Lielais Sirts

Vikipēdijas lapa
Jump to navigation Jump to search
Lielais Sirts
Syrtis Major MC-13.jpg
Atrodas uz Marss
Koordinātas 8°24′N 69°30′E / 8.4°N 69.5°E / 8.4; 69.5Koordinātas: 8°24′N 69°30′E / 8.4°N 69.5°E / 8.4; 69.5
Diametrs 1500x1000 km
Dziļums ~2000 m
Atklāts 1659. gadā
Eponīms Sidras līcis

Lielais Sirts (lat. Syrtis Major Planum- "plato Lielais Sirts") ir tumšs plankums uz Marsa virsmas (albedo elements), kas teleskopos ir saskatāms arī no Zemes. Izvietots Lielā Sirta kvadrantā starp ziemeļu zemienēm un dienvidu augstkalnēm, uz rietumiem no Izīdas trieciena baseina. Pēc Mars Global Surveyor datiem tika konstatēts, ka tas ir vairogvulkāns ar zemu reljefu[1]. Agrāk tas tika uzskatīts par līdzenumu, bet vēlāk pazīstams kā Syrtis Major Planitia. Tumšo krāsu veido reģiona vulkāniskā bazalta ieži un relatīvi plānais Marsa putekļu slānis. 2021. gadā Lielā Sirta ziemeļaustrumos misijas "Mars 2020" ietvaros Jezero krāterī nosēdās pētnieciskais visurgājējs "Perseverance" (18,855° N, 77,519° E.).

Ģeogrāfija un ģeoloģija[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Lielais Sirts atrodas Lielā Sirta kvadranta rajonā 8,4° N, 69,5° E, un plešas apmēram 1500 km uz ziemeļiem no ekvatora, kā arī 1000 km platumā no rietumiem uz austrumiem. Tas aptver lielo nogāzi no tās rietumu malas Aeria, pazeminoties par 4 km līdz austrumu malai Izīdas līdzenumā. Tas iekļauj sevī 6 km augstu pacēlumu. Sirta lielākā daļa veido nogāzi ar slīpumu zem 1°, kas ir daudz mazāk, nekā Tarsas vairogvulkāna nogāžu slīpums. Tam ir ziemeļu-dienvidu virzienā izstiepta depresija (350x150 km), kurā atrodas ap 2 km dziļas Nili Patera un Meroe Patera kalderas. Kalderu dibeni ir unikāli lielo Marsa vulkānu starpā, jo tie nav piepacelti salīdzinājumā ar Lielā Sirta apgabalu. Tas var izskaidrot augstu Nili Patera magmatiskās attīstības un hidrotermālās aktivitātes pakāpi. Nili Patera dibens ir mazāk krāteru izrobots un, attiecīgi, ir jaunāks no abiem. Kaut arī Nili Patera lielāko daļu iežu veido bazalts, taču tur ir sastopams arī dacīts. Satelītu gravitācijas lauka mērījumi uzrāda pozitīvu gravitācijas anomāliju ar centru kalderu kompleksā, kas liek domāt par izdzisušu 600x300 km lielu magmatisko kalderu apakšā, kas stiepjas ziemeļu-dienvidu virzienā. Tā varētu saturēt blīvus minerālus (iespējams pārsvarā piroksēns, bet iespējams arī olivīns), kas pirms tam izdalījās no magmas. Krāteru uzskaitījums datē Lielo Sirtu ar Hesperiāna epohu, kas ir pirms blakus esošā Izīdas trieciena baseina izveides.

Atklāšana un nosaukums[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Lielā Sirta nosaukums cēlies no klasiskā romiešu Syrtis maior nosaukuma, kas apzīmēja Sidra līci Lībijas piekrastē, kas senās Romas laikā bija Kirēnes province.

Lielais Sirts bija pirmais dokumentētais citas planētas virsmas elements. To atklāja Kristiāns Heigenss un iekļāva to 1659. gadā veidotajā Marsa attēlā. Viņš izmantoja regulārus šī objekta novērojumus, lai izvērtētu Marsa dienas ilgumu. Sākotnēji šis fenomens bija pazīstams kā Smilšu pulksteņa jūra, bet dažādi pētnieki deva tam dažādus nosaukumus. 1840. gadā Johans Henrihs Medlers uz savu novērojumu bāzes izveidoja Marsa karti un nosauca šo īpatnību par Atlantisko kanālu. Ričarda Proktora 1867. gada kartē šī jūra saucās par Ķeizara jūru (par godu Frederikam Ķeizaram no Leidenes observatorijas). Kamils Flamarions nosauca to Mer du Sablier (franču. "Smilšu pulksteņa jūra"), kad tas pārskatīja Proktora 1876. gada nomenklatūru. Nosaukumu "Syrtis Major" (Lielais Sirts) izvēlējās Džovanni Skiaparelli, kad viņš sastādīja Marsa karti, balstoties uz 1877. gada Marsa lielās opozīcijas novērojumiem.

Sezonālās variācijas[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

Lielais Sirts bija uzmanības centrā savu sezonālo un daudzgadīgo svārstību dēļ. Tas radīja teorijas par to, ka šī ir sekla jūra, bet vēlāk šīs izmaiņas saistīja sezonālo veģetāciju. Taču 1960 un 1970 gados starpplanētu zondes Mariner un Viking ļāva zinātniekiem secināt, ka ka šo izmaiņu cēlonis ir vēji, kas sapūta šajā apvidū putekļus un smiltis. Šajā apvidū ir daudz vēju sanestu nogulumu ar gaišu oreolu vai joslām, kuras veido krāteru radītais aizvējš. Šīs joslas būtībā ir putekļu sanesumi, kas radušies krāteru paaugstinātajām malām aizturot vēju, neļaujot tam aizpūst putekļus, kas atrodas aiz šīm krāteru malām (veidojot "vēju ēnas").

Atsauces[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]

  1. Hiesinger, H.; Head, J. W. (8 January 2004). "The Syrtis Major volcanic province, Mars: Synthesis from Mars Global Surveyor data". Journal of Geophysical Research. 109