Вегенер (марсианский кратер) - Wegener (Martian crater)

О кратере на Луне см. Вегенер (лунный кратер).
Кратер Вегенера
Mapwegenercrater.jpg
Топографическая карта с указанием местоположения кратера Вегенера
ПланетаМарс
Область, крайЧетырехугольник аргира
Координаты64 ° 36' ю.ш. 4 ° 00'з.д. / 64,6 ° ю.ш.4 ° з. / -64.6; -4Координаты: 64 ° 36' ю.ш. 4 ° 00'з.д. / 64,6 ° ю.ш.4 ° з. / -64.6; -4
ЧетырехугольникЧетырехугольник аргира
Диаметр68.51 км
ЭпонимАльфред Вегенер

Wegener является кратер от удара в Четырехугольник аргира из Марс, расположенный на 64,6 ° южной широты и 4,0 ° западной долготы. Его диаметр составляет примерно 68,5 км, и он был назван в честь немецкого геофизика. Альфред Вегенер (1880–1930). Название было одобрено IAU Рабочая группа по номенклатуре планетных систем в 1973 г.[1]

Описание

Кратер Вегенера, видимый камерой CTX (на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат )
Кратер Вегенера показывает оттаивание дюн, как это видно с камеры CTX (Марсианский орбитальный аппарат). Темные пятна - это места, где с темных дюн исчез иней. Примечание: это увеличение предыдущего изображения кратера Вегенера.

Темные пятна появляются на дюнах в высоких широтах Марса. 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.[2][3]Темные пятна появляются на дюнах в высоких широтах Марса.

Иногда около пятен образуются гейзеры. 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.[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 | Вегенер". usgs.gov. Международный астрономический союз. Получено 4 марта 2015.
  2. ^ 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.
  3. ^ Мохлманн, Д., 2004. Вода на верхней поверхности Марса в средних и низких широтах: наличие, состояние и последствия. Икар 168, 318–323.
  4. ^ Horváth, A .; Kereszturi, Á .; Bérczi, Sz .; и другие. (2005). «Ежегодное изменение марсианских просачиваний DDS» (PDF). Луна и планетология XXXVI. Получено 24 ноября 2008.
  5. ^ 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.
  6. ^ Керестури А., Ривера-Валентин Э. 2012. Расположение тонких слоев жидкой воды на современном Марсе. Икар: 221, 289–295.