banner_ardu-grill.PNG

et et

Tartu Hoiu-laenuühistu finantskool. Rahakool

Seksuaaltervise kool

Beebikool

Moekool

Õigusabikool

NAISELT NAISELE

MEHELT MEHELE

Toidukool

Väikelaste kool

Põhikool

Ametikool / Kutsekool

Gümnaasium

Ülikool / Kõrgkool

Liikluskool / Autokool

Elukool / Elukestev õpe



turvakood

lapsevanem-logo.gif

Marsi maastikud. Hiidkraatrid ehk basseinid

Lapsevanem.ee - Sisukestev õpe lapsevanemale :: Marsi maastikud. Hiidkraatrid ehk basseinid Matemaatika, füüsika, ajalugu, inimeseõpetus jne. Kõik selleks et abistada õppijat.Marsi maastikud. Hiidkraatrid ehk basseinid,Matemaatika, ekool, e-kool, füüsika, ajalugu, seks, abort

Marsi maastikud. Hiidkraatrid ehk basseinid

Mihkel Jõeveer

Kaksikute, Vähi ja Lõvi tähtkujus liikuv Marss hoiab juulis-augustis Päikese lähedale ning on palja silmaga nähtamatu. Nagu jooniselt 1a näha, on mai alguse planeetide rivistusest vähe järele jäänud.

Juulis Marsi nurkkaugus Päikesest väheneb veelgi, Maa ja Marsi vahemaa aga kasvab – 1. juulil oli Marss 390, 1. augustil 398 miljoni kilomeetri kaugusel. Jooniselt 1b on näha, et augustiks on Maa, Päike ja Marss pea ühel sirgel. Et Marsi orbiidi tasand on ekliptika suhtes veidi kaldu, siis planeet päris täpselt Päikese taha ei kao, 11. augustil möödub ta (Maalt vaadates) Päikesest veidi rohkem kui päikese ketta läbimõõdu kauguselt. 14. augustil on Maa–Marsi vahemaa kõige suurem – 399,6 miljonit kilomeetrit, Marsi ketta nurkläbimõõt aga väikseim, vaid 3,5 kaaresekundit. Kui oma orbiidil kiiremini liikuv Maa oleks seni nagu “põgenenud” Marsi eest, siis nüüd algab “jälitamine”, Maa ja Marsi vahemaa hakkab vähenema, Marsi ketas aga järjest suuremana paistma.

Eelmises Horisondi numbris oli juttu Marsi meteoriidikraatrite avastamisest ja nende iseärasustest võrreldes Maal ja Kuul asuvatega. Käsitletud said väikeste, keskmiste ja suurte kraatrite omadused. Peale nende leidub Marsil veel hiiglaslikke ringstruktuure, mida nende suuruse tõttu nimetatakse valgala ehk vesikonna mõistes ka basseinideks. Täpset piiri kraatrite ja basseinide vahele pole tõmmatud. Mõnesaja-kilomeetrise läbimõõduga struktuure nimetatakse nii kraatriteks kui basseinideks, neid on Marsil paar tosinat, üle 500-kilomeetrisi aga peaaegu ainult basseinideks.

Joon 1a. Päikesesüsteemi Maa-tüüpi planeetide seis 1. juulil 2002 vaadatuna põhja poolt. Keskel Päike (kollane), seejärel Merkuur (roheline), Veenus (valge), Maa (sinine) ja Marss (punane). Planeetide orbiitide ekliptika tasandist kõrgemal asuvad osad on sinised, allpool olevad rohelised. John Walkeri järgi.

Maa ja Marsi suurimad ringstruktuurid

Maa ringstruktuuridest küünivad basseinide klassi piirimaale Lõuna-Aafrika Vabariigis asuv Vredefort (läbimõõt 300 km, vanus 2023 miljonit aastat) ja Kanadas Ontarios asuv Sudbury (läbimõõt 250 km, vanus 1850 miljonit aastat). Marsi kolm suurimat plahvatuskraatrit-basseini ületavad Maa suuremaid peaaegu suurusjärgu võrra, nende pindalad on võrreldavad Maa suurriikidega (vt joon 2). Need on üle 2000-kilomeetrine Hellas, Argyre (läbimõõt 1200 km) ja Isidis (läbimõõt 1100 km). Ehkki hiiglaslike ümarbasseinide tekkemehhanism on põhimõtteliselt sarnane meteoriitide vormitud meetriste ja kilomeetriste läbimõõtudega plahvatuskraatrite omaga, on neid raske nimetada meteoriidikraatriteks, sest nad sündisid Marsi kokkupõrgetel päris kopsakate väikeplaneetidega. Näiteks Hellase basseini tekitaja läbimõõt pidi olema 100 km suurusjärgus.

Marsi ümarbasseinidel on olnud oluline osa planeedi pinnastruktuuride kujundamisel. Ainuüksi kolme suurima, Hellase, Argyre ja Isidise “kausside” ning neist väljapaisatud ainega paksult kaetud alade pindalad annavad kokku peaaegu poole Marsi kogupindalast.

Joon 1b. Maa-tüüpi planeetide seis 1. augustil 2002. John Walkeri järgi.

Hellas

Maalt on Hellas nähtav Marsi lõunapoolkeral keskosaga 40-ndal laiuskraadil asuva heleda ovaalse laiguna. Itaalia õpetlane Giovanni Schiaparelli arvas Hellases nägevat kahte ristuvat, kogu ala läbivat joonsirget kanalit ning pani neile nimed Alpheus ja Peneris. Marsiringselt orbiidilt tehtud piltidel (vt joon 3) eristub Hellase hele ovaal hästi ümbritsevast piirkonnast, kuid korrapärastest kogu ala läbivatest kanalitest pole mingit märki. See-eest on näha mitmesuguseid muid detaile, sealhulgas erinevate läbimõõtudega löögikraatreid nii Hellase sees kui ka ümbruskonnas.

Hellase ekstreemsus ilmneb kõige paremini mitte otsefotodel, vaid orbitaalse laserkõrgusmõõtja MOLA poolt mõõdetud kõrgusprofiilide abil koostatud reljeefi kaartidel ja diagrammidel (vt joon 4). MOLA kogutud vaatlused näitavad, et Hellas pole ainult üks Marsi heledamaid paiku, vaid ümbrusest 8–9 kilomeetrit madalam, suhteliselt tasase põhjaga enam-vähem ringjas ala, mida ümbritsevad rahutuma reljeefiga piirkonnad.

 

Joon 2. Hellase ja Argyre basseinide suuruse võrdlus USA territooriumiga.

Marsi uurijad ei kahtle selles, et Hellase näol on tegemist umbes 4 miljardit aastat tagasi toimunud kosmilise katastroofi tagajärjega, kui planeet Marss põrkus kokku väikeplaneediga. Enne põrget oli Hellase regiooni keskmine kõrgus arvatavasti nullnivoo lähedal, nagu näha joonisel 4. Plahvatusel tekkinud kümmekonna kilomeetri sügavusest basseinist väljapaiskunud kive ja kaljurahnusid lendas laiali kindlasti üle kogu Marsi ning sattus hulgaliselt maailmaruumi, kust osa neist mõne aja pärast jõudis Maale Marsi meteoriitidena. Kokku paisati basseinist välja umbes 30 miljonit kuupkilomeetrit ainet, mis enamasti lendas basseini keskmest kuni 4000 kilomeetri kaugusele, mattes basseini ümbruse varasemad pinnavormid kuni kahe kilomeetri paksuse kihi alla (vt joon 4 ülemine diagramm). Võrreldes sündmust maapealsete mastaapidega, oleks nagu Aafrika mandri suurune ala kaetud hetkeliselt kilomeetripaksuse uue aine kihiga.

Joon 3. Marsiringsel orbiidil töötava Mars Global Surveyor tehtud fotode põhjal koostatud Marsi pildil on Hellas nähtav pildi alumises osas asuva heleda ovaalse laiguna. Marsi ketta allservas on Lõuna polaarmüts. NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Hellase põhja mõningaid pinnavorme võib näha joonisel 5. Millised protsessid on kõnealust piirkonda kujundanud, sellest on veel vähe teada, Marsi geoloogia astub alles esimesi samme. Arvatavasti varsti pärast Hellase tekkimist kogunes tema põhja vett, ning basseini esialgselt praegusest sügavam ja kumeram põhi täitus mõnevõrra settekivimitega. Kuid vee sissevoolusänge on siiski vähe näha. Hiljem vesi ilmselt külmus, tekkisid jäätunud järved, aegamööda vesi ja jää aurus või imbus pinnasesse. Tänapäeval on Hellase põhja pinnakiht kuiv ja sisaldab palju kergesti lenduvat tolmu ning mõistatuslikke pinnavorme (joon 6). Just Hellasest saavad alguse Marsi suured tolmutormid.

Joon 4. Hellas ja tema ümbrus laserkõrgusmõõtja MOLA andmete põhjal. Pildi ülaosas on Hellase keskmine kõrgusprofiil. Allpool oleval reljeefi kaardil on kõrgused markeeritud värvidega (madalamad kohad on sinakaslillad, kõrgemad punased, vahepealsed sinised, rohelised, kollased, vt ka joon lk ), Hellase basseini tasane põhi (sinakaslilla) on kaardi keskosas, paremal ülal on näha Isidise basseini lõunapoolne osa (sinine). GSFC/NASA

Lõpuks Hellase paradoksist: ta on sedavõrd suur, et teda on raske märgata! Hellase hiigelkraater-bassein ei paista välja fotodel. MOLA vaatluste vahendusel on ta ilmekalt näha tänu sellele, et joonisel 4 on horisontaalvahemaade mastaap 200 korda rohkem kokku surutud võrreldes vertikaalteljel asuvate kõrgustega. Nii jääb mulje, et tegemist on järskude nõlvadega kraatriga. Tegelikult on Hellase nõlvade kalle looduses väike, isegi kõige järsemas osas keskmiselt ainult üks kraad (tõus-langus 1,75 meetrit 100 meetri kohta). Kui kunagi matkajad peaksid Marsil kõndima, siis on neil üsna raske märgata, millal nad basseini ümbrise kõrgeimale kohale jõuavad ja sealt laskumist alustavad või millal laskumine asendub horisontaalse liikumisega basseini põhjal. Hellas pole siin erand, ka teiste suurte ümarbasseinide nõlvad on lauged. Üldiselt kehtib reegel – mida suurem kraater, seda väiksem on tema sügavuse ja läbimõõdu suhe ning laugemad on nõlvad. Eesti tuntuima, paljudele oma silmaga nähtud Kaali meteoriidikraatril on 110-meetrise läbimõõdu juures sügavuse-läbimõõdu suhe 1:7. Hellasel vastavalt 1:400.

Joon 5. Osa Hellase basseini põhja reljeedikaardisr, ülal paremal on näha üleminek basseini nõlvale. MOLA Science Team, MGS, NASA

Argyre bassein

Joon 7. Arvutigraafikana esitatud Argyre basseini üldplaan, värvid Viking Orbiteride fotode järgi, reljeef MOLA andmete põhjal. MOLA Science Team ja G. Shirah, NASA GSFC Scientific Vizualization Studio

Hellasest 2 korda väiksema läbimõõduga Argyre ringstruktuur (joon 7) asub samuti Marsi lõunapoolkera kesklaiustel, jäädes parajasti väljapoole Hellase mitmetuhande kilomeetrilisest ringvallist. Argyre bassein jääb Hellasele alla ka sügavuselt (keskmine sügavus –2,9 km), Hellasega võrreldes on ta tõenäoselt rohkem täidetud setetega. Argyre ”kausi” mahutavus, 4 miljonit kuupkilomeetrit, on 15 korda väiksem Hellase omast, aga tema valgala on enam-vähem sama suur kui Hellasel – 20 miljonit ruutkilomeetrit.

Joon 8. Argyre basseini suubuvas Dzigai orus võisid kunagi voolata Lõuna polaarmütsi sulaveed. Mola Science Team, MGS, NASA

Lõuna poolt siseneb Argyresse vähemalt kolm suurt kuivanud jõesängi pikkustega 326, 570 ja 660 kilomeetrit. Neist lühima – Dzigai Vallese – suudmeala on näha joonisel 8. Seetõttu arvatakse, et minevikus võis Argyre sisaldada rohkem vett kui Hellas, vesi võis sinna koguneda põhiliselt Lõuna polaarmütside sulamise aegadel. Optimistlikumad uurijad argumenteerivad, et kunagi võis kogu bassein olla täidetud ja ülegi ajada, basseini põhjaosas asuva Uzboi oru kaudu võis toimuda väljavool Põhja madalikele. Väljavoolu kaudu bassein täielikult tühjeneda ei saanud, sest Uzboi suue on märksa kõrgemal basseini põhjast. Lõplikult pidi ta tühjenema vee aurumise, sublimeerumise või pinnasesse imbumise toimel. Vee lõpliku kadumise eel olid basseinis arvatavasti jääjärved. Igatahes arvavad mitmed uurijad, et nad on leidnud Argyres jää tegutsemise jälgi, basseini nõlvadel võisid olla isegi liustikud. Pärast vee ja jää kadumist kujundab Argyret põhiliselt tuul.

Joon 10. Nii peaks välja nägema 2003. aasta detsembris toimuv Beagle 2 eraldumine Mars Expressist. ESA

Isidise bassein ja Beagle 2

Isidise rohkem kui tuhande-kilomeetrine bassein asub Marsi ekvaatorist veidi põhja pool, Põhja tasandike ja Lõuna kõrgmaa vahelisel huvitaval üleminekualal. Isidise lõunapoolne osa on näha joonisel reljeefikaardi ülaosas paremal. Hellase ja Isidise ümbrisvallid osaliselt kattuvad. Suures plaanis on Isidis näha joonisel 9, kus ilmneb selgelt plahvatuskraatritele omane ringjas struktuur.

Isidise põhi on tasasem kui Hellase oma. Arvatavasti on tegemist kunagise laavaväljaga, mida miljardite aastate kestel on töödelnud vesi, jää ja tuul. Isidise põhjal on suhteliselt vähe väikesi meteoriidikraatreid läbimõõduga alla 120 meetri. See annab arvatavasti tunnistust suhteliselt tugevast tuule tekitatud erosioonist.

Mõne aasta pärast on lootus saada põhjalikke andmeid Isidise pinnakihi omaduste kohta, sest sinna on planeeritud Suurbritannia kosmosesõiduki Beagle 2 maandumispaik. Charles Darwinile aastatel 1831–1836 ümbermaailmasõidu teinud purjeka Beagle järgi nime saanud Beagle 2 on väike 60-kilogrammine kosmosesond, mis on üks osa Euroopa Kosmoseagentuuri projektist Mars Express. Beagle 2 on eurooplaste esimene katse laskuda Marsile. Praeguste plaanide järgi alustab Mars Express teed 2003. aasta juunis. Sama aasta detsembris peaks Beagle 2 eralduma Marsi ümber orbiitlevast emalaevast (joon 10), ning algul aerodünaamilist pidurdust, seejärel langevarju ja õhupatju kasutades tegema pehme maandumise Isidise basseini põhjale.

Isidis valiti maandumispaigaks mitmete kaalutluste põhjal. Esiteks, tänu ala madalusele on seal atmosfääri tihedus suhteliselt suur ja langevarju kasutamine efektiivne. Teiseks, radarvaatlustest on teada, et Isidise alal on suhteliselt vähe kaljusid, seega oht maandumisel takerduda mõne kaljunuki külge on suhteliselt väike. Kolmandaks, ala on ekvaatori lähedal ja suhteliselt soe, mis võimaldab jaama hoidmist töötemperatuuril väiksema energiakuluga. Marsi päeval saadakse energiat päikesepatareidelt, öösel liitiumioonpatareidelt. Beagle 2 töö kestab Marsi pinnal 180 Marsi päeva ehk pool Maa aastat. Kogutud andmed saadetakse Maale Mars Express Orbiteri ja juba praegu Marsi juures töötava USA uurimisjaama Mars Odyssey vahendusel.

Ehkki kaalult väike, kannab Beagle 2 terve hulga seadmeid mitmelaadsete pinnaseproovide tegemiseks. Kõigepealt otsitakse kunagise võimaliku elu jälgi. Selleks analüüsitakse orgaaniliste ühendite isotoopkoostisi nii Marsi pinnal kui ka kuni kahe meetri sügavusel, milleks pinnaseproove võetakse spetsiaalse puurmasina abil. Uuritakse ka anorgaanilisi ühendeid ja pinnase mineraloogilist koostist. Tõenäosus maanduda paigas, kus praegu kõige primitiivsemagi elu jälgi võiks leiduda, on tühine. Kui kuskil sealkandis siiski elusorganismid eksisteerivad, peaksid nad ainevahetuse kaudu jätma jälgi Marsi atmosfääri, näiteks metaani kaudu.

Joon 6. Hellase basseini põhja 2,9x4,1-ruutkilomeetrise ala otsefoto mõistatuslike pinnavormidega. NASA/JPL/Malin Space Science Systems

MIHKEL JÕEVEER (1937) on Tartu Observatooriumi kosmoloogia osakonna vanemteadur, Tartu Tähetorni Kalendri toimetaja. Füüsika-matemaatikakandidaat.

Horisont 4/2002 
 

printerisõbralik versioon esita küsimus
viimati toimetatud: 19. 10. 2008. 07:01