Каньйон Іо лат Ius Chasma це великий каньйон у квадранглі Coprates на планеті Марс розташований за координатами 7 півден

Каньйон Іо (лат. Ius Chasma) — це великий каньйон у квадранглі Coprates на планеті Марс, розташований за координатами 7° південної широти і 85,8° західної довготи. Його довжина становить близько 938 км, а свою назву він отримав від назви класичної деталі альбедо.

Ius Chasma
Ius Chasma у мозаїці з інфрачервоних знімків, виконаних камерою , із частинами каньйонів Tithonium, Candor і Melas вгорі зліва й справа, крайньому верхньому кутку і крайньому нижньому кутку, відповідно. Бічні каньйони, утворені просочуванням підземних вод, помітні у центральній частині. Біля правого краю видно Ius Labes — набір масивних відкладень, що сформувалися внаслідок зсувів породи. Calydon Fossa, менший паралельний каньйон, простягається південніше від Ius Chasma, зліва на зображенні.
Координати	7°00′ пд. ш. 85°48′ зх. д. / 7° пд. ш. 85.8° зх. д. / -7; -85.8Координати: 7°00′ пд. ш. 85°48′ зх. д. / 7° пд. ш. 85.8° зх. д. / -7; -85.8
Довжина	840 км
Найменування	Назва

Система каньйонів Valles Marineris

Мапа квадрангла Coprates, на якій показано деталі Valles Marineris — найбільшої системи каньйонів у Сонячній системі. Деякі з цих каньйонів могли колись бути наповненими водою.

Ius Chasma — це основна частина Valles Marineris, найбільшої системи каньйонів у Сонячній системі; цей величезний каньйон, якщо б він був на Землі, простягався б уздовж усієї території США. Каньйон починається з Noctis Labyrinthus у , і завершується каньйонами Capri та (на півдні) у . Слово chasma було прийнято Міжнародним астрономічним союзом на позначення видовженої депресії зі стрімкими краями. Долини Марінера було відкрито й названо на честь місії Марінера-9. Простягаючись на схід від Noctis Labyrinthus, величезний каньйон ділиться на два жолоби — Tithonium та Ius Chasma на півдні. Посередині цієї системи розташовані дуже широкі долини (на півночі), Candor Chasma, і Melas Chasma (на півдні). Далі на схід натрапляємо на Coprates Chasma. І наприкінці його долина розширюється, утворюючи Capri Chasma на півночі й на півдні. Стіни каньйонів часто містять багато шарів. Дно деяких каньйонів містить масштабні відкладення нашарованих порід. Деякі дослідники вважають, що ці шари утворилися тоді, коли каньйони були наповнені водою. Каньйони дуже глибокі й довгі. Місцями їх глибина сягає 8-10 кілометрів. (Для порівняння, глибина Великого каньйону на Землі становить лиш 1.6 км.)

Шари

На знімках порід у стінах каньйонів майже завжди видно шари. Деякі шари виглядають міцнішими за інші. На виконаному HiRISE знімку шарів у Ganges Chasma нижче можна побачтии, що верхні, світліші відкладення, зазнають ерозії значно швидше, аніж нижчі, темніші шари. Деякі скелі на Марсі теж містять трохи темніших шарів, що вибиваються назовні, а часто й розбиваються на великі уламки; вчені вважають, що це — тверді вулканічні породи, тоді як інші — це м'які відкладення вулканічного попелу. Зважаючи на близькість до вулканічної провінції Тарсис, шари порід могли утворюватись, шар за шаром, із лавових потоків, ймовірно перемішаних із відкладеннями вулканічного попелу, що осідав із повітря після великих вивержень. Дуже ймовірно, що шари порід у стінах зберігають інформацію про тривалу геологічну історію Марса. Темні шари могли утворитися із потоків темної лави. Темні вулканічні базальтові породи є поширеними на Марсі. Однак світлі відкладення могли утворюватися у річках чи озерах, із вулканічного попелу чи навіяних вітром відкладень піску або пилу. Марсоходи виявили, що світлі породи містять сульфати. Зважаючи на те, що вони, ймовірно, утворилися у воді, відкладення сульфатів становлять значний інтерес для науковців, оскільки можуть містити сліди давнього життя.

Ius Chasma, знімок HiRISE. Клацніть, щоб побачити шари.

Шари на дні Ius Chasma, знімок HiRISE. Лінія масштабу відповідає 500 метрам.

Столова гора Ius Chasma, знімок HiRISE. Лінія масштабу відповідає 500 метрам.

Ius Chasma, знімок з апарата Mars Reconnaissance Orbiter

Тривалі опади

Канали біля стінки Ius Chasma, знімок HiRISE. Візерунок і висока густота цих каналів підтримують припущення, що опади були причиною появи водних потоків тут. Розташування — квадрангл Coprates.

У виданні журналу Icarus за січень 2010, в одному дослідженні було описано переконливі аргументи, на підтримку припущення про тривалі опади в регіоні Ius Chasma. Типи мінералів, виявлених тут, теж асоціюються з водою. Крім того, висока густота невеличких відгалужень каналів свідчить про значні об'єми опадів, оскільки вони є такими ж, як і канали потоків на Землі.

Примітки

Ius Chasma. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Research Program.
Administrator, NASA (5 червня 2015). . NASA. Архів оригіналу за 7 березня 2016. Процитовано 22 листопада 2016.
. Архів оригіналу за 29 вересня 2009. Процитовано 22 листопада 2016.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()
. Архів оригіналу за 3 січня 2018. Процитовано 22 листопада 2016.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()
http://hirise,lpl.arizona.edu/PSP_007430_1725^{[недоступне посилання з квітня 2019]}
Weitz, C. et al. 2010.
http://www.sciencedirect.com/science/journal/00191035 [ 17 березня 2011 у Wayback Machine.].

[gpn-1] Ius Chasma. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Research Program.

[2] Administrator, NASA (5 червня 2015). . NASA. Архів оригіналу за 7 березня 2016. Процитовано 22 листопада 2016.

[4] . Архів оригіналу за 29 вересня 2009. Процитовано 22 листопада 2016.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()

[5] . Архів оригіналу за 3 січня 2018. Процитовано 22 листопада 2016.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()

[6] ttp://hirise,lpl.arizona.edu/PSP_007430_1725^{[недоступне посилання з квітня 2019]}

[7] Weitz, C. et al. 2010.

[8] ttp://www.sciencedirect.com/science/journal/00191035 [ 17 березня 2011 у Wayback Machine.].