tyúhelník Casius



Všechny poznatky, které lidé za staletí nashromáždili o tyúhelník Casius, jsou nyní k dispozici na internetu a my jsme je pro vás shromáždili a uspořádali co nejpřístupnějším způsobem. Chceme, abyste měli rychlý a efektivní přístup ke všem informacím o tyúhelník Casius, které chcete vědět, aby vaše zkušenost byla příjemná a abyste měli pocit, že jste skutečně našli informace o tyúhelník Casius, které jste hledali.

Pro dosažení našich cílů jsme se snažili nejen získat co nejaktuálnější, nejsrozumitelnější a nejpravdivější informace o tyúhelník Casius, ale dbali jsme také na to, aby design, čitelnost, rychlost načítání a použitelnost stránky byly co nejpříjemnější, abyste se mohli soustředit na to podstatné, znát všechny dostupné údaje a informace o tyúhelník Casius, aniž byste se museli starat o cokoli dalšího, o to jsme se již postarali za vás. Doufáme, že jsme dosáhli svého cíle a že jste našli informace, které jste chtěli o tyúhelník Casius. Proto vás vítáme a vyzýváme, abyste si i nadále užívali používání scientiacs.com.

tyúhelník Casius
USGS-Mars-MC-6-CasiusRegion-mola2.png
Mapa údaj o tyúhelníku Casius z dat laserového výkomru Mars Orbiter (MOLA). Nejvyí nadmoské výky jsou ervené a nejnií modré.
Souadnice 47 ° 30 'severní íky 270 ° 00' západní délky / 47,5 ° N 270 ° W / 47,5; -270 Souadnice : 47,5 ° N 270 ° W47 ° 30 'severní íky 270 ° 00' západní délky / / 47,5; -270
tyúhelník Casius (MC-6). Jihozápad obsahuje Nilosyrtis Mensae (chyby, míry a butty), zbytek jsou vtinou hladké plán.

Casius nádvoí je jedním z ady 30 tvercové mapy Marsu pouívaný United States Geological Survey (USGS) Astrogeology výzkumného programu . tyúhelník se nachází v severo-centrální ásti východní polokoule Marsu a pokrývá 60 ° a 120 ° východní délky (240 ° a 300 ° západní délky) a 30 ° a 65 ° severní íky. tyúhelník pouívá Lambertovu konformní kuelovou projekci v nominálním mítku 1: 5 000 000 (1: 5 M). tyhran Casius je také oznaován jako MC-6 (Mars Chart-6). tyúhelník Casius obsahuje ást Utopia Planitia a malou ást Terra Sabaea . Jiní a severní hranice tyúhelníku Casius jsou iroké piblin 3065 km a 1500 km. Vzdálenost od severu k jihu je asi 2 050 km (o nco mén ne délka Grónska). tyúhelník pokrývá piblinou plochu 4,9 milionu tvereních km nebo nco málo pes 3% povrchu Marsu.

Pvod jména

Casius je název teleskopického albeda, který se nachází na 40 ° severní íky a 100 ° východní délky na Marsu. Tuto funkci pojmenoval Schiaparelli v roce 1888 po egyptské hoe Casius , která se ve starovku proslavila nedalekými pobeními moály, kde se údajn utopily celé armády. Název byl schválen Mezinárodní astronomickou unií (IAU) v roce 1958.

Fyziografie a geologie

tyúhelník Casius o vysoké íce nese nkolik rys, o nich se pedpokládá, e naznaují pítomnost pízemního ledu. Jednou z takových vlastností je vzorovaný povrch . Polygonální tvary se obvykle nacházejí smrem k pólu 55 stup zempisné íky. Mezi dalí funkce spojené se zemním ledem patí Scalloped Topography , Ring Mold Craters a Concentric Crater Fill .

Polygonální vzorovaný povrch

Polygonální, vzorovaná zem je v nkterých oblastech Marsu docela bná, zejména v vroubkované topografii . Obvykle se pedpokládá, e je to zpsobeno sublimací ledu ze zem. Sublimace je pímá zmna pevného ledu na plyn. To je podobné tomu, co se stane se suchým ledem na Zemi. Místa na Marsu, která vykazují polygonální pdu, mohou naznaovat, kde mohou budoucí kolonisté najít vodní led. Vzorovaná zem se formuje ve vrstv plát, která spadla z oblohy, kdy bylo jiné klima. Polygonální pda se obecn dlí na dva druhy: vysoký sted a nízký sted. Sted vysokého stedového polygonu má prmr 10 metr a jeho laby jsou iroké 23 metry. Nízké stedové polygony mají prmr 510 metr a hraniní hebeny jsou iroké 34 metry. Nízkocentrální polygony byly navreny jako znaka pro pízemní led.

Kráterové krátery

Kráterové formy krátery vypadají jako prstencové formy pouívané pi peení. Pedpokládá se, e jsou zpsobeny nárazem do ledu. Led je pokryt vrstvou trosek. Nacházejí se v ástech Marsu, které zakopaly led. Laboratorní experimenty potvrzují, e dopady do ledu mají za následek tvar prstencové formy. Pro budoucí kolonisty Marsu mohou být snadným zpsobem, jak najít vodní led.

Soustedná výpl kráteru

Koncentrická výpl kráteru je, kdy je podlaha kráteru vtinou pokryta velkým potem paralelních heben. Pedpokládá se, e jsou výsledkem glaciálního typu pohybu. Nkdy se balvany nacházejí na koncentrické výplni kráteru; ví se, e spadli ze zdi kráteru a poté byli pesunuti pry od zdi pohybem ledovce. Erratics na Zemi byly provedeny podobnými prostedky. Na základ pesných topografických mr výky v rzných bodech tchto kráter a výpot hloubky kráter na základ jejich prmr se má za to, e krátery jsou z 80% vyplnny peván ledem. To znamená, e drí stovky metr materiálu, který pravdpodobn sestává z ledu s nkolika desítkami metr povrchových úlomk. Led se nahromadil v kráteru ze snení v pedchozích klimatických podmínkách.

Fotografie s vysokým rozliením poízené pomocí HiRISE ukazují, e nkteré povrchy výpln koncentrického kráteru jsou pokryty podivnými vzory nazývanými mozkový terén s uzavenými a otevenými bukami. Terén pipomíná lidský mozek. Pedpokládá se, e je to zpsobeno prasklinami na povrchu, které hromadí prach a jiné neistoty, spolu s ledem sublimujícím z nkterých povrch.

Ledovce

Staré ledovce se nacházejí na mnoha místech Marsu. Nkteré jsou spojeny s roklemi.

Nilosyrtis

Nilosyrtis bí od asi 280 do 304 stup západní délky, take stejn jako nkolik dalích funkcí sedí ve více ne jednom tyúhelníku. ást Nilosyrtis je v tyúhelníku Ismenius Lacus , zbytek je v tyúhelníku Casius.

Zmna klimatu zpsobila rysy bohaté na led

Pedpokládá se, e mnoho prvk na Marsu, vetn mnoha v tyhranu Casius, obsahuje velké mnoství ledu. Nejoblíbenjím modelem pvodu ledu je zmna klimatu zpsobená velkými zmnami sklonu rotaní osy planety. Obas byl náklon dokonce vtí ne 80 stup. Velké zmny náklonu vysvtlují mnoho funkcí na Marsu bohatých na led.

Studie ukázaly, e kdy sklon Marsu dosáhne 45 stup ze souasných 25 stup, led ji není na pólech stabilní. Krom toho se pi tomto vysokém náklonu sublimují zásoby pevného oxidu uhliitého (suchý led), ím se zvyuje atmosférický tlak. Tento zvýený tlak umouje zadrovat více prachu v atmosfée. Vlhkost v atmosfée bude padat jako sníh nebo led zmrzlý na prachová zrna. Výpoty naznaují, e se tento materiál bude koncentrovat ve stedních zempisných íkách. Obecné cirkulaní modely maranské atmosféry pedpovídají akumulaci prachu bohatého na led ve stejných oblastech, kde se nacházejí rysy bohaté na led. Kdy se náklon zane vracet k niím hodnotám, led sublimuje (zmní se pímo na plyn) a zanechá za sebou prach. Vklad zpodní zakrývá podkladový materiál, take s kadým cyklem vysokých úrovní náklonu zstává njaký plá bohatý na led. Vimnte si, e vrstva plát s hladkým povrchem pravdpodobn pedstavuje pouze relativní nedávný materiál.

Mars Science Laboratory

Nilosyrtis je jedním z míst navrhovaných jako místo pistání pro Mars Science Laboratory . Konený stih to vak neprovedlo. Bylo to v top 7, ale ne v top 4. Cílem Mars Science Laboratory je hledat známky starovkého ivota. Pedpokládá se, e pozdjí mise by pak mohla vrátit vzorky z míst, která pravdpodobn obsahovala pozstatky ivota. Aby bylo moné plavidlo bezpen sundat, je zapotebí 12 mil iroký, hladký, plochý kruh. Geologové doufají, e prozkoumají místa, kde kdysi tekla voda. Chtli by prozkoumat vrstvy sedimentu.

Vrstvy

Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspoádané ve vrstvách. Podrobnou diskuzi o vrstvení s mnoha píklady Marsu lze nalézt v Sedimentární geologii Marsu. Hornina me vytváet vrstvy rznými zpsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytváet vrstvy. Vrstvy mohou být tvoeny podzemní vodou, která stoupá a ukládá minerály a cementuje sedimenty. Vytvrzené vrstvy jsou následn lépe chránny ped erozí. Tento proces me nastat místo vrstev vytváejících se pod jezery.

Vpusti

Maranské vpusti jsou malé, naezané sít úzkých kanál a s nimi spojené usazeniny sedimentu , které se nacházejí na planet Mars . Jsou pojmenovány pro svou podobnost s pozemskými roklemi . Nejprve byly objeveny na obrázcích z Mars Global Surveyor , vyskytují se na strmých svazích, zejména na stnách kráter. Obvykle má kadá vpust dendritický výklenek na hlav, zástra ve tvaru vjíe na základn a jediný nit vyíznutého kanálu spojující tyto dva, co dává celé vpusti tvar pesýpacích hodin. Ví se, e jsou relativn mladí, protoe mají jen málo kráter, pokud vbec njaké. Podtída vpustí je také nalezena rozezaná na tváích písených dun, které samy povaovaly za docela mladé. Na základ jejich formy, aspekt, poloh a umístní a zjevné interakce s vlastnostmi, které jsou povaovány za bohaté na vodní led, se mnoho vdc domnívalo, e procesy ezání vpustí zahrnují kapalnou vodu. Toto vak zstává tématem aktivního výzkumu. Jakmile byly objeveny vpusti, vdci zaali znovu a znovu zobrazovat mnoho vpustí a hledali moné zmny. Do roku 2006 byly nalezeny urité zmny. Pozdji s dalí analýzou bylo zjitno, e ke zmnám mohlo dojít spíe suchými granulovanými proudy, ne aby byly pohánny tekoucí vodou. S pokraujícím pozorováním bylo v kráteru Gasa a dalích nalezeno mnoho dalích zmn. S více opakovanými pozorováními bylo nalezeno stále více zmn; protoe ke zmnám dochází v zim a na jae, odborníci mají tendenci se domnívat, e rokle byly vytvoeny ze suchého ledu. Snímky ped a po ukázaly, e naasování této innosti se shodovalo se sezónním mrazem a oxidem uhliitým, který by neumooval pouití kapalné vody. Kdy se námraza na suchém ledu zmní na plyn, me mazat suchý materiál, který tee, zejména na strmých svazích. V nkterých letech mráz, moná tak silný jako 1 metr.

Kráterové podstavce

Podstavec kráter je kráter s jeho ejecta sedí nad okolní terén a tím vytvoení vyvýenou ploinku (jako podstavec ). Vznikají, kdy impaktní kráter vysune materiál, který tvoí vrstvu odolnou proti erozi, co zpsobí, e bezprostední oblast bude erodovat pomaleji ne zbytek regionu. Nkteré podstavce byly pesn nameny na stovky metr nad okolní oblastí. To znamená, e stovky metr materiálu byly rozrueny. Výsledkem je, e kráter i jeho ejektová deka stojí nad okolím. Krátery podstavc byly poprvé pozorovány bhem misí námoník .

iky

Nkterá místa na Marsu zobrazují velké mnoství kuel. Mnoho z nich má nahoe jámy. Existuje ada nápad ohledn jejich pvodu. Nkteré jsou v tyhranu Casius, jako jsou níe.

Lineární hebenové sít

Sít lineárních heben se nacházejí na rzných místech na Marsu v kráterech a kolem nich. Hebeny se asto objevují jako vtinou pímé segmenty, které se protínají míovit. Jsou stovky metr dlouhé, desítky metr vysoké a nkolik metr iroké. Pedpokládá se, e dopady vytvoily zlomeniny na povrchu, tyto zlomeniny pozdji fungovaly jako kanály pro tekutiny. Tekutiny stmelily struktury. Postupem asu byl okolní materiál rozruen a zanechal po sob tvrdé hebeny. Vzhledem k tomu, e se hebeny vyskytují v lokalitách s jílem, mohly by tyto formace slouit jako znaka pro jíl, který pro svou tvorbu vyaduje vodu.

Vroubkovaný terén

Pedpokládá se, e vroubkované prohlubn se tvoí odstranním podpovrchového materiálu, pípadn intersticiálního ledu, sublimací (pímý pechod materiálu z pevné fáze do plynné fáze bez mezilehlé kapaliny). Tento proces se me v souasnosti stále odehrávat. Tato topografie me mít velký význam pro budoucí kolonizaci Marsu, protoe me poukazovat na loiska istého ledu.

22. listopadu 2016 NASA oznámila, e v oblasti Utopia Planitia na Marsu nala velké mnoství podzemního ledu . Zjistil se odhadovaný objem vody, který odpovídá objemu vody v Superior Lake . Objem vodního ledu v této oblasti byl zaloen na meních pomocí radarového nástroje pronikajícího na zem na przkumném druici Mars Reconnaissance Orbiter , zvaného SHARAD . Z dat získaných od SHARADu byla urena dielektrická permitivita neboli dielektrická konstanta. Hodnota dielektrické konstanty byla konzistentní s velkou koncentrací vodního ledu.

Vrstvy v kráterech

Vrstvy podél svah, zejména podél kráterových zdí, jsou povaovány za pozstatky kdysi iroce rozíeného materiálu, který byl vtinou erodován.

Namáení vrstev

Ponorné vrstvy jsou v nkterých oblastech Marsu bné. Mohou to být zbytky vrstev plát.

Krátery

Impaktní krátery mají obecn okraj s ejectou kolem, na rozdíl od sopených kráter obvykle nemají okraj nebo usazeniny ejecta. Jak se krátery zvtují (mají prmr vtí ne 10 km), obvykle mají centrální vrchol. Vrchol je zpsoben odrazem podlahy kráteru po nárazu. Pokud nkdo zmí prmr kráteru, lze pvodní hloubku odhadnout pomocí rzných pomr. Kvli tomuto vztahu vdci zjistili, e mnoho maranských kráter obsahuje velké mnoství materiálu; vtina z nich se povauje za usazenou v ledu, kdy bylo jiné klima. Krátery nkdy vystavují vrstvy, které byly pohbeny. Skály z hlubokého podzemí jsou házeny na povrch. Krátery nám tedy mohou ukázat, co leí hluboko pod povrchem.

Stopy prachu ábla

Mnoho oblastí na Marsu prochází prchodem obrovských prachových ábl . Tito prachoví áblové zanechávají stopy na povrchu Marsu, protoe naruují tenký povlak jemného jasného prachu, který pokrývá vtinu povrchu Marsu. Kdy kolem projde ábel prachu, odfoukne povlak a odhalí podkladový tmavý povrch. Bhem nkolika týdn získá tmavá stopa svou dívjí jasnou barvu, a to bu pekrytím psobením vtru nebo vlivem povrchové oxidace vystavením slunenímu záení a vzduchu.

Drovaný povrch

Dalí pohledy od Casia

Ostatní tyúhelníky Marsu

Obrázek výe obsahuje odkazy, na které lze kliknoutKlikatelný obrázek 30 kartografických tyúhelník Marsu definovaných USGS . ísla tyúhelník (poínaje MC pro Mars Chart) a jména odkazují na odpovídající lánky. Sever je nahoe; 0 ° S 180 ° Z / 0 ° severní íky 180 ° západní délky / 0; -180 je zcela vlevo na rovníku . Mapové snímky poídil Mars Global Surveyor .
( )

Interaktivní mapa Marsu

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovi crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraMapa Marsu
Obrázek výe obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní mapa obraz o globální topografie Marsu . Umístním kurzoru myi na obrázek zobrazíte názvy více ne 60 významných geografických útvar a kliknutím na n odkazujete. Zbarvení základní mapy naznauje relativní výky , na základ údaj z laserového výkomru Mars Orbiter na Mars Global Surveyor NASA . Bílé a hndé oznaují nejvyí nadmoské výky (+12 a +8 km ); následované rovými a ervenými (+8 a +3 km ); lutá je0 km ; greeny a blues jsou nií výky (a do8 km ). Osy jsou zempisná íka a délka ; Polární oblasti jsou známé.


Viz také

Reference

externí odkazy

Opiniones de nuestros usuarios

Emil Suchá

Můj táta mě vyzval, abych udělal domácí úkol, aniž bych použil cokoli z Wikipedie, řekl jsem mu, že to zvládne prohledáním mnoha jiných stránek. Naštěstí jsem našel tento web a tento článek o tyúhelník Casius mi pomohl dokončit můj úkol. Málem jsem upadl do pokušení jít na Wikipedii, protože jsem nemohl najít nic o tyúhelník Casius, ale naštěstí jsem to našel zde, protože pak táta zkontroloval historii procházení, aby zjistil, kde byl. Dokážete si představit, že se dostanu na Wikipedii? Naštěstí jsem našel tento web a článek o tyúhelník Casius zde. Proto vám dávám svých pět hvězdiček.

Miriam Málek

Děkuji za tento příspěvek na tyúhelník Casius, přesně to jsem potřeboval.

Barbara Kovář

Stránka se mi líbí a článek o tyúhelník Casius je ten, který jsem hledal.