные измерения атмосферы марса и предвещать марсианскую погоду. Результаты оказались неожиданными. Климат значительно изменился со времен посадки «Викинг» а (1976 год). Он стал гораздо суше и холоднее. Вполне вероятно, что это связано с сильными пылевыми бурями 1971-1972 годов. Скорее всего, данная пыль мешала остыванию планеты и испарению водяного пара, но затем пыль осела и планета возвратилась к своему обычному состоянию.


2. Поверхность планеты


Значительная часть поверхности Марса представляет собой более светлые участки («материки»), которые имеют красновато-оранжевую окраску; 25% поверхности - более темные («моря») серо-зеленого цвета, уровень которых ниже, чем «материков». Перепады высот весьма значительны и составляют в экваториальной области примерно 14-16 км, а угол наклона к экватору равен 30 градусов (Рис. 2).


Рис. 2. Светлые и темные участки [#"justify">С точки зрения геоморфологии Марс это почти сплошная, но весьма разнообразная пустыня, местами песчано-суглинистая, местами каменистая и горная. Исключение составляют полярные области, покрытые шапками льда и снега, которые опять же в географической классификации можно именовать арктическими и антарктическими пустынями.

На поверхности Марса лежит пыль - мелко-зернистый материал, выпавший из атмосферы и скрывший весь древний ландшафт, за исключением самых крутых склонов. Толстый слой пыли покрывает даже высочайшие вулканы. Исследователи полагаю, что в далеком прошлом на Марсе была более плотная атмосфера с большим количеством пыли. Частые пылевые бури могли привести к образованию таких структур, похожих на окаменелые осадочные отложения. Оседая, пыль захватывает из атмосферы летучие вещества и образует покров из льдистой пыли. Позже лед улетучивается, оставляя в грунте ямки.

Похожие слоистые отложения были обнаружены в разных местах на поверхности Марса, как кратеров и систем каньонов. Их высокий интерес полагается в том, что они подразумевают динамические условия в их осаждения. Действительно, большинство пород марсианской поверхности, которые имеют вулканическое происхождение, характерны яркие слоистые отложения.


2.1 Полярные шапки Марса


Многочисленные наблюдения полярных регионов Марса показали, что сезонный цикл, тесно повторяется из года в год. Углекислый газ конденсирует на поверхности в течение осени и зимы, а весной обратно сублимирует в атмосферу, что приводит к цикличности марсианскую атмосферу. Примерно 25% от атмосферы, которая составляет 95% СО 2 по объему, циклически через сезонных шапок в год.

Полярные шапки Марса - довольно молодые образования. На основе анализа количества ударных кратеров, покрывающих южные полярные районы, было установлено, что возраст южной полярной шапки составляет 7-15 млн лет. Северная шапка гораздо моложе, ее возраст оценивается от 100 тыс. до 10 млн лет. Меньший возраст северной шапки означает, что процесс ее формирования завершился относительно недавно или продолжается до сих пор. Из этого следует, что на современном Марсе где-то существует достаточно мощный источник водяного пара, который переносится в атмосфере и осаждается на северном полюсе.

По данным со спутника Марс Экспресс толщина шапок может составлять от 1 до 3,7 км. Аппарат «Марс Одиссей» обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.

Смоделировав снимки сезонных поведений северной полярной ледяной шапки, сделанные межпланетной станцией Mars Reconnaissance Orbiter с 16 августа 2005 по 21 мая 2009 год, показывает, что маленькие, яркие пятна льда на остаточной крышке не результат наклона или высоты. (Рис. 3) Скорее всего, они являются результатом местных метеорологических эффектов. Годовое потемнение и осветление периферийных районов остаточной крышки вокруг летнего солнцестояния можно объяснить сублимации светлого морозоустойчивого слоя раскрывая лежащий в основе темные отложения, что само по себе либо сублимируется, чтобы выявить яркий нижний материал или летом водяной лед сублимирует в атмосферу и водяные пары в ней переносятся на полюса, привлекая конденсации водяного пара, что скрашивает поверхность. Существует Альтернативное объяснение: перенос и осаждения пыли на поверхности, а позже удаления этого пыли. Снижение в кепке альбедо и сопровождающих рост приземного атмосферного стабильности может быть связано с годовым минимумом полярной штормовой активности вблизи северного летнего солнцестояния.


Рис. 3. Годовое изменение северной полярной шапки на марсе. «Mars Reconnaissance Orbiter»


2.2 Русла «рек» и грунт


На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла (Рис. 4) могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла. На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.


Рис. 4 Дельта реки в кратере Эберсвальде. Фотография «Mars Global Serveyer»


Рис. 5 Водные линзы на Марсе


Детальные снимки рельефа, сделанные космическим аппаратом «Mars Global Serveyer» вызвали большой интерес. Проанализировав поверхность, предположили, что промоины на склонах, скорее всего, образовались в результате недавних кратковременных выбросов сравнительно больших объемов жидкой воды из подповерхностных водяных линз. (Рис. 5) В итоге на поверхности Марса было обнаружено порядка ста мест, подходивших под описание.

Обнаруженные промоины, как правило, наблюдались на внутренних склонах ударных кратеров или на стенках глубоких ложбин в южной полярной зоне. Около половины подобных промоин находятся на южных склонах, и только 20% - на северных. Анализ рельефа местности показал, что по геологическим меркам это довольно молодые образования. Их возраст составляет не более нескольких миллионов лет. Следовательно, эпизодическая гидрологическая активность на Красной планете происходит и сейчас.


Рис. 5 Поток надтепловых нейтронов


Глобальные наблюдения потока нейтронов от поверхности Марса позволили надежно установить наличие больших количеств воды в грунте планеты в обширных областях северной и южной вечной мерзлоты и в двух антиподальных районах вблизи экватора.

В анализе марсианского грунта были обнаружены вода и серо- и хлорсодержащие соединения (Рис. 6). Газовый хроматограф в составе SAM выявил также хлорированные производные метана - CH3Cl СН2Сl2, СНСl3, а также неназванное тяжелое соединение с четырьмя атомами углерода (Рис. 7). В силу определения они являлись органическими соединениями, но, вероятно, не находились в грунте, а были синтезированы в ходе нагреве образца. Что касается хлора, то ученые были уверены, что он имеет местное происхождение, а вот насчет углерода сделали оговорку о его земном происхождении. Других органических соединений в заметных количествах обнаружено не было.


Рис. 6


Рис. 7


Фотография плиты с многочисленными прожилками и график газовыделений в точке John Klein (кратер Гейла).

На ряду с химическим был сделан рентгеновский диффракционный анализ. Он выявил значительное количество филлосиликатов - от 20 до 30% от массы образца. Присутствовали также полевой шпат, пироксен, магнетит и оливин, в малых количествах - ангидрит и бассанит, а также до 20% аморфного материала.


2.3 Марсианские долины и каньоны


Многие исследователи полагали, что марсианские каньоны когда-то были заполнены водой. Но эта теория была опровергнута после получения более подробных фотографий «Большого каньона» (Рис. 8). Оказалось, что сам каньон и особенно его наиболее узкие места являются и самыми низкими гипсометрическими отметками. Поэтому никакого течения там бы не происходило.

В 2014 году исследователями из Пенсильвании была выдвинута теория, что «Большой каньон» был образован благодаря воздействию огромных ледников. Ученые использовали спектральные данные MRO чтобы определить минеральный состав каньона. На его стенках был обнаружен минерал ярозит, образовывающегося в присутствии кислоты и серы.

Как предполагают исследователи, тепло, образовавшееся при трении льда о стены каньона, подтопило лёд, который затем вступил во взаимодействие с серой из атмосферы ранней планеты. Таким образом ледники производили богатую кислотой талую воду.


Рис. 8 (фото ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)). Долина Маринера


Марсианский «Большой каньон» или «Долины Маринеров», представляет собой систему взаимосвязанных эрозионно-тектонических каньонов, глубоких эрозионных котловин, цепочек узких шахтообразных и карьерообразных углублений и других отрицательных элементов, рассекающих поверхность западного полушария планеты в приэкваториальной области на протяжении около 4000 км. Вся система ориентирована в запад-северо-западном направлении и связана, вероятно, с крупнейшей разрывной марсианской мегаструктурой, внешне напоминающей земной континентальный рифт, но имеющий более грандиозные размеры.

Одним из фундаментальных открытий марсианской геологии является обнаружение в долине Маринеров слоистой коры осадочно-вулканогенного происхождения. Первым подтверждением этому является разрез многоярусной стратифицированной толщи, вскрывающийся на большом протяжении в стенке «канала» долины Маринеров.


2.4 Древние вулканы


Для Марса характерны крупные вулканические сооружения типа щитовых вулканов, вулканических куполов и провальных кальдер (Рис. 9).

Поверхность склонов щитовых вулканов Марса изборождена системами лавовых потоков, каналов и гряд шириной в несколько километров и длиной в сотни километров. Поэтому в условиях меньшей силы тяжести на Марсе такие «жидкие» лавы обычно обладают способностью «растекаться» на более дальние расстояния.

Кроме щитовых вулканов, есть куполовидные. Они меньше по размерам, но больше по количеству. Их высота не превышает 8 км, а вершина часто осложнена кальдерами. К тому же, на поверхности куполовидных вулканов больше ударных кратеров. Можно сказать, что часть куполов представляет собой остатки более древних и крупных вулканических сооружений, которые были частично погребены под более поздними лавами.


Рис. 9 Olympus Mons caldera. «Викинг-1»


По предположению ученых, вулканическая деятельность началась примерно 4-4,5 млрд лет назад. В это время, возможно, Марс был очень тонким, и под ним бурлили расплавленные горные породы мантии. В доказательство этой теории, исчезновение поля магнитного на Марсе происходило, согласно компьютерной модели, 4,1 млрд. лет назад, что совпадает с полученными ранее данными.


Рис. 10. Панорама вулкана Олимп на Марсе. «Викинг-1»


Самый крупный вулкан на Марсе - гора Олимп - имеет поперечник около 600 км и поднимается над своим основанием на высоту 22,5 км (Рис. 10).

На склонах Олимпа нет следов лавовых потоков, хотя кратер на вершине горы четко обозначен. Вершина вулкана практически плоская. Скорее всего, кратер образовался из-за провала верхней части коры, благодаря чему вулкан не извергся. Если это так, вулкан образовался за счет подъема коры силами выдавливания.

Процесс образования гигантской горы с ровной поверхностью мог происходить при условии, что марсианская кора была горячей и достаточно пластичной. Возникнув как холм с небольшим основанием, гора выдавливалась и одновременно расширялась в основании как целое, не вызывая дополнительной деформации растяжения ранее сформированной части горы. Пористые породы в основании горы за счет повышенного давления, при застывании образовали сравнительно более плотный и более прочный каркас вулкана, который и обеспечил сохранность его форм и размеров.


2.5 Кратеры


На Марсе широко распространены кратеры, образованные ударами метеоритов, астероидов и комет. Поверхность южного полушария усеяна относительно крупными кратерами (диаметром более 15 км) и кольцевыми кратерными бассейнами (Рис. 11).


Рис. 11. Сильно кратерированиая поверхность южного полушария Марса в районе долины Маадим. Фото «Mars Reconnaisance Orbiter»

Морфология ударных кратеров, возможно, даст некоторое понимание внешних условий на планете во время кратерообразования. Так, например, для многих марсианских кратеров характерно наличие центральной лунки. По мнению американского планетолога К. Вуда, эти лунки возникли в результате экскавации подповерхностных пластов пород, обогащенных льдом. Быстрое плавление и испарение льда в момент кратерообразования и привело к формированию центральных лунок.

При этом если на ранних стадиях планетной истории (более 4 млрд. лет назад) интенсивность ударных процессов была наибольшей, то в период 3,8 - 3,5 млрд. лет назад она резко сократилась и продолжала последовательно затухать, роль кратерообразования в формировании облика поверхности планеты стала второстепенной, а главными процессами на поверхности стали тектоника, вулканизм и экзогенная активность.

Исследователь обратил внимание на цепочку из пяти гигантских кратеров. Места расположения кратеров позволили допустить, что все они образовались одновременно в результате одного катаклизма. По мнению ученых, причиной стало падение крупного астероида, который двигался вокруг Солнца по той же орбите, что и Марс. Некоторое время астероид обращался вокруг Марса как спутник, а затем упал под действием сил гравитации. Анализ показал, что астероид имел от 800 до 1000 км в диаметре. В результате столкновения полюса сместились приблизительно на 90 градусов и оказались вблизи бывшего экватора.


3. Геологическое строение


Поверхность Марса характеризуется четко выраженной асимметрией. Северное полушарие представлено пониженными равнинными поверхностями, а южное - сильно кратерированными возвышенностями. Граница представляет собой окружность, наклоненную к экватору под углом 35°. Разновысотность и морфологические различия определили четко выраженную дихотомию планеты.

Вероятнее всего, граница разрушенная эндогенными и экзогенными приверо к развитию переходной зоны. В этой зоне наблюдается четкий морфологический переход.

Асимметрия полушарий, вероятно, произошла из-за двух типах ее коры. В настоящее время нет точной причины такого строения марсианской коры. Есть теория, что асимметрии Марса - проявление конвективных движений в мантии на ранних этапах геологической истории. На Марсе есть особые участки, усиливающие асимметричность поверхности, это области Фарсида и Элизии.

Область Фарсида занимает около 1/4 поверхности Марса (Рис. 12.). Это гигантское аркообразное поднятие возвышается над древними материковыми возвышенностями. Именно в этой области расположены самые высокие вулканы Марса. Так же существует теория об образовании области Фарсида. Эта область образовалась в результате вертикальных тектонических движений, это подтверждают ярко выраженное высотное положение области и обширная радиально-концентрическая система грабенов и разломов, которые четко прослеживаются как по периферии области, так и среди вулканических местностей центральной зоны.

Помимо кратерированных возвышенностей и пониженными равнинными, Марсу присуще вулканические сооружения, полярные местности, горные и бороздчатые местности, области каньонов и долин.


Рис. 12. Область Фарсида. NASA / JPL-Caltech / Arizona State University - JMARS


Для Марса как для отдельной планеты была создана геохронологическая шкала.

Она делится на три периода: Нойский, Гесперидский и Амазонский. (Рис. 13.)


Рис. 13. Геохронологическая шкала Марса


Нойский период охватывает время с 4,1 до 3,7 млрд лет назад. Это время ассоциируется с метеоритной бомбардировки. В это время образовались равнина Эллада, плато Фарсида и долины Маринера.

Гесперидский период продолжался с 3,7 до примерно 3,0 млрд лет назад и на это время пришлись эпизоды активного вулканизма и мощных кратковременных потоков воды, прорезавших каньоны по краям равнины Хризе и в других местах. В этот период начался рост вулкана Олимп.

Амазонский период, примерно с 3 млрд лет назад и до современного периода, был временем затухания геологической активности и исчезновения жидкой воды с поверхности Марса. Основными геологическими явлением этого периода является ветровая эрозия, перемещение пыли и ледниковые процессы.


Заключение


Благодаря орбитальным аппаратом, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express и Mars Reconnaissance Orbiter представление о геологической эволюции Марса, были очень изменены, относительно Земных представлений. Основными открытиями являются, открытие водяного льда под поверхностью, отображение различных типов льда в полярных регионах, создание водной истории поверхности Марса.

Многое еще предстоит сделать в нескольких ключевых областях. Некоторые основные задачи исследования Марса относятся к структуре рельефа, реакции атмосферы на солнечную активность и поиск жизни. Для решения данных задач предпримутся попытки запустить в 2016 году Марсианский научный орбитальный аппарат и ExoMars / MAX-C Rover.

Благодаря фотографиям и анализам сделанными космическими аппаратами, ученые приблизились к разгадке некоторых вопросов, касающихся образования марсианского рельефа.


Список использованной литературы


1.H.H. Kieffer, B.M. Jakosky, C.W. Snyder, M.S. Matthews (Eds.), Mars, University of Arizona Press, Tucson (1992), pp. 934-968

.P.B. James, B.A. Cantor Martian north polar cap recession: 2000 Mars Orbiter Camera observations Icarus, 154 (1) (2001), pp. 131-144

.J.L. Benson, P.B. James Yearly comparisons of the martian polar caps: 1999-2003 Mars Orbiter Camera observations Icarus, 174 (2) (2005), pp. 513-523

.B.A. Cantor, P.B. James, W.M. Calvin MARCI and MOC observations of the atmosphere and surface cap in the north polar region of Mars Icarus, 208 (1) (2010), pp. 61-81

5. Кузьмин Р.О. Определение глубины залегания льдистых пород на Марсе морфологии свежих кратеров // ДАН СССР. - 1980 - Т.252 - №6, - С. 1445

. Кузьмин Р.О., Бобина Н.Н., 3 абалуева Е.В., Шашкина В.П. // Астрономический вестник. -1988. - Т. 22.- №3. - С. 195.;

. #"justify">.J.F. Mustard, et al. Hydrated silicate minerals on Mars observed by the Mars Reconnaissance Orbiter CRISM instrument Nature, 454 (2008), pp. 305-309 #"justify">9. Г.А. Бурбы «Номенклатура деталей рельефа Марса» (М.: Наука, 1981).

. #"justify">. Мороз В.И. Физика планеты Марс. - М.: Наука, 1978.


Теги: Рельеф Марса  Курсовая работа (теория)  Авиация и космонавтика
Просмотров: 2082
Найти в Wikkipedia статьи с фразой: Рельеф Марса
Назад