Еллада (Марс)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Hellas Planitia
Hellas Planitia by the Viking orbiters.jpg
Рівнина Еллада (знімок НАСА).
Планета Марс
Координати 42°42′ пн. ш. 70°00′ зх. д. / 42.7° пн. ш. 70.0° зх. д. / 42.7; -70.0Координати: 42°42′ пн. ш. 70°00′ зх. д. / 42.7° пн. ш. 70.0° зх. д. / 42.7; -70.0
Діаметр 2300 км

Рівнина Еллада (лат. Hellas Planitia) — рівнинна западина округлої форми на південній півкулі Марса. Це найглибша низовина планети: її поверхня лежить на 9 км нижче навколишньої височини і на 7 кілометрів нижче средньомарсіанского рівня поверхні. Максимальний розмір — близько 2300 кілометрів[1][2]. Свою назву Еллада отримала завдяки астроному Джованні Скіапареллі.

Марс: карта висот. Еллада внизу праворуч. Деталізована мапа від Google Maps
Відповідність кольорів до висот.
Марс: карта висот. Еллада — синя область знизу.
Еллада на мапі Марса.

Інформація[ред.ред. код]

Діаметр Еллади близько 2300 кілометрів,[3] і це найбільша однозначна структура ударного походження на планеті, звісно якщо Північний полярний басейн не виявиться ударним кратером. Вважається, що Еллада утворилася в період пізнього важкого бомбардування у Сонячній системі, приблизно від 4.1 до 3.8 мільярдів років тому, коли ймовірно великий астероїд вдарився об поверхню Марса, залишивши по собі величезний кратер.[4]

Оскільки рівнина Еллада — дуже глибока низовина, товщина атмосфери над нею істотно більша, ніж над сусідніми областями. Перепад висот між обідком кратеру Еллади і дном досягає 9000 метрів. Глибина кратера 7152 метрів[5] (23,000 футів) нижче стандартного топографічного рівня висот на Марсі) пояснює атмосферний тиск на дні у 1,155 паскалів[5] (11.55 бар, 0.17 фунтів на квадратний дюйм, або 0.01 атм). Це 89% — вище, ніж тиск на середній топографічній точці на Марсі (610 Па, або 6.1 барів або 0.09 фунтів на квадратний дюйм) і вище потрійної точки води, що свідчить про те, що фаза рідини могла бути присутня за сукупності певних умов температури, тиску, і вмісту розчиненої солі.[6] Було висловлено припущення, що поєднання процесів замерзання та вибухового кипіння може бути відповідальне за утворення ярів у кратері.

Під час марсіанської зими рівнина Еллада покривається інеєм і видна з Землі як велика світла пляма. Те ж саме стосується й рівнин Аргир і Елізій. До польотів космічних апаратів на Марс астрономи припускали, що ці області є височинами, покритими снігом або інеєм.

Деякі з низинних каналів відтоку, простягаються аж до Hellas Planitia з вулканічного комплексу Hadriacus Mons на північному сході, а два з них, як це видно на знімках Mars Orbiter Camera, містять яри: Dao Vallis та Reull Vallis. Ці яри також є достатньо низькими для того, аби тут на короткий час, в марсіанський полудень, з'являлася вода в рідкому стані, якщо температура підніметься вище 0 за Цельсієм.[7]

У своїй роботі група Леслі Блімастера (англ. Leslie Bleamaster) узагальнила дані і знімки, зібрані різноманітними апаратами, що досліджували Марс. Вчені зосередилися на області Еллада. Були вивчені характерні особливості місцевої геології — зокрема, світлі шаруваті відкладення на східному кордоні Еллади. В результаті автори роботи прийшли до висновку про те, що ці відкладення з'явилися в результаті ерозії і перенесення порід з навколишніх височин у велику водойму, що могла існувати десь між 4,5 і 3,5 мільярдами років тому[8].

Це чергове підтвердження можливого факту, який за останні роки став практично однозначно доведеним: колись Марс був майже так само багатий водою, як і Земля. Океан міг покривати до третини його поверхні, але при цьому міг бути повністю покритий льодом[9][10].

Еллада — це антипод опуклості Alba Patera.[11][12][13] Дещо менша Isidis Planitia разом з Провінцією Фарсида мають величезні вулкани, в той час як Argyre Planitia є приблизно діаметрально протилежною відносно вулканічної провінції Elysium, іншої важливої піднятої області щитових вулканів на Марсі. Чи щитові вулкани насправді були викликані діаметрально протилежними впливами, такими як ті, що створили Елладу, чи це лише збіг обставин, в даний час невідомо.


Відкриття та найменування[ред.ред. код]

Через значний розмір, форму і світлий колір Еллади, який контрастує з іншою навколишньою частиною планети, Hellas Planitia була однією з перших марсіанських особливостей, яку виявили з Землі за допомогою телескопа. До досліджень Джованні Скіапареллі, який дав формуванню ім'я «Hellas» (що в перекладі з грецького означає Еллада), він був відомий як «землі Лок'єра» — назва, присвоєна регіонові Річардом Ентоні Проктором в 1867 році на честь сера Нормана Лок'єра, Англійського астронома, який, використовуючи 16-сантиметровий телескоп-рефрактор, відтворив «перше по-справжньому правдиве зображення планети» (в оцінці Ежена Мішеля Антоніаді).[14]

Можливі льодовики[ред.ред. код]

Еллада. Фото від Mars Global Surveyor, що підтверджує можливість знаходження льодовиків під поверхнею.

Радіолокаційні зображення, виконані радаром-ехолотом SHARAD космічного апарату Mars Reconnaissance Orbiter, дозволяють припустити, що деталі рельєфу під назвою лопатеподібний осиповий шлейф в трьох кратерах східного регіону Hellas Planitia насправді є льодовиками з водяного льоду, поховані під шаром бруду, піску і каміння.[15] Товщина льоду, похованого під поверхневими шарами породи, у цих кратерах, за вимірами SHARAD, становить в середньому до 250 метрів товщиною, а у верхніх кратерах близько 300 метрів та 450 метрів на середніх і нижніх рівнях відповідно. Вчені вважають, що сніг і лід накопичувалися на більш високих топографічних місцевостях, а потім сповзали вниз, і в даний час захищені від сублімації (випаровування схожого на випаровування сухої криги на Землі) шаром щебеню, піску, каміння та пилу. Борозни та кряжі на поверхні були викликані деформацією льоду під нею.

Крім того, форми багатьох місцин в Hellas Planitia та інші частини Марса сильно нагадують льодовики, а поверхня виглядає так, наче рух під ними відбувається й досі.

Див. також[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

  1. Частина, розташована нижче нульового датума, див. Географія Марса#Нульова висота
  2. Remote Sensing Tutorial Page 19-12, NASA (англ.)
  3. Schultz, Richard A.; Frey, Herbert V. (1990). «A new survey of multi-ring impact basins on Mars». Journal of Geophysical Research 95. с. 14175–14189. Bibcode:1990JGR....9514175S. doi:10.1029/JB095iB09p14175.  (англ.)
  4. Acuña, M. H.; et al. (1999). «Global Distribution of Crustal Magnetization Discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment». Science 284 (5415). с. 790–793. Bibcode:1999Sci...284..790A. doi:10.1126/science.284.5415.790. PMID 10221908.  (англ.)
  5. а б в Martian Weather Observation MGS radio science measured 11.50 mbar at 34.4° S 59.6° E -7152 meters (англ.)
  6. Making a Splash on Mars, NASA, 29 June 2000 (англ.)
  7. Heldmann, Jennifer L.; et al. (2005). «Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions». Journal of Geophysical Research 110. с. E05004. Bibcode:2005JGRE..11005004H. doi:10.1029/2004JE002261. (англ.)
  8. «Дослідники підтвердили існування на Марсі Океану» ТСН — 18 липня 2013
  9. «Вчені довели існування Океану на Марсі» ТСН — 11 лютого 2012
  10. «Науковці вважають, що океан на Марсі міг бути повністю вкритий льодом» // newsru.ua — 29 серпня 2011
  11. Peterson, J. E. (March 1978). «Antipodal Effects of Major Basin-Forming Impacts on Mars». Lunar and Planetary Science IX. с. 885–886. Процитовано 2012-07-04. 
  12. Williams, D. A.; Greeley, R. (1991). «The Formation of Antipodal-Impact Terrains on Mars». Lunar and Planetary Science XXII. с. 1505–1506. Процитовано 2012-07-04. 
  13. Williams, D. A.; Greeley, R. (August 1994). «Assessment of Antipodal-Impact Terrains on Mars». Icarus 110 (2). с. 196–202. Bibcode:1994Icar..110..196W. doi:10.1006/icar.1994.1116. Процитовано 2012-07-04.  (англ.)
  14. William Sheehan. «The Planet Mars: A History of Observation and Discovery». Процитовано 2007-08-20.  (англ.)
  15. NASA. «PIA11433: Three Craters». Процитовано 2008-11-24.  (англ.)

Література[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]