ティレヌム海の四角形
火星の表面の一部
ティレヌム海の四角形
火星探査機レーザー高度計（MOLA）データによるティレヌム海四角形地図。最高標高は赤、最低標高は青で示されています。
座標南緯15度00分 西経247度30分 / 南緯15度 西経247.5度 / -15; -247.5
ティレヌム海四角形（MC-22）の画像。この地域の大部分は、クレーターが密集した高地で占められている。中央部にはティレナ・パテラと、それに付随する尾根状の平野であるヘスペリア平原が含まれる。

ティレヌム海図は、米国地質調査所（USGS）の天体地質学研究プログラムが使用する火星の30枚の図のうちの1つです。この図はMC-22（Mars Chart-22）とも呼ばれています。[1]この図には、ティレナ・テラ、ヘスペリア・プラヌム、テラ・キンメリアの 各地域の一部が含まれています。

ティレヌム海四角形は、火星の西経225度から270度、南緯0度から30度の領域をカバーしています。スキアパレッリは、イタリアとシチリア島の間にある地球のティレニア海にちなんで、この地域をティレニア海と名付けました。その後、宇宙船の写真によって、ここは海ではなく、クレーターの多い古い平原であることが明らかになり、この地域はティレナ海と改名されました。ここには、火星で最も古く、おそらく最も複雑な火山の1つであるティレヌス山があります。 [2] [3]ティレヌム海の最大のクレーターはハーシェルクレーターです。リクス渓谷とアウソニア山もこの地域の主な地形です。

火星のフォッサ

火星の地理用語では、大きなトラフ（細長い窪み）はフォッサと呼ばれます。トラフは、地殻が引き伸ばされて壊れると形成されます。この引き伸ばしは、近くの火山の大きな重みによる可能性があります。フォッサ/ピットクレーターは、タルシス火山群とエリシウム火山群の火山の近くでよく見られます。[4] トラフには、中央部分が下がっている2つの切れ目があることが多く、側面に急な崖が残ります。このようなトラフはグラベンと呼ばれます。[5] ニューヨーク州北部のジョージ湖は、グラベンにある湖です。研究によると、火星の断層は5kmの深さになる可能性があり、つまり岩の割れ目が5km下まで続くことがわかりました。さらに、亀裂や断層は広がったり膨張したりすることもあります。この広がりによって、比較的大きな体積の空洞が形成されます。物質が空隙に滑り込むと、ピットクレーターまたはピットクレーターチェーンが形成される。ピットクレーターには、衝突クレーターのような縁や噴出物がない。火星では、個々のピットクレーターが結合してチェーンを形成したり、時には波形の谷を形成したりすることがある。[6] 窩とピットクレーターの形成については他の考えも提案されている。それらがマグマの岩脈に関連しているという証拠がある。マグマは地表の下で移動し、岩を破壊し、さらに重要なことに、氷を溶かした可能性がある。結果として生じる作用により、表面に亀裂が形成される。ピットクレーターは地球では一般的ではない。地面が穴に陥没するシンクホール（時には町の真ん中にある）は、火星のピットクレーターに似ている。しかし、地球上でこれらの穴は石灰岩が溶解して空隙が生じることによってできる。[6] [7] [8]ティレヌス山には、美しい窪みやピットクレーターがいくつか存在します。これらの特徴は、 HiRISE によって取得された以下のギャラリー画像で容易に確認できます。

ピットクレーターと窪みの位置と形成メカニズムに関する知識は、それらが水の貯蔵庫である可能性があるため、将来の火星の植民地化にとって重要です。[9]

クレーター

アウキの熱水地帯

アウキクレーターとその他の周辺地形の位置を示す地形図。色は標高を示しています。

アウキ・クレーターには、衝突後に発生した熱水作用の証拠と考えられる尾根状のネットワークが見られます。衝突は岩石を破壊し、膨大な熱を発生させます。火星では、この熱によって氷が溶け、その水が衝突時に生じた亀裂を通って移動します。この水は最終的に鉱物を堆積させます。この鉱物の堆積物は、周囲の地表が浸食される際に明らかになる可能性があります。このように形成された堆積物は、浸食に対してより耐性があります。

研究者たちは、このような熱水作用は火星では一般的であるはずだと推測している。[10] アウキの中心部とその周辺で発見された尾根がその証拠である。このクレーターには、衝突によって形成された亀裂の後に形成された可能性のある尾根が含まれている。マーズ・リコネッサンス・オービターの機器を用いて、彼らは地球上の衝突誘発性熱水系でよく見られるスメクタイト、シリカ、ゼオライト、蛇紋石、炭酸塩、緑泥石といった鉱物を発見した。 [11] [12] [ 13] [ 14] [15] [16]他の火星のクレーターを研究した他の科学者による、火星における衝突後の熱水系の他の証拠。[17] [18] [19]

チャンネル

火星にはかつて川の谷や水路を水が流れていたことを示す膨大な証拠がある。1970年代初頭に火星探査機マリナー9号が撮影した画像には、湾曲した水路の画像が映っている。[20] [21] [22] [23] Vallis（複数形はvalles）はラテン語で谷を意味する。惑星地質学では、探査機が初めて火星に送られた際に火星で発見された古い川の谷と思われるものも含め、他の惑星の地形の命名に用いられる。バイキング探査機は火星の水についての私たちの概念に革命を起こした。多くの地域で巨大な川の谷が発見された。宇宙船のカメラは洪水がダムを破壊し、深い谷を刻み、岩盤に溝を浸食し、何千キロも移動した様子を明らかにした。[24] [25] [26] 火星のいくつかの谷（マンガラ谷、アサバスカ谷、グラニコス谷、ティンジャール谷）は、明らかにグラベンから始まっています。一方、大規模な流出路のいくつかは、カオスまたはカオス地形と呼ばれる瓦礫で覆われた低地から始まっています。大量の水が厚い氷圏（凍土層）の下に圧力を受けて閉じ込められ、その後、断層によって氷圏が破壊された際に突然放出されたのではないかと考えられています。[27] [要出典] [28]

線状尾根ネットワーク

線状の尾根ネットワークは、火星のクレーター内やその周辺のさまざまな場所で見つかっている。[29] 尾根は、多くの場合、格子状に交差するほぼ直線の部分として現れる。それらは数百メートルの長さ、数十メートルの高さ、数メートルの幅がある。衝突によって表面に亀裂が生じ、これらの亀裂が後に流体の通路として機能したと考えられている。流体が構造を固めた。時が経つにつれて、周囲の物質が浸食され、硬い尾根が残った。尾根は粘土のある場所で発生するため、これらの地層は、形成に水を必要とする粘土のマーカーとして機能する可能性がある。[30] [31] [32] ここの水は、これらの場所での過去の生命を支えていた可能性がある。粘土は、化石やその他の過去の生命の痕跡を保存している可能性もある。

砂丘

火星では多くの場所で砂丘 が見つかっている。砂丘の存在は、火星に風の吹く大気があることを示している。砂丘が砂を積み上げるには風が必要だからである。火星の砂丘のほとんどは、火山岩である玄武岩の風化により黒くなっている。 [ 33] [34]黒い砂は地球のハワイや南太平洋の熱帯の島々で 見られる。 [35] 火星では、地表が古く、岩が浸食されて砂になったため、砂がよく見られる。火星の砂丘は数メートルも移動するのを観測されている。[36] [37] 砂丘の中には移動するものもある。この過程で、砂は風上側を上昇し、次に砂丘の風下側を落ち、その結果、砂丘は風下側（または滑り面）に向かう。[38] 画像を拡大すると、火星の砂丘の表面に波紋が見られる。[39] これらは砂粒が砂丘の風上面を転がり跳ね上がることによって生じる。跳ね返る砂粒は、それぞれの波紋の風上側に着地する傾向があります。砂粒はそれほど高く跳ね返らないので、それを止めるのにそれほど力は必要ありません。

参照

参考文献

  1. ^ Davies, ME; Batson, RM; Wu, SSC「測地学と地図作成法」Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; Matthews, MS編、 Mars.アリゾナ大学出版局：ツーソン、1992年。
  2. ^ ハートマン、W. 2003.『火星旅行者ガイド』ワークマン出版、ニューヨーク。
  3. ^ Carr, M. 2007. 『火星の表面』ケンブリッジ大学出版局、ニューヨーク、 ISBN 978-0-521-87201-0
  4. ^ スキナー、J.、L. スキナー、J. カーゲル. 2007. 火星のギャラクシアス・フォッサエ領域における水蒸気火山活動に基づく再表面化の再評価. 月惑星科学 XXXVIII (2007)
  5. ^ 「HiRISE | クリセ平原のクレーターとピットクレーター列 (PSP_008641_2105)」.
  6. ^ ab Wyrick, D., D. Ferrill, D. Sims, S. Colton. 2003. 火星ピットクレーター列の分布、形態、構造的関連性. 月惑星科学 XXXIV (2003)
  7. ^ http://www.swri.edu/4org/d20/DEMPS/planetgeo/planetmars.html [永久リンク切れ]
  8. ^ 「マーズ・グローバル・サーベイヤーMOC2-620リリース」。
  9. ^ Ferrill, D., D. Wyrick, A. Morris, D. Sims, N. Franklin. 2004. 火星14:10:4-12における膨張断層すべりとピットチェーンの形成
  10. ^ Osinski, G., et al. 2013. 地球と火星における衝突生成熱水システム. Icarus: 224, 347-363.
  11. ^ Carrozzo, F. et al. 2017. 火星ティレナ・テラ、アウキ・クレーターの地質と鉱物学：衝突後に形成された可能性のある熱水系。281: 228-239
  12. ^ Loizeau, D. et al. 2012. 火星ティレナ・テラにおける含水珪酸塩岩露頭の特徴：火星の変質史への影響. Icarus: 219, 476-497.
  13. ^ Naumov, M. 2005. 衝突生成熱水循環システムの主な特徴：鉱物学的および地球化学的証拠. Geofluids: 5, 165-184.
  14. ^ Ehlmann, B., et al. 2011. 火星における低度変成作用、熱水変質作用、および続成作用の証拠、フィロケイ酸塩鉱物集合体より. Clays Clay Miner: 59, 359-377.
  15. ^ Osinski, G. et al. 2013. 地球と火星における衝突生成熱水システム. Icarus: 224, 347-363.
  16. ^ Schwenzer, S., D. Kring. 2013. 「衝突生成熱水系における変質鉱物 - 母岩の変動性の探究」イカロス誌：226, 487-496.
  17. ^ Marzo, G., et al. 2010. 火星におけるヘスペリアン衝突誘発性熱水活動の証拠. Icarus: 667-683.
  18. ^ Mangold, N., et al. 2012. 火星のヘスペリアン後期衝突クレーターにおける水熱変質．第43回月惑星科学．#1209．
  19. ^ Tornabene, L., et al. 2009. 火星ホールデンクレーターにおけるパラオートクソンス巨大角礫岩と衝突誘起熱水変質作用の証拠の可能性. 第40回LPSC. #1766.
  20. ^ ベイカー、V. 1982. 『火星のチャネル』テキサス大学出版局、オースティン、テキサス州
  21. ^ Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. 火星の古代の海洋、氷床、そして水循環. Nature 352, 589–594.
  22. ^ Carr, M. 1979. 被圧帯水層からの水の放出による火星の洪水地形の形成. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
  23. ^ Komar, P. 1979. 火星の流出路における水流の水理学と地球上の同規模の流れとの比較。イカロス37, 156–181.
  24. ^ ヒュー・H・キーファー (1992). Mars. アリゾナ大学出版局. ISBN 978-0-8165-1257-7. 2011年3月7日閲覧。
  25. ^ レイバーン、P. 1998. 赤い惑星火星の秘密を解き明かす。ナショナルジオグラフィック協会。ワシントンD.C.
  26. ^ Moore, P. 他 1990. 『太陽系地図帳』 Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
  27. ^ Carr, M. 1979. 被圧帯水層からの水の放出による火星の洪水地形の形成. J. Geophys. Res. 84: 2995-3007.
  28. ^ Hanna, J. and R. Phillips. 2005. 火星のマンガラ渓谷とアサバスカ渓谷の形成における帯水層のテクトニックな加圧. LPSC XXXVI. 抄録2261.
  29. ^ Head, J., J. Mustard. 2006. 火星衝突クレーターにおける角礫岩脈とクレーター関連断層：二分境界における直径75kmのクレーター底の浸食と露出、Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
  30. ^ マンゴールドら。 2007. OMEGA/Mars Express データによるニリフォッセ地域の鉱物学: 2. 地殻の水性変質。 Ｊ．Ｇｅｏｐｈｙｓ． Res.、112、土井：10.1029/2006JE002835。
  31. ^ Mustard et al.、2007。OMEGA/Mars Express データによるニリフォッサイ地域の鉱物学: 1. イシディス盆地における古代の衝突融解と、ノアキアンからヘスペリアンへの移行への影響、J. Geophys。解決策、112。
  32. ^ Mustard et al.、2009。イシディス盆地周辺のノアキアン地殻の組成、形態、および層序、J. Geophys。 Res.、114、土井：10.1029/2009JE003349。
  33. ^ 「HiRISE | アラビア大陸の砂丘と反転クレーター（ESP_016459_1830）」。
  34. ^ マイケル・H・カー（2006年）『火星の表面』ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-87201-0. 2011年3月21日閲覧。
  35. ^ 「砂丘 - 風の現象 - DesertUSA」.
  36. ^ GhostarchiveとWayback Machineにアーカイブ：「キュリオシティ探査機レポート（2015年12月15日）：火星の砂丘への初訪問」YouTube 2015年12月15日。
  37. ^ 「火星の流れる砂」2012年5月9日。
  38. ^ Namowitz, S., Stone, D. 1975. 地球科学：私たちが生きる世界。アメリカンブックカンパニー。ニューヨーク。
  39. ^ NASA.gov

さらに読む

  • ロレンツ、R. 2014. 『デューン・ウィスパラーズ』惑星レポート34, 1, 8-14
  • ロレンツ、R.、J. ジンベルマン. 2014. 『砂丘の世界：風に吹かれた砂が惑星の景観を形成する仕組み』 シュプリンガー・プラクシス・ブックス／地球物理学
ウィキメディア・コモンズには、マーレ・ティレナム・クアドラングルに関連するメディアがあります。
「https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Mare_Tyrrhenum_quadrangle&oldid=1272390021」から取得