Кузьмин Р.О. Отдел 53

 

Цикл статей: Анализ и интерпретация данных дистанционного зондирования поверхности Марса на основе тепловой, спектральной, радарной и оптической съемок планеты, проведенных с борта орбитальных аппаратов 'Марс-Глобал-Сервейор', 'Марс-Экспресс' и 'Марс-Реконнаиссанс'.

 

Статьи:

1 -Estimation and mapping of wintertime increase in water ice content

of the Martian surface soil based on seasonal Thermal Emission

Spectrometer thermal inertia variations. R. O. Kuzmin, E. V. Zabalueva, and P. R. Christensen. JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH, VOL. 114, E04011, doi:10.1029/2008JE003222, 2009.

 

2 -Spectral and thermodynamic constraints on the existence of gypsum at the Juventae Chasma on Mars. R.O. Kuzmin,, M.V.Mironenko, N.A.Evdokimova.

Planetary and Space Science, 57,(2009),975-981.

 

3 - The Circum-Hellas Volcanic Province, Mars: Overview

DavidA.Williams a,_, RonaldGreeley a, RobinL.Fergason a,1, Ruslan Kuzmin b, ThomasB.McCord c, Jean-Phillipe Combe c, JamesW.HeadIIId, LongXiao a,e, LeonManfredi a, Franc-ois Poulet f, PatrickPinet g, DavidBaratoux g, JeffreyJ.Plaut h, JoukoRaitala i, GerhardNeukum j,2, theHRSCCo-InvestigatorTeam

Planetary and Space Science, 57, (2009), 895-916

Аннотация: По результатам анализа сезонных вариаций значений тепловой инерции марсианского грунта (по данным тепловой съемки Марса термоэммисионным спектрометром ТЕС) мы разработали новый метод для оценки и картирования зимнего увеличения содержания льда воды в пределах поверхностного слоя грунта, соответствующего суточному тепловоту скин-слою в 2-10 см. Мы использовали как номограммы соотношений между значениями тепловой инерции для сухих и льдистых грунтов (составленных для разных количеств льда воды в грунте), так и аналитический подход. Сравнение закартированных зимных значений тепловой инерции с расчетными значениями этого параметра для льдистых грунтов с разным количеством льда показывает, что зимние значения тепловой инерции на широтах 40-50њ с.ш. и 40-50њ ю.ш. согласуются с присутствием количества льда воды от 4 до 17 объемных % (локально). На более низких широтах количество льда составляет менее 1-го объемного %. Результаты картирования показали, что зона с содержанием льда в грунте более 3-х объемных % в северном полушарии Марса гораздо более обширная чем в южном.

Спектральное картирование Марса, проведенное в ходе эксперимента Марс-Экспресс/ОМЕГА, продемонстрировало, что большинство обогащенных сульфатами районов связано с присутствием светлых слоистых отложений внутри системы каньонов в экваториальной зоне Марса. Хотя все обогащенные сульфатами отложения внутри этих каньонов характеризуются присутствием кизерита и гидратированных фаз сульфата магния, спектральные признаки гипса были определены (французскими коллегами) в каньоне Ювента и Хаосе Януса . Факт обнаружения гипса в верхней части слоистых отложений, слагающих эрозионный останец на дне каньона Ювента, представляется наиболее интригующим и спорным как с геологической, так и термодинамической позиций. Для прояснения вопроса о возможности существования гипса в каньоне Ювента мы провели повторную обработку и анализ спектров ОМЕГА на эту область и выполнили химическое равновесное моделирование последовательности осаждения сульфатов при вымерзании и испарении гипотетического водного солевого раствора, который мог существовать в прошлом внутри указанного каньона. Наши результаты не подтвердили присутствия спектральных признаков гипса в каньоне Ювента, а полученные результаты равновесного моделирования также исключают заметное осаждение гипса в последней стадии водного осадконакопления, ответственного за формирование отложений верхней части эрозионного останца.

По данным спектральной, тепловой, радарной и оптической съемки Марса был также проведен сравнительный геолого-геоморфологический анализ двух самых древних вулканических провинций в южном полушарии планеты. Эти провинции находятся на северо-восточной и юго-западной периферии крупнейшего на Марсе ударного бассейна Элладаи включают в себя вулканические комплексы крупных вулканов Марса (патеры Тирренская, Адриатическая, Амфитриты, Пенеус, Малеи и Петюса). Было показано, что формирование этих вулканических комплексов произошло в ранний период геологической истории планеты (4-3.6 млрд. лет). Вулканические структуры этих провинций делятся на два основных морфологических типа: щито-подобные образования и кальдеро-подобные депрессии, окруженные грядовыми равнинами. К последним относятся патеры Пенеус, Малеи и Петюса, характеризующиеся слабыми гравитационными аномалиями и, по-видимому, сильно отличающиеся от других вулканов как по характеру формирования, так и по стилю извержений. Если в современной поверхности патер Тирренской, Адриатической и Амфитриты еше просматриваются черты вулканического мезорельефа, то первичные вулканогенные поверхности других патер были сильно модернизированы флювиально-мерзлотными и эоловыми процессами. Кроме того, патеры Пенеус, Малеи и Петюса и Амфитриты находятся в зоне активного воздействия осадочных процессов, связанных с эволюцией Южной полярной шапкой Марса.