Medusae Fossae Formation – Wikipedia

Das Medusae Fossae Formation ist eine große geologische Einheit wahrscheinlichen vulkanischen Ursprungs auf dem Planeten Mars.[1] Es ist nach der Medusa der griechischen Mythologie benannt. „Fossae“ ist lateinisch für „Gräben“. Das Hotel liegt ungefähr in 5 ° S. 213 ° O./.5 ° S 213 ° E./. -5; 213Es überspannt die Grenze zwischen Hochland und Tiefland in der Nähe der Vulkangebiete Tharsis und Elysium. Die Medusae Fossae-Formation besteht teilweise aus fünf Vierecken: dem Amazonis-Viereck, dem Tharsis-Viereck, dem Memnonia-Viereck, dem Elysium-Viereck und dem Aeolis-Viereck.

Die Medusae Fossae Formation ist eine weiche, leicht erodierbare Lagerstätte, die sich (diskontinuierlich) über mehr als 5.000 km entlang des Marsäquators erstreckt. Es hat eine Fläche, die 20% der Größe der kontinentalen Vereinigten Staaten entspricht.[2] Manchmal erscheint die Formation als glatte und sanft gewellte Oberfläche, an einigen Stellen ist sie jedoch in Grate und Rillen windgeformt.[1] Radaraufnahmen haben gezeigt, dass die Region entweder extrem poröses Gestein (zum Beispiel Vulkanasche) oder tiefe Schichten gletscherartiger Eisablagerungen enthalten kann, die ungefähr der Menge entsprechen, die in der Südpolkappe des Mars gespeichert ist.[3][4] Unter Verwendung eines globalen Klimamodells fand eine Gruppe von Forschern unter der Leitung von Laura Kerber heraus, dass die Medusae Fossae-Formation aus Asche der Vulkane Apollinaris Mons, Arsia Mons und möglicherweise Pavonis Mons gebildet worden sein könnte.[5] Ein weiterer Beweis für eine feinkörnige Zusammensetzung ist die Tatsache, dass das Gebiet fast keine Radarrückgabe liefert. Aus diesem Grund wurde es als „Stealth“ -Region bezeichnet.[6] Die Formation ist in drei Untereinheiten (Mitglieder) unterteilt, die alle als amazonisch gelten, die jüngste Ära in der geologischen Geschichte des Mars.[7] Vergleiche der Elementzusammensetzung legen nahe, dass die Medusae Fossae-Formation die Hauptquelle für den allgegenwärtigen Oberflächenstaub des Mars war.[2] Im Juli 2018 berichteten Forscher, dass die Medusae Fossae Formation tatsächlich die größte einzelne Staubquelle auf dem Planeten Mars ist.[2]

Eine Analyse der Daten des Mars Odyssey Neutron Spectrometer ergab, dass der Westlappen der Medusae Fossae Formation Wasser enthält. Dies bedeutet, dass diese Formation Wassereis enthält. Während Perioden mit hoher Neigung (Neigung) war Wassereis auf der Oberfläche stabil.[8]

Die Kombination mehrerer Schwerkraftmodelle des Mars mit dem topografischen MOLA-Datensatz ermöglichte die Berechnung der Dichte der Lagerstätte. der Wert beträgt 1,765 ± 0,105 g / cm3, ähnlich der Dichte der terrestrischen Ignimbrite.[9] Dies schließt signifikante Mengen an Eis in der Massezusammensetzung aus. In Kombination mit dem hohen Schwefel- und Chlorgehalt der Lagerstätte impliziert dies einen explosiven vulkanischen Ursprung. Das Gesamtvolumen der Einzahlung beträgt 1,4 × 106 km3;; Eine so große Lagerstätte könnte in regelmäßigen Abständen über einen Zeitraum von 500 Millionen Jahren eingelagert worden sein.[9]

Umgekehrte Erleichterung[edit]

Der untere Teil (Mitglied) der Medusae Fossae Formation enthält viele Muster und Formen, von denen angenommen wird, dass sie die Überreste von Bächen sind. Es wird angenommen, dass Ströme Täler bildeten, die gefüllt wurden und durch Zementieren von Mineralien oder durch Ansammeln einer groben Deckschicht zu einem umgekehrten Relief erosionsbeständig wurden. Diese umgekehrten Flussbetten werden manchmal als gewundene Grate oder erhabene krummlinige Merkmale bezeichnet. Sie wurden in sechs Klassen unterteilt: flache Hauben, schmale Hauben, runde Hauben, verzweigte, nicht verzweigte und mehrstufige. Sie können ungefähr einen Kilometer lang sein. Ihre Höhe reicht von einem Meter bis zu mehr als 10 Metern, während die Breite der schmalen weniger als 10 Meter beträgt.[10]

Yardangs[edit]

Die Oberfläche der Formation wurde vom Wind in eine Reihe linearer Grate erodiert, die als Yardangs bezeichnet werden.[11] Diese Grate zeigen im Allgemeinen in Richtung der vorherrschenden Winde, die sie geschnitzt haben, und demonstrieren die erosive Kraft der Marswinde. Die leicht erodierbare Natur der Medusae Fossae-Formation legt nahe, dass sie aus schwach zementierten Partikeln besteht und höchstwahrscheinlich durch Ablagerung von vom Wind geblasenem Staub oder Vulkanasche gebildet wurde. Yardangs sind Teile des Felsens, die durch Aufprallen von Sandpartikeln, die im Wind wehen, in lange, dünne Grate sandgestrahlt wurden.[12] Schichten sind in Teilen der Formation zu sehen. In Viking wurde ein widerstandsfähiger Caprock auf der Spitze von Yardangs beobachtet.[13]Mars Global Surveyor,[14] und HiRISE-Fotos.[15] Bilder von Raumfahrzeugen zeigen, dass sie unterschiedliche Härtegrade aufweisen, wahrscheinlich aufgrund signifikanter Variationen der physikalischen Eigenschaften, der Zusammensetzung, der Partikelgröße und / oder der Zementierung. Im gesamten Gebiet sind nur sehr wenige Einschlagkrater sichtbar, sodass die Oberfläche relativ jung ist.[16]

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

  1. ^ ein b „Die Medusa Fossae Formation auf dem Mars“. Europäische Weltraumorganisation. 29. März 2005.
  2. ^ ein b c Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin; Karunatillake, Suniti; Schmidt, Mariek (2018). „Die Medusae Fossae Formation als größte Staubquelle auf dem Mars“. Naturkommunikation. 9 (1): 2867. Bibcode:2018NatCo … 9.2867O. doi:10.1038 / s41467-018-05291-5. PMC 6054634. PMID 30030425.
  3. ^ Watters, TR; Campbell, B.; Carter, L.; Leuschen, CJ; Plaut, JJ; Picardi, G.; Orosei, R.; Safaeinili, A.; Clifford, SM; Farrell, WM; Ivanov, AB; Phillips, RJ; Stofan, ER (2007). „Radarsondierung der Medusae Fossae Formation Mars: Äquatoriales Eis oder trockene Ablagerungen mit geringer Dichte?“. Wissenschaft. 318 (5853): 1125–1128. Bibcode:2007Sci … 318.1125W. doi:10.1126 / science.1148112. PMID 17975034. Zusammenfassung zusammenlegen – – NewScientist (1. November 2007).
  4. ^ Orosei, R.; Cantini, F.; Caprarelli, G.; Carter, LM; Papiano, I.; Rossi, AP (2016). „Radar Sounding von MARSIS über Lucus Planum, Mars“. Mond- und Planetenwissenschaftskonferenz (1903): 1869. Bibcode:2016LPI …. 47.1869O.
  5. ^ Kerber, Laura; Head, James W.; Madeleine, Jean-Baptiste; Vergiss, François; Wilson, Lionel (2012). „Die Ausbreitung von Pyroklasten aus alten explosiven Vulkanen auf dem Mars: Implikationen für die bröckeligen Schichtablagerungen“. Ikarus. 219 (1): 358–381. Bibcode:2012Icar..219..358K. doi:10.1016 / j.icarus.2012.03.016.
  6. ^ Barlow, Nadine G. (2008). Mars: eine Einführung in sein Inneres, seine Oberfläche und seine Atmosphäre. Cambridge, Großbritannien: Cambridge University Press. pp. 75–76. ISBN 978-0-521-85226-5.
  7. ^ Greeley, Ronald; Gast, JE (1987). „Geologische Karte der östlichen Äquatorregion des Mars“. CiteSeerX 10.1.1.457.7583. doi:10.3133 / i1802B.
  8. ^ Wilson, Jack T.; Eke, Vincent R.; Massey, Richard J.; Elphic, Richard C.; Feldman, William C.; Maurice, Sylvestre; Teodoro, Luís FA (2018). „Äquatoriale Standorte von Wasser auf dem Mars: Verbesserte Auflösungskarten basierend auf Daten des Mars Odyssey Neutron Spectrometer“. Ikarus. 299: 148–160. arXiv:1708.00518. Bibcode:2018Icar..299..148W. doi:10.1016 / j.icarus.2017.07.028.
  9. ^ ein b Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin (2018). „Die Dichte der Medusae Fossae-Formation: Implikationen für ihre Zusammensetzung, Herkunft und Bedeutung in der Marsgeschichte“. Journal of Geophysical Research: Planeten. 123 (6): 1368–1379. Bibcode:2018JGRE..123.1368O. doi:10.1029 / 2018JE005565.
  10. ^ Zimbelman, James R.; Griffin, Lora J. (2010). „HiRISE-Bilder von Yardangs und gewundenen Graten im unteren Teil der Medusae Fossae Formation, Mars“. Ikarus. 205 (1): 198–210. Bibcode:2010Icar..205..198Z. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.003.
  11. ^ Bridges, Nathan T.; Muhs, Daniel R. (2012). „Staubsteine ​​auf dem Mars: Quelle, Transport, Ablagerung und Erosion“. Sedimentgeologie des Mars. S. 169–182. doi:10.2110 / pec.12.102.0169. ISBN 978-1-56576-312-8.
  12. ^ http://www.uahirise.org/ESP_039563_1730[full citation needed]
  13. ^ Scott, David H.; Tanaka, Kenneth L. (1982). „Ignimbriten der Amazonis Planitia Region des Mars“. Journal of Geophysical Research: Feste Erde. 87: 1179–1190. Bibcode:1982JGR …. 87.1179S. doi:10.1029 / JB087iB02p01179.
  14. ^ Malin, MC; Carr, MH; Danielson, GE; Davies, ME; Hartmann, WK; Ingersoll, AP; James, PB; Masursky, H.; McEwen, AS; Soderblom, LA; Thomas, P.; Veverka, J.; Caplinger, MA; Ravine, MA; Soulanille, TA; Warr En, JL (1998). „Frühe Ansichten der Marsoberfläche von der Mars-Orbiter-Kamera des Mars Global Surveyor“. Wissenschaft. 279 (5357): 1681–1685. Bibcode:1998Sci … 279.1681M. doi:10.1126 / science.279.5357.1681. PMID 9497280.
  15. ^ Mandt, Kathleen E.; De Silva, Shanaka L.; Zimbelman, James R.; Crown, David A. (2008). „Ursprung der Medusae Fossae Formation, Mars: Erkenntnisse aus einem synoptischen Ansatz“. Zeitschrift für geophysikalische Forschung. 113 (E12): E12011. Bibcode:2008JGRE..11312011M. doi:10.1029 / 2008JE003076.
  16. ^ http://themis.asu.edu/zoom-20020416a[full citation needed]