Loading article…
 THEMIS の昼間の画像より、メドゥーサエ フォッサエの一部 | |
| 座標 | 南緯3°12′ 西経163°00′ / 南緯3.2° 西経163.0° / -3.2; -163.0 |
|---|---|
| 長さ | 5,000キロ |
メデューサエ・フォッサエ層は、火星にある火山起源と思われる大規模な地質学的層である。[1]ギリシャ神話のメデューサにちなんで名付けられた。「フォッサエ」はラテン語で「溝」を意味する。この層は、火星の赤道に沿って 5,000 km 以上にわたって不連続に広がる、柔らかく侵食されやすい堆積物の集合体である。その大まかな形状の領域は、オリンポス山のすぐ南からアポリナリス・パテラまで広がり、ゲイル・クレーターに近い小さな領域も広がっている。[2]
この層の総面積は、米国本土の20%に相当します。[3] これは3つのサブユニット（メンバー）に分かれており、すべて火星の地質学史上最も新しい時代であるアマゾン時代であると考えられています。[4] この層は、タルシスとエリシウムの火山地域近くの高地と低地の境界にまたがり、アマゾニス、タルシス、メムノニア、エリシウム、エオリスの5つの四角形に広がっています。
起源と年齢
この岩層の起源は不明だが、長年にわたって多くの説が提唱されてきた。2020年、ピーター・ムーギニス・マーク率いる研究グループは、この岩層はオリンポス山の軽石ラフトから形成された可能性があると仮説を立てた。[5] 2012年、ローラ・ケルバー率いるグループは、この岩層はアポリナリス山、アルシア山、そしておそらくパヴォニス山の火山灰から形成された可能性があると仮説を立てた。[6]
マーズ・オデッセイ中性子分光計のデータの分析により、メデューサエ・フォッサ層の西側のローブにいくらか水が含まれていることが明らかになりました。これは、この層に大量の水氷が含まれていることを意味します。傾斜角が大きい期間中、水氷は表面で安定していました。[7]トーマス・ワッターズは、マーズ・エクスプレスのMARSISレーダーのデータの再分析により、メデューサエ・フォッサ層に厚さ3.7kmに達し、数百メートルの塵に覆われた大規模な地下水堆積物が存在する証拠を発見しました。[8]
火星のいくつかの重力モデルとMOLA地形データセットを組み合わせることで、堆積物の密度を計算することができました。その値は1.765 ± 0.105 g/cm 3 で、地球のイグニンブライトの密度とほぼ同じです。[ 9 ]これにより、全体の組成に大量の氷が含まれている可能性は排除されます。堆積物の硫黄と塩素の含有量が多いことと相まって、爆発的な火山起源を示唆しています。堆積物の総体積は1.4 × 10 6 km 3 で、このような大規模な堆積物は、5億年間隔の定期的な噴火で堆積した可能性があります。[9]
外観と構成
場所によっては、地層は滑らかで緩やかな起伏のある表面のように見えますが、他の場所では風によって尾根や溝に彫刻されています。[1]レーダー画像では、この地域には非常に多孔質の岩石（たとえば火山灰）または火星の南極冠に蓄えられている量とほぼ同じ量の氷河のような氷の堆積物の深い層が含まれている可能性があることが示唆されています。[10] [11] 細粒の組成のさらなる証拠は、この地域がレーダー反射をほとんど示さないという事実です。
-
台地と根のない円錐台（HiRISE） -
層状の丘、エオリス四角形のゲイルクレーターの東側 -
ゲイルクレーターの東にある層と丘 -
ゲイルクレーターの東にある層と小さな丘のフィールド -
ゲイルクレーターの東側、基部に層が見られる丘 -
メムノニア四角形の断崖に沿った地表の特徴(HiRISE)
反転レリーフ
メデューサエ・フォッサエ層の下部（層）には、川の名残と思われる多くの模様や形が見られます。川は谷を形成し、鉱物の固結や粗い被覆層の集まりによって浸食に強くなり、谷を埋めたと考えられています。これらの逆流した川床は、曲がりくねった尾根や隆起した曲線状の特徴と呼ばれることもあります。これらは、平らな尾根、狭い尾根、丸い尾根、分岐のある尾根、分岐のない尾根、多層の 6 つのクラスに分類されています。長さは 1 キロメートルほどになることもあります。高さは 1 メートルから 10 メートル以上までで、狭いものの幅は 10 メートル未満です。[12]
ヤルダンと塵
元素組成の比較から、メデューサエ・フォッサエ層が火星のいたるところに存在する表面塵の発生源であったことが示唆されている。 [3] 2018年7月、研究者らは、この層が火星上で最大の塵の発生源である可能性があると報告した。[ 3 ]
地層の表面は風によって侵食され、ヤルダンと呼ばれる一連の線状の尾根となっている。[13]これらの尾根は一般に、それらを削った卓越風の方向を指しており、火星の風の侵食力を実証している。メデューサエ・フォッサエ層の侵食されやすい性質は、それが弱く固められた粒子で構成されており、風で運ばれた塵や火山灰の堆積によって形成された可能性が高いことを示唆している。ヤルダンは、風で吹かれた砂粒が跳ね返ることで、サンドブラストされて細長い尾根となった岩石の一部である。[14]地層の一部には層が見られる。ヤルダンの頂上にある耐久性のあるキャップロックは、バイキング、 [15] マーズ・グローバル・サーベイヤー、[16]およびHiRISEの写真で観察されている。[17]宇宙船からの画像では、物理的特性、組成、粒子サイズ、および/またはセメント の大きな変化により、硬度が異なることが示されています。この地域全体で衝突クレーターはほとんど見られないため、表面は比較的新しいと考えられます。[18]
-
メデューサの洞窟のヤルダン ( THEMIS ) -
-
アルシノエス カオスのヤルダン(HiRISE) -
クローズアップ、矢印は横方向の風成砂丘を指しています（HiRISE） -
アマゾニスのヤルダン（HiRISE） -
キャップロックのラベルが付いたヤルダン、Aeolis (HiRISE) -
ゴルディ・ドルサム付近のヤルダン、地層の北側（HiRISE） -
ゴルディ・ドルスム近くのヤルダン（前の画像の拡大） -
ゴルディ・ドルスム近くのヤルダン（前の画像の拡大） -
アマゾン川流域の中央に位置するクレーター近くのヤルダン -
層状構造を呈するヤルダン、エオリスのゲイルクレーター東側(HiRISE) -
アマゾニス四角形のクレーターにあるヤルダン（HiRISE）
参照
外部リンク
- メドゥーサエフォッセ層の地理的範囲のグラフィック画像、Nature Communications
参考文献
- ^ ab 「火星のメデューサ・フォッサの形成」。欧州宇宙機関。2005年3月29日。
- ^ ルジェンドラ・オジャ;ケビン・ルイス。スニティ・カルナティラケ。マリエク・シュミット（2018年7月20日）。 「図1、火星の唯一最大の塵源としてのメドゥーサエフォッサイ層」。ネイチャーコミュニケーションズ。ISSN 2041-1723。
- ^ abc オジャ、ルジェンドラ;ルイス、ケビン。カルナティラケ、スニティ;シュミット、マリエク (2018)。 「火星の唯一最大の塵源としてのメドゥーサエ・フォッサイ層」。ネイチャーコミュニケーションズ。9 (1): 2867。ビブコード:2018NatCo...9.2867O。土井：10.1038/s41467-018-05291-5。PMC 6054634。PMID 30030425。
- ^ Greeley, Ronald; Guest, JE (1987) .火星東部赤道地域の地質図。米国地質調査所（報告書）。CiteSeerX 10.1.1.457.7583 . doi :10.3133/i1802B.
- ^ 「科学者らがメデューサ・フォッサの形成に関する新理論を提唱」Eos 2020年5月19日2021年6月26日閲覧。
- ^ Kerber, Laura; Head, James W.; Madeleine, Jean-Baptiste; Forget, François; Wilson, Lionel (2012). 「火星の古代の爆発性火山からの火砕流の分散：砕けやすい層状堆積物への影響」Icarus . 219 (1): 358–381. Bibcode :2012Icar..219..358K. doi :10.1016/j.icarus.2012.03.016.
- ^ Wilson, Jack T.; Eke, Vincent R.; Massey, Richard J.; Elphic, Richard C.; Feldman, William C.; Maurice, Sylvestre; Teodoro, Luís FA (2018). 「火星の赤道上の水の位置: Mars Odyssey Neutron Spectrometer データに基づく解像度向上マップ」Icarus . 299 : 148–160. arXiv : 1708.00518 . Bibcode :2018Icar..299..148W. doi :10.1016/j.icarus.2017.07.028. S2CID 59520156.
- ^ 「火星の赤道に埋もれた水の氷？」欧州宇宙機関。2024年1月18日。 2024年1月19日閲覧。
- ^ ab Ojha , Lujendra; Lewis, Kevin (2018). 「メデューサ・フォッサ層の密度：その構成、起源、火星の歴史における重要性への影響」。Journal of Geophysical Research: Planets。123 ( 6): 1368–1379。Bibcode :2018JGRE..123.1368O。doi : 10.1029 /2018JE005565。
- ^ ワッターズ、TR;キャンベル、B.カーター、L.ロイシェン、CJ;プラウト、JJ;ピカルディ、G.オロセイ、R.サファイニリ、A. SM、クリフォード。ファレル、W.M.イワノフ、AB。フィリップス、RJ;ストファン、ER (2007)。 「火星のメデューサ窩層のレーダー探査：赤道の氷か、乾燥した低密度の堆積物か？」科学。318 (5853): 1125–1128。Bibcode :2007Sci...318.1125W。土井：10.1126/science.1148112。PMID 17975034。S2CID 25050428 。
- デビッド・シガ (2007 年 11 月 1 日)。 「火星の赤道上には大量の水の氷が存在する可能性がある」。NewScientist 。
- ^ Orosei, R.; Cantini, F.; Caprarelli, G.; Carter, LM; Papiano, I.; Rossi, AP (2016). 「火星の Lucus Planum における MARSIS によるレーダー探査」月惑星科学会議(1903): 1869.書誌コード:2016LPI....47.1869O.
- ^ ジンベルマン、ジェームス R.グリフィン、ローラ J. (2010)。 「火星のメドゥーサエ・フォッサイ層の下部層にあるヤルダンと曲がりくねった尾根のHiRISE画像」。イカロス。205 (1): 198–210。Bibcode :2010Icar..205..198Z。土井：10.1016/j.icarus.2009.04.003。
- ^ Bridges, Nathan T.; Muhs, Daniel R. ( 2012). 「火星の塵岩：発生源、輸送、堆積、浸食」。火星の堆積地質学。pp. 169–182。doi : 10.2110/pec.12.102.0169。ISBN 978-1-56576-312-8。
- ^ “HiRISE | アルシノエス カオスのヤルダン (ESP_039563_1730)”.
- ^ スコット、デイビッド H.タナカ、ケネス L. (1982)。 「火星のアマゾニス平原地域のイグニンブライト」。地球物理学研究ジャーナル: 固体地球。87 : 1179–1190。ビブコード:1982JGR....87.1179S。土井：10.1029/JB087iB02p01179。
- ^ Malin, MC; Carr, MH; Danielson, GE; Davies, ME; Hartmann, WK; Ingersoll, AP; James, PB; Masursky, H.; McEwen, AS; Soderblom, LA; Thomas, P.; Veverka, J.; Caplinger, MA; Ravine, MA; Soulanille, TA; Warr En, JL (1998). 「Mars Global Surveyor の火星探査機カメラによる火星表面の初期画像」. Science . 279 (5357): 1681–1685. Bibcode :1998Sci...279.1681M. doi :10.1126/science.279.5357.1681. PMID 9497280.
- ^ マント、キャスリーン E.;デ・シルバ、シャナカ・Ｌ．ジンベルマン、ジェームス R.クラウン、デビッド A. (2008)。 「火星のメデューサ窩層の起源：共観的アプローチからの洞察」。地球物理研究ジャーナル。113 (E12): E12011。Bibcode :2008JGRE..11312011M。土井: 10.1029/2008JE003076。
- ^ “メドゥーサエ・フォッサイの形成 | マーズ・オデッセイ・ミッション THEMIS”.
