Bugünkü Ayın Mars Görüntüsü serimizde, büyük Valles Marineris yarık vadisinin güneydoğusundaki geniş bir yayla volkanik plato olan Thaumasia Planum’un yanlarında jeolojik olarak karmaşık bir bölgeye yer veriyoruz. Görüntü verileri, ESA’nın Mars Express görevindeki yüksek çözünürlüklü stereo kamera (HRSC) tarafından kaydedildi. HRSC, Alman Havacılık ve Uzay Merkezi (DLR) tarafından geliştirilen ve işletilen bir kamera deneyidir. Ocak 2023’te, HRSC 19 yıldır faaliyette ve hala tam olarak çalışıyor.
Thaumasia Planum, geniş, 4.000 km uzunluğundaki Valles Marineris vadi sisteminin bir parçası olan iki tektonik fay yapısı olan Melas ve Coprates Chasmata’nın derin geçitlerinin güneyinde büyük bir volkanik yayla platosudur. “Thaúmas ovası” adını Yunan mitolojisindeki bir deniz tanrısından alır ve büyük ölçüde katılaşmış lav akıntılarından oluşur. Bunlar birkaç bin metreye kadar kalınlıktadır ve bu kalınlığın dünya kıtalarında bir karşılığı yoktur. Lav muhtemelen, Mars’ın üç jeolojik çağının en eskisi olan Noachium çağındadır ve bu nedenle yaklaşık dört milyar yaşındadır.
Burada sunulan HRSC görüntü dizisi, Nectaris Fossae’nin tektonik fay yapılarını ve kuru Protva Valles nehir sisteminin genişçe oyulmuş vadilerini içeren Coprates Sırtı’nın doğu kanadını göstermektedir. Topografya, Mars kabuğundaki tektonik hendeklerin oluşumuna ve müteakip erozyona yol açan hareketler nedeniyle arazide büyük bir değişikliğe işaret ediyor. Bazı yeryüzü şekilleri, düşük viskoziteli lavların kaçmasının ve ardından katılaşmasının, sözde kırışıklık sırtlarının oluşmasının sonucudur (açıklamalı görüntüye ve genel bakış haritasına bakın).
Magma kabarcıkları, Mars kabuğunun büyük kısımlarını oluşturdu.
Nectaris Fossae’nin oluşumu muhtemelen Noachian’da başladı ve muhtemelen sonraki Mars Çağı’na – Mars’ın giderek bugünkü şeklini aldığı geç Hesperian’a kadar devam etti. Grabenlerin “genetik olarak” Valles-Marineris sistemine bağlı olduğuna, yani yükselen magma kabarcıklarının yükselmesi sonucu kabuğun gerilmesiyle nasıl oluştuklarına inanılmaktadır. Bu HRSC gözleminde, kırıklar görüntüyü neredeyse düz bir şekilde kesiyor ve genellikle açık tonlu toz veya kumla dolu.
Protva Valles vadi ağı, erozyon nedeniyle kötü bir şekilde yıpranmış durumda. Kökeni, geç Noahian veya erken Hesperian dönemine tarihleniyor – Mars yüzeyinden çok daha fazla suyun aktığı, aşınmış malzemeyi beraberinde getirdiği ve böylece yüzeyi yeniden şekillendirdiği bir zaman.
Bölgenin gelişimi, yüksekliği 20 kilometreyi bulan Tharsis volkanlarının ve mega volkan Olympus Mons’un kütlesinin yüklenmesiyle başlamış olabilir. Bu yük, kaya kabuğunda gerilmelere neden olmuş ve çok sayıda genleşme kırılmasına yol açmış olabilir. Bundan sonra bölge, Dünya’da da düşük viskoziteli demir ve magnezyum açısından zengin lavlardan oluşan en yaygın volkanik kaya olan bazalttan yapılan lav akıntılarıyla defalarca kaplandı. Daha sonraki bir aşamada bölge volkanik kül ve tozla kaplandı. Sonunda, vadiler yüzey akışıyla aşındı.
Su nereden geldi?
Bazı vadiler kayanın daha derinine oyulmuş gibi görünürken, diğerleri daha sığ ve geniştir. Ayrıca farklı yüksekliklerde yükseliyor gibi görünüyorlar – nehirler kaçan yeraltı suyuyla beslendiyse, su tablasının alçaldığının bir göstergesi. Ancak şiddetli erozyon nedeniyle suyun kaynağını belirlemek zordur. Bu görüntüdeki yükseklik değişiklikleri etkileyici bir 4.500 metredir. Bunlar sadece dünyadaki en yüksek dağlardan, And Dağları’ndan ve Himalayalar’dan bildiğimiz boyutlardır. Bununla birlikte, 3,8 milyar yıl önce olduğuna inanılan Protva Valles’in oluşumundan bu yana jeoloji çok az değişti.
görüntü işleme
Görüntüler HRSC (Yüksek Çözünürlüklü Stereo Kamera) tarafından 23 Mayıs 2022’de Mars Express 23.232 yörüngesinde dönerken alındı. Zemin çözünürlüğü piksel başına yaklaşık 23 metredir ve görüntü 301 derece Doğu ve 27 derece Güney’de ortalanmıştır.
Renkli görüntü, nadir kanaldan, Mars yüzeyine dik görüş alanından ve HRSC renk kanallarından elde edilen verilerden oluşturuldu. Eğik perspektif görünüm, dijital arazi modeli, nadir kanal ve HRSC renk kanallarından oluşturulmuştur. Kırmızı/mavi veya kırmızı/yeşil gözlüklerle bakıldığında manzaranın üç boyutlu izlenimini veren anaglif görüntü, nadir kanaldan ve bir stereo kanaldan elde edildi. Renk kodlu topografik görünüm, peyzajın topografyasının elde edilebileceği bölgenin dijital arazi modeline (DTM) dayanmaktadır.
HRSC-DGM için referans cisim, bir Mars eşpotansiyel yüzeyi, sözde areoid (Mars için Yunanca “Ares” ten), Dünya üzerinde deniz seviyesinde somutlaşan, özdeş yerçekimi çekmesine sahip küresel bir küresel yüzeydir.
HRSC, Alman Havacılık ve Uzay Merkezi (DLR) tarafından geliştirilen ve işletilen bir kamera deneyidir. Kamera verilerinin sistematik değerlendirmesi, Berlin-Adlershof’taki DLR Gezegen Araştırma Enstitüsü’nde gerçekleştirildi. Freie Universität Berlin’deki Gezegensel Araştırma ve Uzaktan Algılama Çalışma Grubu, burada gösterilen görüntü ürünleri için verileri işledi.
Thaumasia Planum, geniş, 4.000 km uzunluğundaki Valles Marineris vadi sisteminin bir parçası olan iki tektonik fay yapısı olan Melas ve Coprates Chasmata’nın derin geçitlerinin güneyinde büyük bir volkanik yayla platosudur. “Thaúmas ovası” adını Yunan mitolojisindeki bir deniz tanrısından alır ve büyük ölçüde katılaşmış lav akıntılarından oluşur. Bunlar birkaç bin metreye kadar kalınlıktadır ve bu kalınlığın dünya kıtalarında bir karşılığı yoktur. Lav muhtemelen, Mars’ın üç jeolojik çağının en eskisi olan Noachium çağındadır ve bu nedenle yaklaşık dört milyar yaşındadır.
Burada sunulan HRSC görüntü dizisi, Nectaris Fossae’nin tektonik fay yapılarını ve kuru Protva Valles nehir sisteminin genişçe oyulmuş vadilerini içeren Coprates Sırtı’nın doğu kanadını göstermektedir. Topografya, Mars kabuğundaki tektonik hendeklerin oluşumuna ve müteakip erozyona yol açan hareketler nedeniyle arazide büyük bir değişikliğe işaret ediyor. Bazı yeryüzü şekilleri, düşük viskoziteli lavların kaçmasının ve ardından katılaşmasının, sözde kırışıklık sırtlarının oluşmasının sonucudur (açıklamalı görüntüye ve genel bakış haritasına bakın).
Magma kabarcıkları, Mars kabuğunun büyük kısımlarını oluşturdu.
Nectaris Fossae’nin oluşumu muhtemelen Noachian’da başladı ve muhtemelen sonraki Mars Çağı’na – Mars’ın giderek bugünkü şeklini aldığı geç Hesperian’a kadar devam etti. Grabenlerin “genetik olarak” Valles-Marineris sistemine bağlı olduğuna, yani yükselen magma kabarcıklarının yükselmesi sonucu kabuğun gerilmesiyle nasıl oluştuklarına inanılmaktadır. Bu HRSC gözleminde, kırıklar görüntüyü neredeyse düz bir şekilde kesiyor ve genellikle açık tonlu toz veya kumla dolu.
Protva Valles vadi ağı, erozyon nedeniyle kötü bir şekilde yıpranmış durumda. Kökeni, geç Noahian veya erken Hesperian dönemine tarihleniyor – Mars yüzeyinden çok daha fazla suyun aktığı, aşınmış malzemeyi beraberinde getirdiği ve böylece yüzeyi yeniden şekillendirdiği bir zaman.
Bölgenin gelişimi, yüksekliği 20 kilometreyi bulan Tharsis volkanlarının ve mega volkan Olympus Mons’un kütlesinin yüklenmesiyle başlamış olabilir. Bu yük, kaya kabuğunda gerilmelere neden olmuş ve çok sayıda genleşme kırılmasına yol açmış olabilir. Bundan sonra bölge, Dünya’da da düşük viskoziteli demir ve magnezyum açısından zengin lavlardan oluşan en yaygın volkanik kaya olan bazalttan yapılan lav akıntılarıyla defalarca kaplandı. Daha sonraki bir aşamada bölge volkanik kül ve tozla kaplandı. Sonunda, vadiler yüzey akışıyla aşındı.
Su nereden geldi?
Bazı vadiler kayanın daha derinine oyulmuş gibi görünürken, diğerleri daha sığ ve geniştir. Ayrıca farklı yüksekliklerde yükseliyor gibi görünüyorlar – nehirler kaçan yeraltı suyuyla beslendiyse, su tablasının alçaldığının bir göstergesi. Ancak şiddetli erozyon nedeniyle suyun kaynağını belirlemek zordur. Bu görüntüdeki yükseklik değişiklikleri etkileyici bir 4.500 metredir. Bunlar sadece dünyadaki en yüksek dağlardan, And Dağları’ndan ve Himalayalar’dan bildiğimiz boyutlardır. Bununla birlikte, 3,8 milyar yıl önce olduğuna inanılan Protva Valles’in oluşumundan bu yana jeoloji çok az değişti.
görüntü işleme
Görüntüler HRSC (Yüksek Çözünürlüklü Stereo Kamera) tarafından 23 Mayıs 2022’de Mars Express 23.232 yörüngesinde dönerken alındı. Zemin çözünürlüğü piksel başına yaklaşık 23 metredir ve görüntü 301 derece Doğu ve 27 derece Güney’de ortalanmıştır.
Renkli görüntü, nadir kanaldan, Mars yüzeyine dik görüş alanından ve HRSC renk kanallarından elde edilen verilerden oluşturuldu. Eğik perspektif görünüm, dijital arazi modeli, nadir kanal ve HRSC renk kanallarından oluşturulmuştur. Kırmızı/mavi veya kırmızı/yeşil gözlüklerle bakıldığında manzaranın üç boyutlu izlenimini veren anaglif görüntü, nadir kanaldan ve bir stereo kanaldan elde edildi. Renk kodlu topografik görünüm, peyzajın topografyasının elde edilebileceği bölgenin dijital arazi modeline (DTM) dayanmaktadır.
HRSC-DGM için referans cisim, bir Mars eşpotansiyel yüzeyi, sözde areoid (Mars için Yunanca “Ares” ten), Dünya üzerinde deniz seviyesinde somutlaşan, özdeş yerçekimi çekmesine sahip küresel bir küresel yüzeydir.
HRSC, Alman Havacılık ve Uzay Merkezi (DLR) tarafından geliştirilen ve işletilen bir kamera deneyidir. Kamera verilerinin sistematik değerlendirmesi, Berlin-Adlershof’taki DLR Gezegen Araştırma Enstitüsü’nde gerçekleştirildi. Freie Universität Berlin’deki Gezegensel Araştırma ve Uzaktan Algılama Çalışma Grubu, burada gösterilen görüntü ürünleri için verileri işledi.