Hellas Plain

Hellas Plain

Hellas Plain (světlá oblast). Obrázek byl vytvořen z černobílých obrázků se středním rozlišením a barevných obrázků stanic Viking-1 a Viking-2 s nízkým rozlišením.
Charakteristika
Délka
Průměr2300 km
Největší hloubka7152 m
Umístění
42°24′ jižní šířky sh. 70°30′ východní délky  / 42,4  / -42,4; 70,5° S sh. 70,5° východní délky např.
Nebeské těloMars 
červená tečkaHellas Plain
 Mediální soubory na Wikimedia Commons

Hellas Plain [2] [3] [4] ( lat.  Hellas Planitia ) je zaoblená nížina impaktního původu na jižní polokouli Marsu . Jedná se o nejhlubší nížinu planety: její povrch leží 9 km pod okolním kopcem a 7 km pod průměrnou hladinou Marsu. Maximální velikost je asi 2300 km [5] [6] .

Ze Země je tato pláň pozorována jako jasná skvrna ( detail albeda ). V zimě je pokryta námrazou a vypadá obzvláště světlá [5] . V 19. století Giovanni Schiaparelli , který přenesl jména ze starověké geografie na mapu Marsu, nazval tento detail - jeden z nejpozoruhodnějších na planetě [5]  - Hellas [7] . Název Hellas (Hellas) pro detail albeda byl schválen Mezinárodní astronomickou unií v roce 1958 [8] a název Hellas Planitia ( Hellaská pláň ) pro detail reliéfu byl schválen v roce 1973 [6] .

Původ a reliéf

Hellasská planina vznikla pravděpodobně v důsledku pádu obrovského asteroidu na počátku existence Sluneční soustavy [9] . V tomto případě se jedná o jednu z největších impaktních formací na Marsu (po pánvi Utopia Plain a navrhované North Polar Basin ) . 

Na rovině Hellas existují různé formy terénu , včetně sopečného původu a impaktního původu. Mezi rysy reliéfu lze vyčlenit neobvyklé „vráskové vyvýšeniny“, které se nacházejí i na Měsíci [10] .

Počasí a zbarvení

Protože Hellas Plain je velmi hluboká nížina, tloušťka atmosféry nad ní je mnohem větší než nad sousedními oblastmi. Atmosférický tlak v nejnižším bodě je 1240 Pa nebo 12,4 milibarů [9] (9 mm Hg ), což je dvakrát více než na průměrné úrovni povrchu. Planina kvůli tomu někdy vypadá mlhavě.

Během marťanské zimy je Hellasská pláň pokryta mrazem a ze Země je viditelná jako velká světlá skvrna. Totéž platí pro pláně Argyre a Elysium . Astronomové předpokládali, že tyto oblasti jsou kopce pokryté sněhem nebo jinovatkou [11] . To, že se jedná o nížinu, bylo zjištěno pouze pomocí meziplanetárních stanic.

Protože tlak na dně Hellasské pláně je vyšší než tlak odpovídající trojnému bodu vody , je zde možná existence kapalné vody. To platí také pro čtyři další oblasti Marsu. Ale teplota je na to dostatečně vysoká pouze ve dne. Kapalná voda by se navíc pravděpodobně rychle vypařovala (a při teplotách nad 10 °C by vařila) [9] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature - MAC .
  2. ↑ Názvosloví detailů reliéfu Marsu, 1981 , str. 62.
  3. ↑ Mapa Marsu v měřítku 1:20 000 000 se jmény v ruské archivní kopii ze dne 29. května 2012 na Wayback Machine , sestavené MIIGAiK v roce 1982
  4. ↑ Rodionova Zh. F., Ilyukhina Yu. A. Nová mapa reliéfu Marsu  // Země a vesmír. - 2005. - č. 2 .
  5. ↑ 1 2 3 Sheehan W. Planeta Mars: Historie pozorování a objevů . - University of Arizona Press, 1996. - S. 178-179, 195, 217. - 270 s. — ISBN 9780816516414 . Archivováno 4. dubna 2022 na Wayback Machine
  6. ↑ 1 2 Hellas  Planitia . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních soustav (WGPSN) (1. října 2006). Získáno 15. 5. 2013. Archivováno z originálu 20. 5. 2013.
  7. ↑ Názvosloví detailů reliéfu Marsu, 1981 , str. 9, 62.
  8. ↑ Hellas  . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních soustav (WGPSN) (1. října 2006). Datum přístupu: 4. ledna 2015. Archivováno z originálu 4. ledna 2015.
  9. ↑ 1 2 3 Udělat šplouchnutí na Marsu  . Science@NASA Headline News (29. června 2000). Získáno 15. 5. 2013. Archivováno z originálu 20. 5. 2013.
  10. ↑ Fotografie hřebenů na Měsíci
  11. ↑ Micho S. Planeta Mars. - M .: Mir , 1970. - S. 145. - 234 s.

Literatura

Odkazy