Плато Південне — Вікіпедія

Planum Australe
Planum Australe, знімок виконано апаратом Mars Global Surveyor.
Планета Марс
Координати 83°54′ пд. ш. 160°00′ сх. д. / 83.9° пд. ш. 160.0° сх. д. / -83.9; 160.0Координати: 83°54′ пд. ш. 160°00′ сх. д. / 83.9° пд. ш. 160.0° сх. д. / -83.9; 160.0

Південна рівнина (лат. Planum Australe) — це полярна рівнина у південній півкулі планети Марс. Вона простягається на південь від, приблизно, 75° пд. ш., а її центр розташований за координатами 83°54′ пд. ш. 160°00′ сх. д. / 83.9° пд. ш. 160.0° сх. д. / -83.9; 160.0. Геологія цього регіону мала бути досліджена в ході місії NASA Mars Polar Lander, однак місія зазнала краху — зв'язок із апаратом було втрачено під час входження його у марсіанську атмосферу.

Льодовикова шапка[ред. | ред. код]

Рівнина Australe частково покрита перманентною полярною льодовою шапкою, яка складається із замерзлої води та вуглекислого газу, і має товщину близько 3 км. Сезонна (тимчасова) льодова шапка формується зверху на перманентній шапці протягом марсіанської зими, розширюючись у південному напрямку, починаючи з 60° пд. ш. В найхолодніший період зими її товщина досягає приблизно 1 метра.[1] Існує ймовірність, що площа цієї льодовикової шапки повільно звужується через локальну зміну клімату.[2] Твердження про глобальне потепління у масштабах планети, засновані на аналізі різних знімків поверхні Марса, не враховують температурні дані та глобальні дані щодо Марса, а тому не сприймаються науковою спільнотою всерйоз. Дані, зібрані космічними апаратами на Марсі та його орбіті, а також ті, які були отримані за допомогою земних та навколоземних телескопів на основі мікрохвильового випромінювання, свідчать про те, що глобальне середнє значення температури на Марсі є, в цілому, стабільним,[3][4] і, ймовірно, спадає.[5][6][7]

Мапа висот південного полюса. Зверніть увагу, як Planum Australe височить над рештою побитої кратерами території. Клацніть на зображенні, аби збільшити та краще роздивитись деталі.

У 1966 році Лейтон та Мюррей висловили припущення, що марсіанські полярні шапки містять значно більший об'єм CO2, аніж сама атмосфера планети. Однак зараз вчені вважають, що обидва полюси Марса складаються в основному з водяного льоду. Обидва полюси мають тонкий сезонний покрив замерзлого CO2, тоді як південне поле має додатково ще постійну залишкову шапку із CO2, товщина якої сягає від 8 до 10 метрів, і яка розташована зверху на шарі водяного льоду. Можливо, ключовим аргументом на користь того, що левова частка льоду в цій полярній шапці є саме водяним льодом, є те, що твердий лід із CO2 є недостатньо механічно сильним для того, аби утримувати льодову шапку товщиною у 3 км стабільною протягом тривалих періодів часу.[8] У 2011 році дані, отримані радаром підземного зондування SHARAD, виявили масивні підповерхневі поклади CO2 у формі льоду. Маса цього льоду, який був виявлений саме у Planum Australe, відповідає 80% всієї маси CO2, що зараз перебуває в атмосфері Марса, або ж 4-5 мілібар.[9]

Дані, отримані апаратом Mars Express Європейської космічної агенції свідчать про те, що існує три основні частини льодової шапки. Частина із найвищим показником світловідбиття складається приблизно на 85% із сухого льоду та на 15% з водяного льоду. Друга частина, у місцях переходу в навколишні рівнини, де полярна шапка формує стрімкі схили на краях, лід є майже винятково водяним. І врешті, льодовикова шапка оточена полями багаторічної мерзлоти, що простягаються на десятки кілометрів на північ від стрімких країв льодовика.[10]

Центр перманентної льодовикової шапки розташований не на 90° пд. ш., а швидше на 150 кілометрів на північ від географічного південного полюса. Присутність двох масивних ударних басейнів у західній півкулі — Hellas Planitia та Argyre Planitia — стала причиною виникнення зони низького тиску над перманентною льодовиковою шапкою. Як результат, у цій місцевості складаються погодні умови, сприятливі для утворення лапатого білого снігу, що має високе значення альбедо. Це контрастує із ожеледдю («чорним льодом»), яка вкриває східну частину полярного регіону, де снігопади є рідкісними.[11]

Географічні деталі[ред. | ред. код]

Існують два чітко розрізнювані субрегіони у Planum Australe — Australe Lingula та Promethei Lingula. Вони відокремлені один від одного каньйонами Promethei Chasma, Ultimum Chasma, Chasma Australe та Australe Sulci. Припускають, що ці регіони були сформовані під впливом катабатичних вітрів.[12] Найбільшим кратером у Planum Australe є кратер Мак-Мердо.

Гейзери на Марсі[ред. | ред. код]

Художня концепція марсіанських гейзерів, що вивергають на поверхню струмені піску. (Автор — Рон Міллер.
Збільшене зображення «темних плям на дюнах», що утворюються у гейзероподібних системах.
Докладніше: Марсіанський гейзер

Сезонні замерзання та розмороження південної льодовикової шапки стають причиною формування павукоподібних радіальних каналів, вирізьблених у метровій товщі льоду під впливом сонячного випромінювання.[13] Згодом, сублімований CO2 (а також, ймовірно, вода) збільшують тиск у цих утвореннях всередині льоду, внаслідок чого відбуваються гейзероподібні виверження холодної речовини, часто змішаної з темним базальтовим піском чи брудом.[14][15][16][17] Цей процес є досить швидким, триває протягом декількох днів, тижнів або місяців — швидкість розвитку досить незвична для геології — особливо для Марса. Запланована місія космічного апарата Mars Geyser Hopper — це програма, спрямована на дослідження саме гейзерів на Марсі.[18][19]

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Phillips, Tony. Mars is Melting. Science @ NASA. Архів оригіналу за 24 лютого 2007. Процитовано 20 жовтня 2006.(англ.)
  2. ↑ Sigurdsson, Steinn. Global warming on Mars?. RealClimate.org. Процитовано 20 жовтня 2006.(англ.)
  3. ↑ Wilson, R.; Richardson, M. (2000). «The Martian Atmosphere During the Viking I Mission, I: Infrared Measurements of Atmospheric Temperatures Revisited». Icarus 145: 555–579
  4. ↑ Liu, J.; Richardson, M. (August 2003). An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared. Journal of Geophysical Research. 108 (8).
  5. ↑ Clancy, R. та ін. An intercomparison of ground-based millimeter, MGS TES, and Viking atmospheric temperature measurements: Seasonal and interannual variability of temperatures and dust loading in the global Mars atmosphere. Journal of Geophysical Research. 105 (4): 9553–9571. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |last= (довідка)
  6. ↑ Bell, J. та ін. Mars Reconnaissance Orbiter Mars Color Imager (MARCI): Instrument Description, Calibration, and Performance. Journal of Geophysical Research. 114 (8). {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |last= (довідка)
  7. ↑ Bandfield, J. та ін. (2013). Radiometric Comparision of Mars Climate Sounder and Thermal Emission Spectrometer Measurements. Icarus. 225: 28–39. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |last= (довідка)
  8. ↑ Byrne, Shane; Ingersoll, AP (14-02-2003). A Sublimation Model for Martian South Polar Ice Features. Science. 299 (5609): 1051—1053. Bibcode:2003Sci...299.1051B. doi:10.1126/science.1080148. PMID 12586939.
  9. ↑ Philips, R. J. та ін. (2011). Onset and migration of spiral troughs on Mars revealed by orbital radar. Science. 332 (13): 838—841. Bibcode:2011Sci...332..838P. doi:10.1126/science.1203091. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)(англ.)
  10. ↑ Water at Martian south pole. European Space Agency. Процитовано 22 жовтня 2006.(англ.)
  11. ↑ Mars' South Pole mystery. Spaceflight Now. Процитовано 26 жовтня 2006.(англ.)
  12. ↑ Kolb, Eric J.; Tanaka, Kenneth L. (2006). Accumulation and erosion of south polar layered deposits in the Promethei Lingula region, Planum Australe, Mars. The Mars Journal. Mars Informatics Inc. 2: 1—9. Bibcode:2006Mars....2....1K. doi:10.1555/mars.2006.0001.
  13. ↑ Mangold, N. 2011. Ice sublimation as a geomorphic process: A planetary perspective. Geomorphology. 126:1-17.
  14. ↑ NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap. Jet Propulsion Laboratory. NASA. 16-08-2006. Архів оригіналу за 10 жовтня 2009. Процитовано 11 серпня 2009.(англ.)
  15. ↑ Kieffer, H. H. (2000). Mars Polar Science 2000 (PDF). Процитовано 6 вересня 2009. {{cite journal}}: |format= вимагає |url= (довідка); Cite має пустий невідомий параметр: |coeditors= (довідка); Проігноровано |contribution= (довідка)(англ.)
  16. ↑ Fourth Mars Polar Science Conference (PDF). 2006. Процитовано 11 серпня 2009. {{cite journal}}: |editor-first= з пропущеним |editor-last= (довідка); |format= вимагає |url= (довідка); Cite має пустий невідомий параметр: |coeditors= (довідка); Проігноровано |contribution= (довідка)(англ.)
  17. ↑ Kieffer, Hugh H.; Christensen, Philip R.; Titus, Timothy N. (30-05-2006). CO2 jets formed by sublimation beneath translucent slab ice in Mars' seasonal south polar ice cap. Nature. 442 (7104): 793—796. Bibcode:2006Natur.442..793K. doi:10.1038/nature04945. PMID 16915284. Процитовано 2 вересня 2009.(англ.)
  18. ↑ Landis, Geoffrey A.; Oleson, Steven J.; McGuire, Melissa (09-01-2012). Design Study for a Mars Geyser Hopper. NASA. Процитовано 1 липня 2012.(англ.)
  19. ↑ Landis, Geoffrey A.; Oleson, Steven J.; McGuire, Melissa (09-01-2012), Design Study for a Mars Geyser Hopper (PDF), 50th AIAA Aerospace Sciences Conference (PDF), Glenn Research Center, NASA, процитовано 1 липня 2012 {{citation}}: |format= вимагає |url= (довідка)(англ.)

Посилання[ред. | ред. код]

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Плато_Південне&oldid=40197092