Mars Reconnaisance Orbiter (MRO)

[Orionid]

Jarozyt na Noctis Labyrinthus

http://www.marsdaily.com/reports/Jarosite_in_the_Noctis_Labyrinthus_Region_of_Mars_999.html

[Orionid]

Nowa mapa grawitacyjna Marsa.

The map was derived using Doppler and range tracking data collected by NASA's Deep Space Network from three NASA spacecraft in orbit around Mars: Mars Global Surveyor (MGS), Mars Odyssey (ODY), and the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Like all planets, Mars is lumpy, which causes the gravitational pull felt by spacecraft in orbit around it to change. For example, the pull will be a bit stronger over a mountain, and slightly weaker over a canyon.

"Gravity maps allow us to see inside a planet, just as a doctor uses an X-ray to see inside a patient," said Antonio Genova of the Massachusetts Institute of Technology (MIT), Cambridge. "The new gravity map will be helpful for future Mars exploration, because better knowledge of the planet's gravity anomalies helps mission controllers insert spacecraft more precisely into orbit about Mars. Furthermore, the improved resolution of our gravity map will help us understand the still-mysterious formation of specific regions of the planet." Genova, who is affiliated with MIT but is located at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, is the lead author of a paper on this research published online March 5 in the journal Icarus.

Changes in Martian gravity over time have been previously measured using the MGS and ODY missions to monitor the polar ice caps. For the first time, the team used MRO data to continue monitoring their mass. The team has determined that when one hemisphere experiences winter, approximately 3 to 4 trillion tons of carbon dioxide freezes out of the atmosphere onto the northern and southern polar caps, respectively. This is about 12 to 16 percent of the mass of the entire Martian atmosphere. NASA's Viking missions first observed this massive seasonal precipitation of carbon dioxide. The new observation confirms numerical predictions from the Mars Global Reference Atmospheric Model - 2010.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6165

[Orionid]

Miliardy lat temu pod lądolodem na Marsie dochodziło do erupcji wulkanów. Dzisiaj w pobliżu tego miejsca nie ma żadnego lądolodu na Czerwonej Planecie – wskazują najnowsze dane z sondy Mars Reconnaissance Orbiter.

Źródło:

http://www.pulskosmosu.pl/2016/05/04/podlodowcowe-erupcje-wulkaniczne-na-wczesnym-marsie/
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6472

[Orionid]

Region The Nili Fossae znajduje się  na północno-zachodnim obrzeżu uderzeniowego krateru Isidis . Jest jednym z najbardziej kolorowych regionów Marsa. Region  jest stary i ma  skomplikowaną historię geologiczną, czego efektem jest utworzenie  interesujących struktur, takich jak np. warstwowa skały macierzysta.
Obraz został uzyskany 5 lutego 2016 przez  instrument High Resolution Imaging Experiment Science (HiRISE) sondy Mars Reconnaissance Orbiter.

https://www.nasa.gov/image-feature/many-fantastic-colors

[Orionid]

Pojawiły się dowody  na istnienie węglowodanów pod powierzchnią planet w ciepłym I wilgotnym środowisku w zamierzchłej przeszłości.

Pokłady żelaza i bogate w wapń marsjańskie węglany mogą świadczyć o przyjaznym w przeszłości  dla życia środowisku. Wtedy klimat na Marsie różnił się bardzo od obecnych pustynnych warunków. Do identyfikacji węglanów wykorzystano  dane z Compact spektrometr Reconnaissance Imaging for Mars (CRISM), w który wyposażony jest  Mars Reconnaissance Orbiter.

The fate of water on Mars has been energetically debated by scientists because the planet is currently dry and cold, in contrast to the widespread fluvial features that etch much of its surface. Scientists believe that if water did once flow on the surface of Mars, the planet's bedrock should be full of carbonates and clays, which would be evidence that Mars once hosted habitable environments with liquid water. Researchers have struggled to find physical evidence for carbonate-rich bedrock, which may have formed when carbon dioxide in the planet's early atmosphere was trapped in ancient surface waters. They have focused their search on Mars' Huygens basin.

This feature is an ideal site to investigate carbonates because multiple impact craters and troughs have exposed ancient, subsurface materials where carbonates can be detected across a broad region. And according to study led James Wray, "outcrops in the 450-km wide Huygens basin contain both clay minerals and iron- or calcium-rich carbonate-bearing rocks."

The study has highlighted evidence of carbonate-bearing rocks in multiple sites across Mars, including Lucaya crater, where carbonates and clays 3.8 billion years old were buried by as much as 5 km of lava and caprock.

http://phys.org/news/2016-05-potential-habitats-early-life-mars.html

[Orionid]

Został zidentyfikowany zapis ostatniej epoki lodowcowej na Marsie.

http://www.pulskosmosu.pl/2016/05/26/radar-nasa-odnajduje-slady-epoki-lodowcowej-na-marsie/
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6519

[Orionid]

Pomiary temperatur pozwoliły zidentyfikować wzór trzech rodzajów dużych regionalnych burz pyłowych występujących  mniej więcej w tych  samych porach każdego roku na południowej półkuli wiosną i latem.

"Kiedy spojrzymy na strukturę temperatury zamiast widocznego kurzu, możemy wreszcie zobaczyć jakieś prawidłowości w wielkich burzach piaskowych," powiedział David Kass z NASA Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie w Kalifornii.  Jest naukowcem analizującym dane z instrumentu Mars Climate Sounder  Mars Reconnaissance Orbiter i głównym autorem raportu na temat tych ustaleń opublikowanych w tym tygodniu w czasopiśmie  Geophysical Research Letters.

"Rozpoznanie wzorca w występowaniu burz piaskowych regionalnych jest krokiem w kierunku zrozumienia podstawowych właściwości atmosfery i ich  kontrolowania ," powiedział. "Mamy jeszcze wiele do nauczenia się, ale to daje nam cenną wiedzę."

Pył unoszony jest  przez marsjańskie wiatry. Pył absorbuje światło słoneczne, więc słońce podgrzewa powietrze zakurzone bardziej  niż czyste powietrze. W niektórych przypadkach może to być dramatyczne, z różnicą więcej niż 63 stopni Fahrenheita (35 stopni Celsjusza) między zapylonym powietrzem i czystym powietrzem. Ogrzewania powietrza ma również wpływ na globalną dystrybucję wiatrów, które mogą wytwarzać ruch spadkowy, który ogrzewa powietrze poza regionami pyłu ogrzewanego. Zatem obserwacje temperatury pozwalają uchwycić zarówno bezpośrednie jak i pośrednie skutki burz pyłowych w atmosferze.

Wzory i rodzaje burz pyłowych pomagają naukowcom mogą czynić postępy w kierunku zrozumienia, jak sezonowe wydarzenia lokalne wpływają na globalną pogodę w typowym marsjańskim roku.

Większość marsjańskich burz pyłowy jest  zlokalizowana, mniejsza niż około 1200 mil (około 2000 kilometrów) są rozpraszane w ciągu kilku dni. Niektóre stają się regionalnymi, pokrywając do jednej trzeciej planety i utrzymują się nawet do trzech tygodni.

Półkula południowa wiosną i latem na współczesnym Marsie jest znacznie cieplejsze niż północna wiosną i latem, ponieważ mimośród orbity Marsa ustawia  planetę najbliżej Słońca pod koniec południowej wiosny.

When a Type A storm from the north moves into southern-hemisphere spring, the sunlight on the dust warms the atmosphere. That energy boosts the speed of winds. The stronger winds lift more dust, further expanding the area and vertical reach of the storm.

In contrast, the Type B storm starts close to the south pole shortly before the beginning of southern summer. Its origin may be from winds generated at the edge of the retreating south-polar carbon dioxide ice cap. Multiple storms may contribute to a regional haze.

The Type C storm starts after the B storm ends. It originates in the north during northern winter (southern summer) and moves to the southern hemisphere like the Type A storm. From one year to another, the C storm varies more in strength, in terms of peak temperature and duration, than the A and B storms do.

Źródło: http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6529

This graphic shows Martian atmospheric temperature data related to seasonal patterns in occurrence of large regional dust storms. The data shown here were collected by the Mars Climate Sounder instrument on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter over the course of one-half of a Martian year, during 2012 and 2013. The color coding indicates daytime temperatures of a layer of the atmosphere centered about 16 miles (25 kilometers) above ground level, corresponding to the color-key bar at the bottom of the graphic.

Three regional dust storms indicated by increased temperatures are labeled A, B and C. A similar sequence of three large regional dust storms has been seen in atmosphere-temperature data from five other Martian years.

The vertical axis is latitude on Mars, from the north pole at the top to south pole at the bottom. Each graphed data point is an average for all Martian longitudes around the planet. The horizontal axis is the time of year, spanning from the beginning of Mars' southern-hemisphere spring (on the left) to the end of southern-hemisphere summer. This is the half of the year when large Martian dust storms are most active.

http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA20746

[Orionid]

Wydmy pokrywają większą część tego terenu, który ma duże głazy leżące na terenach płaskich między wydmami. Pod koniec zimy na południowej półkuli Marsa wydmy są oświetlone przez wystarczającą ilość światła słonecznego, aby rozpoczęła się  sublimacja pokrywy dwutlenku węgla. Miejsca, w których tworzy się pod ciśnieniem gazowy dwutlenek węgla uchodzi na powierzchnię.

Zdjęcie zostało zrobione w dniu 27 marca 2016 roku, o 15:31 czasu lokalnego (marsjańskiego) przez High Resolution Imaging Experiment Science (HiRISE) sondy MRO.

https://www.nasa.gov/image-feature/frosted-dunes-on-mars

[Orionid]

Kształt krateru może zależeć od czynników, takich jak kąt uderzenia i stoku sprzed uderzenia i topografii.  Obraz ten pokazuje w przybliżeniu 3-kilometrowy krater uderzeniowy, utworzony na ścianach pochyłych Tithonium Chasma, który jest częścią dużego  systemu kanionu Valles Marineris  na Marsie. Widzimy, że ten krater nie jest okrągły.
Ma wymiary około 3 na 4 kilometry.
Zdjęcie zostało wykonane  6 marca 2016 roku  przez instrument HiRISE

The ejecta—the debris that is generated and thrown out by an impact—will typically distribute itself evenly around the outside of the crater rim where the pre-impact surface is flat and the angle of impact is not too low. However, due to the highly inclined nature of the surface here, the ejecta deposited preferentially downslope, forming a tongue-like deposit.

Additionally, when examining the area around the crater, we see smooth, dark-toned flow-like features superimposed on the ejecta blanket and flowing downslope. These are believed to be composed of impact melt—or the mixture of rock and other material that melted upon impact—and flowed down the slope before hardening. These potential impact melt deposits also occur as smooth ponds, which pooled on the surface of a portion of the ejecta that did not escape the crater interior.

https://www.nasa.gov/image-feature/on-the-shape-of-impact-craters

[Orionid]

Woda  może  się pojawiać w sezonowo ciemnych smugach  na zboczach marsjańskich. Wg nowego  opracowania  tysiące takich miejsc może występować  w systemie największego kanionu Czerwonej Planety.

W regionie Valles Marineris położonego niedaleko równika Marsa jest bardzo prawdopodobne, że cienkie pokłady lodu będą obecne jako źródło topnienia  w sezonie, ze względu na wysokie temperatury w równikowych kanionach.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6562

[Orionid]

Obraz wydm z   6 lutego 2016 wykonany Mars przez Experiment High Resolution Imaging Science (HiRISE) sondy MRO  (Mars Reconnaissance Orbiter).

Kształt i orientacja wydm może zwykle nam powiedzieć o kierunku wiatru, ale na tym zdjęciu, widok wydmy jest bardzo skomplikowany, więc trudno poznać kierunek wiatru.  Jednak okrągłe wgłębienie (prawdopodobnie stary  krater uderzeniowy) ma ograniczoną ilość piasku dostępną  dla tworzenia wydm  pod wpływem lokalnych wiatrów. W rezultacie, tutejsze wydmy tworzą odrębne  struktury złożone z kropek i kresek.

The “dashes” are linear dunes formed by bi-directional winds, which are not traveling parallel to the dune. Instead, the combined effect of winds from two directions at right angles to the dunes, funnels material into a linear shape. The smaller “dots” (called “barchanoid dunes”) occur where there is some interruption to the process forming those linear dunes. This process is not well understood at present and is one motivation for HiRISE to image this area.

https://www.nasa.gov/image-feature/martian-morse-code

[Orionid]

Mapa pokazuje dystrybucję zmrożonego  ditlenku  węgla  o wschodzie słońca na Marsie, jako procent dni przez cały rok. Zmrożony CO2 częściej pokrywa powierzchnię w nocy w niektórych regionach w połowy szerokości aerograficznej niż w regionach polarnych, gdzie  na ogół występuje przez większą część lata i jesieni.

Powierzchnia w tych regionach staje się pokryta bardzo cienką warstwą zimnego CO2. Mróz następnie odparowuje w godzinach porannych.  Codzienne ulatnianie się zmrożonych  kryształów CO2, które tworzą się między ziarnami pyłu może pomóc zachować puszysty kurz i  utrzymać  głęboki chłód nocą.

Teraz mamy  nową wiedzę na temat  obecności i stopnia występowania  nocnych przymrozków ditlenku węgla, nawet przy średnich i niskich szerokościach na Marsie. Obserwacje w podczerwieni regionów kurzu przez instrument Mars Climate Sounder  sondy  Mars Reconnaissance Orbiter wskazują nie tylko na zimno określające nocne temperatury  na powierzchni dla zmrożonego ditlenku węgla , ale także pomagają ustalić ślady po nocnych  mrozach.

"The temperature gets so low, you start freezing the atmosphere onto the surface," said Sylvain Piqueux of NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California, lead author of a report on these findings published online by the Journal of Geophysical Research: Planets. "Once you reach that temperature, you don't get colder, you just accumulate more frost. So even on the polar caps, the surface temperature isn't any colder than what these lower-latitude regions get to overnight."

Three middle- and low-latitude areas in the Tharsis, Arabia and Elysium regions of Mars have nightly temperatures cold enough for carbon dioxide frost year-round or nearly year-round. Each of the three is bigger than Texas. All three are dust-covered to the extent that surface temperatures change much quicker than in areas with exposed-bedrock surfaces.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6564

[ekoplaneta]

Ciekawe jak występowanie przymrozków ditlenku węgla może wpływać na szansę występowania solanek wody z udziałem nadchloranów w tych obszarach Marsa?

[Orionid]

Za powstanie wąwozów na Marsie nie jest odpowiedzialna woda - takie są ustalenia z danych przesłanych przez sondę MRO.

Uzyskane przez badaczy wyniki wskazują brak mineralogicznych dowodów na obecność dużych ilości wody w stanie ciekłym lub jej produktów ubocznych, a to sprawia, że należy myśleć o innych mechanizmach powstawania wąwozów niż przepływ wody – jednym z takich mechanizmów może być zamarzanie i odmarzanie dwutlenku węgla  – i to może być jeden z głównych czynników odpowiadających za najnowszy etap ewolucji wąwozów.

Źródło: http://www.pulskosmosu.pl/2016/07/29/wawozy-na-marsie-nie-zostaly-wyzlobione-przez-wode/
http://kosmonauta.net/2016/07/a-jednak-to-nie-woda/
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6580

[ekoplaneta]

Ta wiadomość dotyczy tylko jednego z rodzajów wąwozów. Inne w skrócie zwane RLS są wiązane z wodą z powodu uwodnionych minerałów im towarzyszących