Фон Карман (марсианский кратер) - Von Kármán (Martian crater)

Эта статья про кратер на Марсе. Для лунного кратера см. Фон Карман (лунный кратер).
Кратер фон Карман
VonKarmanMartianCrater.jpg
Топографическая карта кратера Фон Кармана
ПланетаМарс
Область, крайЧетырехугольник аргира
Координаты64 ° 36' ю.ш. 58 ° 30'з.д. / 64,6 ° ю.ш.58,5 ° з. / -64.6; -58.5Координаты: 64 ° 36' ю.ш. 58 ° 30'з.д. / 64,6 ° ю.ш.58,5 ° з. / -64.6; -58.5
ЧетырехугольникЧетырехугольник аргира
Диаметр90 км (56 миль)
ЭпонимТеодор фон Карман
Кратер фон Карман, как видно с камеры CTX (на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат ). Темные участки в верхней части - это дюны.
Размораживание дюн в кратере фон Карман, как это видно с камеры CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter). Темные места там, где мороз оставил темные дюны. Снимок сделан весной на Марсе.

Фон Карман является кратер от удара в Четырехугольник аргира из Марс, расположенный на 64,6 ° южной широты и 58,5 ° западной долготы. Его диаметр составляет 90 км (56 миль). Он был назван в честь венгерско-американского авиационного инженера. Теодор фон Карман.[1]

Кратер содержит большое поле дюн. Обычно дюны очень темные, потому что содержат темный базальт вулканических пород. Однако зимой они покрываются инеем. На фотографиях ниже показано, как исчезает иней. Темные пятна появляются на дюнах в высоких широтах Марса.

Иногда гейзеры образуются возле пятен. У них есть две основные особенности (темные пятна дюн и паутинные каналы), которые появляются в начале марсианской весны на полях дюн, покрытых углекислым газом (CO2 или «сухой лед»), в основном на гребнях и склонах дюн; к началу зимы они исчезают. Форма темных пятен в основном круглая, на склонах - удлиненная.[2][3]

В этих местах минеральные зерна могут быть покрыты тонкой пленкой воды, которая может повлиять на химическое выветривание минералов и может помочь возможным марсианским организмам выжить. Исследования показали, что тонкие пленки воды могут существовать на поверхности Марса время от времени, в определенное время и в определенных местах. Местами тонкие слои жидкой воды могли присутствовать в течение 38 зол (марсианских дней) в более теплые периоды дня.[4][5]При более сильном весеннем солнечном свете в некоторых регионах струи углекислого газа выбрасывают в воздух темную пыль. Эта темная пыль увеличивает поглощение света и вызывает повышение температуры до уровня, при котором вода может существовать на короткое время.[6]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ "Газетир планетарной номенклатуры | Фон Карман". usgs.gov. Международный астрономический союз. Получено 4 марта 2015.
  2. ^ Horváth, A .; Kereszturi, Á .; Bérczi, Sz .; и другие. (2005). «Ежегодное изменение марсианских просачиваний DDS» (PDF). Луна и планетология XXXVI. Получено 24 ноября 2008.
  3. ^ Ганти, Тибор; Андраш Хорват; Санишло Берчи; Альберт Гестези; Эёрс Сатмари (12–16 марта 2001 г.). Вероятные свидетельства недавней биологической активности на Марсе: появление и рост темных пятен дюн в южной полярной области (PDF). 32-я ежегодная конференция по изучению луны и планет. Хьюстон, Техас. Получено 20 ноября 2008.
  4. ^ Zent, ​​A.P., Haberle, R.M., Howard, C.H., Jakosky, B.M., 1993. Модель сопряженного подповерхностного пограничного слоя воды на Марсе. J. Geophys. Res. 98, 3319–3337.
  5. ^ Мохлманн, Д., 2004. Вода на верхней поверхности Марса в средних и низких широтах: наличие, состояние и последствия. Икар 168, 318–323.
  6. ^ Керестури, А.`` Э. Ривера-Валентин. 2012. Расположение тонких слоев жидкой воды на современном Марсе. Икар: 221, 289–295.