د مريخ ځمک پېژندنه

د ويکيپېډيا، وړیا پوهنغونډ له خوا

د مريخ ځمک پېژندنه د مريخ سياري د سطحې، پوښ او داخلي حالت علمي څېړنه ده. د دې سيارې په هغو اجزاوو، جوړښت، تاريخ او فزيکي پروسو تمرکز کېږي چې دا سياره ځينې جوړه شوې. مريخ د ځمکې د ځمک پېژندنې له ډګر سره نژدې ده. د سيارو په علم کې، د جيولوژي (ځمک پېژندنې) اصطلاح په پراخه معنا کارول کېږي، يعنې د سيارو او ستورو د سختو برخو مطالعه. په دې اصطلاح کې د جيوفزيک، جيوکيميا، جيو مينرالوژي (کان پېژندنه)، جيو ډيسي (مساحت پېژدنه) او کارتوګرافي (نقشه جوړول) اړخونه شامل دي. يو نوی منځ ته راغلی لغت، اريولوژي د يوناني  ټکي «Arēs» (يعنې مريخ) نه اخستل شوی دی، کله کله دا ټکی په عامه رسنيو او د خيالي علمي آثارو (لکه: د کيم سټينلي رابنسن «Mars trilogy» ) کې د مريخ د ځمک پېژندنې په معنا هم کارول کېږي. د «areology» اصطلاح په «subreddit "r/Areology"» او «Areological Society» کې هم کارول شوې ده.[۱][۲][۳][۴]

د مریخ جوړېدل[سمول]

مريخ د يوې جلا ځمکې لرونکې سياره ده.

د « InSight» په نامه د مريخ په سطحه ښکته کېدونکی ماموريت د دې لپاره طرحه شوی، تر څو د مريخ ژورې داخلي برخې وڅېړي. دا ماموريت د ۲۰۱۸ز کال د نومبر په شپږ وېشتمه نېټه په مريخ ښکته شو او د زلزلې د اندازه کولو يوه حساسه اله به هلته واستوي، تر څو د مریخ په ژورو داخلي برخو کې د « 3D» په ډول د نقشو د جوړولو وړتيا پیدا کړي.[۵][۶]

نړيواله فزيوګرافي (فزيکي جغرافيه)[سمول]

مريخ يو جلا، په پراخه پيمانه د خپلې  سطحي ځانګړياوې لري، کومې چې د هغو جيولوژيکي جرياناتو څرګندونه کوي، چې د وخت په تېرېدو سره په دې سياره کې تر سره شوي دي. دا برخه د مريخ ګڼې سترې فزيوګرافي سيمې راښيي. دا سيمې په شریکه سره د جيولوجيکي جرياناتو هغه انځور وړاندې کوي، چې په څه ډول د اورشېندنې، ټيکټونيزم، اوبه، يخ او ټکرونه په ښکېلولو سره په نړيوال مقياس کې دا سياره جوړه کړې ده.

د نيمې کُرې وېش[سمول]

د ټوپوګرافۍ او فزيوګرافۍ له اړخه د مريخ شمالي او سويلي نيمه کُره له يو بل نه د پام وړ توپير لري. دا وېش يا دوه ډوله والی د دې سيارې د ټولې ځمک پېژندنې يوه بنسټيزه ځانګړتيا ده. شمالي برخه يې ډېره ستره ټوپوګرافي ټيټوالی دی. د مريخ د سطحې يو په درېيمه برخه (تر ډېره بريده په شمالي نيمه کره کې) د سويلي دوه په درېيمې برخې نه له درې تر شپږ کيلو متره ښکته ده. دا د ځمکې د لويو وچو او سمندري کاسو تر منځ د لوړوالي د توپير د لومړۍ درجې پیاوړې ځانګړتيا ده. دا دوه برخه والی په دوه نورو لارو هم ښودل شوی دی چې هغه دادي: د دواړو نيمو کرو تر منځ  د ټکر د کندو په ګڼوالي او د قشر په ډبلوالي کې توپير. د سويلي نيمې کرې د وېش پوله (ډېر کرته سويلي لوړې ځمکې يا پاسنۍ ځمکې بلل کېږي) په پراخه کچه کنده شوې او لرغونې ده، نااواره سطحه لري چې تاريخ يې د غټ بمبار پړاو ته رسېږي. له بلې خوا، د شمالي وېش ښکته ځمکې کمې پراخې کندې لري، ډېرې نرمې او اوارې دي او داسې نورې ځآنګړتياوې لري او د دې ښودنه کوي چې، د سويلي لوړو ځمکو له جوړېدو وروسته يې په عمومي ډول سطحه بيا جوړه شوې. د دواړو نيمو کُرو تر منځ درېيم توپير يې د پوستکي (قشر) ډبلوالی دی. ټوپوګرافي او جيوفزيکي جاذبې قوې معلومات د دې څرګندونه کوي چې په سويلي لوړو برخو کې يې پوستکی تر ټولو زيات ډبلوالی لري، چې اته پنځوس کيلو متره (۳۶ ميله) ته رسېږي، په داسې حال کې چې د شمالي ټيټو ځمکو «څوکو» پوستکي ډبلوالی يې نږدې دوه دېرش کيلو متره (۲۰ ميله) ته رسېږي. په ټول مريخ کې د د دواړو توپيرونو پوله د جغرافيايي عرض په برخه کې سره توپير لري او په دې پورې اړه لري چې د درې فزيکي وېشونو له منځه کوم يو يې په نظر کې نيسي.[۷][۸][۹][۱۰]

په دوو برخو کې د نيمې کُرې د وېشلو اصل او عمر تر اوسه تر بحث لاندې دي. په دې اړوند ګڼنې په دوو برخو وېشل شوې دي: لومړی، دا وېش د ستر ټکر د پېښې يا ګڼو سترو ټکرونو له امله رامنځ ته شوي چې د دې سيارې د تاريخ په لومړيو کې پېښ شوي دي (بهرني اندونه)، يا دويم، د دې سيارې په داخلي برخه کې په شمالي نيمه کُره کې د تودوخې د لېږد، په بل مخ اوښتون يا نورو حرارتي جرياناتو  په مټ د پوستکي د نري کېدو له امله دا وېش رامنځ ته شوی دی (اساسي اندونه). يوه اصلي نمونه د تختې تيکټونيکس (يوه لومړۍ ضمني پېښ) وړانديز کوي چې په شمال کې يې نری پوښ منځ ته راوړی دی، کټ مټ هغه څه ته ورته چې د ځمکې د تختو د پولو په پراخېدو کې پېښيږي. که اصل يې هر څه وي، خو داسې برېښي چې د مريخ وېش ډېر پخوا رامنځ ته شوی دی. يو نوی اند د شمالي قطب د ستر ټکر او د دولسو يو شان نيمو کرو برابرتيا د کشف د تاييد پهر بنسټ ولاړ دی، د دې ښودنه کوي چې بهرني اندونه له داخلي اندونو نه پياوړي دي او دا چې مريخ کله هم تيکتونيکي تخته نه درلوده، چې دا وېش يې يا دوه برخه والی جوړ کړي. له څرخېدنکې فضايي بېړۍ نه د ليزر الټيميټر او د رادار اواز معلوماتو د ډنډونو په اندازه ډېر جوړښتونه پېژندلي دي، کوم چې د ليدو وړ پخوانيو انځورونو کې پټ وو. دا ځآنګړتياوې چې د ښکته تلونکي داېرې (QCDs) ته ورته په نوم پېژندل کېږي، د سخت بمبار د پړاو پر مهال د ټکر له امله د رامنځ ته شويو کندو  ښودنه کوي چې اوسمهال ځوانو نازکو پوړونو پوښلي دي. د « QCDs» د کندو د شمېرلو څېړنو ښودلې ده چې د شمالي نيمې کرې ټيتې سطحې هومره زړې دي، څومره چې د سويلي لوړو ځمکو قشر زوړ ښودل شوی دی. د دې وېش لرغونی عمر د دې د اصليت پر اندونو د پام وړ محدوديتونه پرېباسي. [۱۱][۱۲][۱۳][۱۴][۱۵][۱۶][۱۷][۱۸][۱۹][۲۰][۲۱][۲۲][۲۳]

د اورشېندنې تارسيس او اليزيوم برخې[سمول]

د مريخ په نيمه لويديځه کُره کې په دوو برخو د وېش د پولو منځ يوه ستره اورغورځونکې تکتونيکي سيمه ده چې د تاريس سيمې يا تاريس راوتلو په نامه يادېږي. دا ستر او لوړ جوړښت زرګونه کيلو متره قطر لري او د دې سيارې نږدې پنځه ويشت سلنه سطحه يې پوښلې ده. د ځمکې له سطحې (د مريخ د سمندر له سطحې) نه په منځني ډول له اووه نه تر لس کيلو متره  لوړ «تارسيس» د دې سيارې پر مخ تر ټولو لوړې برخې او په شمسي نظام کې تر ټولو ستر پېژندل شوي اورشيندونکي لري. درې ستر اورشېدونکي يې دا دي: «Ascraeus Mons, Pavonis Mons, and Arsia Mons» (چې په ټوليز ډول د Tharsis Montes) په نامه پېژندل کېږي او د لوړې څوکې په اوږدو کې د «NE-SW» په برابرۍ کې پراته دي. پراخ البا مونس (مخکې د البا پاتيرا په نامه پېژندل کېدل) د دې سيمې شمالي برخه نيولې ده. د الیمپوس مونس د اورشېنونکی سپر د اصلي راوتونکي او د دې سيمې په لويديځه څنډه کې پروت دی. د تارسيس ډېر زيات پراخوالي د دې سيارې په ليتوسفير باندې زيات بوج اچولی دی. د دې په پايله کې ډېر پراخ درزونه (د ګرابن او درزونو درې) له تارسيس نه بهر وړاندې باسي، چې د دې سيارې د کُرې په شا او خوا کې  په نيمې لارې پورې پراخېږي.[۲۴][۲۵]

يو کوچنی اورشېدونکی مرکز په ايليوم کې د تارسيس لويديځ لور ته څو زره کيلو متره لرې موقعيت لري. د ايليوم اورشېدونکې ټولګه نږدې دوه زره کيلو متره قطر لري ،چې له درې اصلي اورشېدونکو نه جوړ دی، هغه درې مرکزي اورشېدونکي دا دي: « Elysium Mons, Hecates Tholus, او  Albor Tholus». د ايليوم د اورشېدولو ډلې په اړه فکر کېږي چې د «تارسيس مونټس» يو نه توپير لري، د دې په وده کې «لاواګانې» او «پايروکلاسټيکس» دواړه شامل دي.[۲۶]

د ستر ټکر کندې[سمول]

په مريخ کې د ټکر ګڼې سترې دايروي کندې شته. تر ټولو ستره يې هغه ده چې په اسانۍ سره ليدل کېږي. د «هلاس کنده» ده، کومه چې په سويلي نيمه کُره کې موقعيت لري. دا د ټکر له امله رامنځ ته شوې دويم ستر تايید شوی جوړښت دی چې نږدې په څلور شپېته درجه ختيځ طول او څلوېښت درجه جغرافيايي عرض کې پرته ده.   د دې کندې مرکزي برخه (Hellas Planitia) يو زر اته سوه کيلو متره قطر لري، پراخه، درنده توږل شوې کړۍ ځينې راچاپېره ده، کومه چې ورته په نژدې واټن کې د نا اوارو خرابو غرونو (سره نښتې کتلې(هستې) له ځانګړتياوو پېژندل کېږي چې شونې ده، له کندو نه د مخکې زاړه قشر د لوړو شويو او ټېله کړای شويو بلاکونو ښودنه کوي.[۲۷][۲۸][۲۹]

سرچینې[سمول]

  1. ↑ Greeley, Ronald (1993). Planetary landscapes (الطبعة 2nd). New York: Chapman & Hall. د کتاب پاڼې 1. د کتاب نړيواله کره شمېره 0-412-05181-8. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  2. ↑ "World Wide Words: Areologist". World Wide Words (په انګلیسي ژبه کي). د لاسرسي‌نېټه October 11, 2017. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  3. ↑ "r/Areology". reddit (په انګلیسي ژبه کي). د لاسرسي‌نېټه ۰۷ نومبر ۲۰۲۱. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  4. ↑ "The Areological Society". The Areological Society (په انګلیسي ژبه کي). د اصلي آرشيف څخه پر ۰۷ نومبر ۲۰۲۱ باندې. د لاسرسي‌نېټه ۰۷ نومبر ۲۰۲۱. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  5. ↑ (په 30 April 2018 باندې). Mars InSight: NASA's Journey Into the Red Planet's Deepest Mysteries. The New York Times.
  6. ↑ (په 5 May 2018 باندې). NASA's InSight Launches for Six-Month Journey to Mars. The New York Times.
  7. ↑ Watters, Thomas R.; McGovern, Patrick J.; Irwin Iii, Rossman P. (2007). "Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars" (PDF). Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 35 (1): 621–652 [624, 626]. Bibcode:2007AREPS..35..621W. doi:10.1146/annurev.earth.35.031306.140220. د اصلي (PDF) آرشيف څخه پر ۲۰ جولای ۲۰۱۱ باندې. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  8. ↑ Carr 2006, pp. 78–79
  9. ↑ Zuber, M. T.; Solomon, SC; Phillips, RJ; Smith, DE; Tyler, GL; Aharonson, O; Balmino, G; Banerdt, WB; et al. (2000). "Internal Structure and Early Thermal Evolution of Mars from Mars Global Surveyor Topography and Gravity". Science. 287 (5459): 1788–93. Bibcode:2000Sci...287.1788Z. doi:10.1126/science.287.5459.1788. PMID 10710301. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  10. ↑ Neumann, G. A. (2004). "Crustal structure of Mars from gravity and topography" (PDF). Journal of Geophysical Research. 109 (E8). Bibcode:2004JGRE..10908002N. doi:10.1029/2004JE002262. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  11. ↑ Changela, Hitesh G.; Chatzitheodoridis, Elias; Antunes, Andre; Beaty, David; Bouw, Kristian; Bridges, John C.; Capova, Klara Anna; Cockell, Charles S.; Conley, Catharine A.; Dadachova, Ekaterina; Dallas, Tiffany D. (December 2021). "Mars: new insights and unresolved questions". International Journal of Astrobiology (په انګلیسي ژبه کي). 20 (6): 394–426. doi:10.1017/S1473550421000276. ISSN 1473-5504. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  12. ↑ Wilhelms, D.E.; Squyres, S.W. (1984). "The Martian Hemispheric Dichotomy May Be Due to a Giant Impact". Nature. 309 (5964): 138–140. Bibcode:1984Natur.309..138W. doi:10.1038/309138a0. S2CID 4319084. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  13. ↑ Frey, Herbert; Schultz, Richard A. (1988). "Large impact basins and the mega‐impact origin for the crustal dichotomy on Mars". Geophysical Research Letters. 15 (3): 229–232. Bibcode:1988GeoRL..15..229F. doi:10.1029/GL015i003p00229. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  14. ↑ Andrews-Hanna, J.C.; et al. (2008). "The Borealis Basin and the Origin of the Martian Crustal Dichotomy". Nature. 453 (7199). pp. 1212–5; see p. 1212. Bibcode:2008Natur.453.1212A. doi:10.1038/nature07011. PMID 18580944. S2CID 1981671. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  15. ↑ Wise, Donald U.; Golombek, Matthew P.; McGill, George E. (1979). "Tectonic Evolution of Mars". Journal of Geophysical Research. 84 (B14): 7934–7939. Bibcode:1979JGR....84.7934W. doi:10.1029/JB084iB14p07934. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  16. ↑ Elkins-Tanton, Linda T.; Hess, Paul C.; Parmentier, E. M. (2005). "Possible formation of ancient crust on Mars through magma ocean processes" (PDF). Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E120S01. Bibcode:2005JGRE..11012S01E. doi:10.1029/2005JE002480. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  17. ↑ Sleep, Norman H. (1994). "Martian plate tectonics". Journal of Geophysical Research. 99 (E3): 5639–5655. Bibcode:1994JGR....99.5639S. doi:10.1029/94JE00216. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  18. ↑ Leone, Giovanni; Tackley, Paul J.; Gerya, Taras V.; May, Dave A.; Zhu, Guizhi (2014-12-28). "Three-dimensional simulations of the southern polar giant impact hypothesis for the origin of the Martian dichotomy". Geophysical Research Letters (په انګلیسي ژبه کي). 41 (24): 2014GL062261. Bibcode:2014GeoRL..41.8736L. doi:10.1002/2014GL062261. ISSN 1944-8007. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  19. ↑ Leone, Giovanni (2016-01-01). "Alignments of volcanic features in the southern hemisphere of Mars produced by migrating mantle plumes". Journal of Volcanology and Geothermal Research. 309: 78–95. Bibcode:2016JVGR..309...78L. doi:10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  20. ↑ O’Rourke, Joseph G.; Korenaga, Jun (2012-11-01). "Terrestrial planet evolution in the stagnant-lid regime: Size effects and the formation of self-destabilizing crust". Icarus. 221 (2): 1043–1060. arXiv:1210.3838. Bibcode:2012Icar..221.1043O. doi:10.1016/j.icarus.2012.10.015. S2CID 19823214. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  21. ↑ Wong, Teresa; Solomatov, Viatcheslav S (2015-07-02). "Towards scaling laws for subduction initiation on terrestrial planets: constraints from two-dimensional steady-state convection simulations". Progress in Earth and Planetary Science (په انګلیسي ژبه کي). 2 (1): 18. Bibcode:2015PEPS....2...18W. doi:10.1186/s40645-015-0041-x. ISSN 2197-4284. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  22. ↑ Watters, T.R.; McGovern, Patrick J.; Irwin, R.P. (2007). "Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars". Annu. Rev. Earth Planet. Sci. 35 (1): 630–635. Bibcode:2007AREPS..35..621W. doi:10.1146/annurev.earth.35.031306.140220. S2CID 129936814. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  23. ↑ Solomon, S. C.; Aharonson, O; Aurnou, JM; Banerdt, WB; Carr, MH; Dombard, AJ; Frey, HV; Golombek, MP; et al. (2005). "New Perspectives on Ancient Mars". Science. 307 (5713): 1214–20. Bibcode:2005Sci...307.1214S. doi:10.1126/science.1101812. hdl:2060/20040191823. PMID 15731435. S2CID 27695591. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  24. ↑ Solomon, Sean C.; Head, James W. (1982). "Evolution of the Tharsis Province of Mars: The Importance of Heterogeneous Lithospheric Thickness and Volcanic Construction". J. Geophys. Res. 87 (B12): 9755–9774. Bibcode:1982JGR....87.9755S. doi:10.1029/JB087iB12p09755. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  25. ↑ Carr, M.H (2007). Mars: Surface and Interior in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p.319
  26. ↑ Cattermole, Peter John (2001). Mars: the mystery unfolds. Oxford: Oxford University Press. د کتاب پاڼې 71. د کتاب نړيواله کره شمېره 0-19-521726-8. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  27. ↑ Boyce, J.M. (2008) The Smithsonian Book of Mars; Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, p. 13.
  28. ↑ Carr, M.H.; Saunders, R.S.; Strom R.G. (1984). Geology of the Terrestrial Planets; NASA Scientific and Technical Information Branch: Washington DC, 1984, p. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
  29. ↑ Hartmann 2003, pp. 70–73
"https://ps.wikipedia.org/w/index.php?title=د_مريخ_ځمک_پېژندنه&oldid=301526" نه اخيستل شوی