Velká severní rovina

Velká severní nížina (Vastitas Borealis [1] ) je největší nížinou na planetě Mars . Nachází se v severních zeměpisných šířkách planety a obklopuje severní polární oblast. Někdy se nazývá jednoduše severní rovina nebo severní nížina Marsu. Rovina leží 4-5 km pod průměrným poloměrem planety. Na severu leží Planum Boreum [2] (Severní plošina [3] ).

Název regionu dal Eugène Michel Antoniadi , který si všiml různých albedo čtení severních plání ve své knize fr.  Planeta Mars (1930) . Název byl oficiálně přijat Mezinárodní astronomickou unií (IAU) v roce 1973 [4] .

Ve Velké severní pláni jsou rozeznatelné dvě pánve: Severní polární pánev a Utopická nížina . Někteří vědci navrhli, že v určité době v historii Marsu byly pláně pokryty oceánem a navrhované pobřeží bylo nakresleno podél jejich jižních hranic. Dnes jsou to mírně svažité pláně označené hřebeny, nízkými kopci a občasnými krátery. Velká severní rovina je znatelně hladší než podobná topografická oblast na jihu planety.

V roce 2005 objevila družice Mars Express Evropské vesmírné agentury značné množství vodního ledu v kráteru (souřadnice 70,5° severní šířky a 103° východní délky) Velké severní pláně. Průměr kráteru je 35 kilometrů, jeho dno je přibližně dva kilometry pod valem. Charakter terénu je vhodný pro tvorbu stabilních ledových nánosů. Bylo zjištěno, že i přes letní odpařování ledu oxidu uhličitého na severní polokouli lze vodní led považovat za stabilní po celý rok [5] .

25. května 2008 (na začátku marťanského léta) přistála sonda Phoenix ( NASA ) na Velké severní pláni, neformálně označované jako Zelené údolí . Souřadnice místa přistání 68°13′08″ s. sh. 234°15′03″ východní délky  / 68,218830 ° N sh. 234,250778° E [6 ] . Tento stacionární přístroj shromažďoval a zkoumal vzorky půdy na přítomnost vody a také zjišťoval, zda planeta někdy měla podmínky vhodné pro rozvoj života. Phoenix dokončil plánovaný program 90 marťanských dnů a prováděl vědecký výzkum po dobu 157 marťanských dnů do 29. října. Poté nedostatek energie způsobený slabým slunečním zářením v zimních podmínkách Marsu způsobil ukončení komunikace, poslední signály byly přijaty 2. listopadu 2008 [7] .    / 68,218830; 234,250778

Povrch

Na rozdíl od několika míst navštívených Vikingem a Pathfinderem jsou všechny skály pod stanicí a poblíž místa přistání malé. Kam kamera dohlédne, povrch je plochý, ale „rozdělený“ polygony. Postavy mají průměr 2-3 metry a jsou ohraničeny žlaby hlubokými 20 až 50 cm. Tyto útvary vznikají v důsledku reakce ledu v půdě na výrazné změny teplot [8] . Horní část půdy je pokryta kůrou. Mikroskopické zkoumání ukázalo, že půda byla složena z plochých (pravděpodobně jílových) a zaoblených částic. Při nabírání zeminy se slepily. Na rozdíl od dun a vlnek pozorovaných jinými kosmickými loděmi jinde na Marsu nejsou v přistávací oblasti Phoenix viditelné ani vlnky ani duny. Led se nachází několik centimetrů pod povrchem ve středu polygonů. Podél okraje tvarových útvarů půdy má led minimálně 20,48 cm V létě pod vlivem atmosféry Marsu led pomalu mizí [9] . V zimě se výpar usazuje ve formě hromadění sněhu na povrchu [10] .

Povrchová chemie

Podle výsledků výzkumu zveřejněných [11] po dokončení mise Phoenix v časopise Science byly ve vzorcích nalezeny chloridy , hydrogenuhličitany , hořčík , sodík , draslík , vápník a možná i síran . Acidobazická rovnováha (pH) je definována jako 7,7 +/- 0,5. Bylo také nalezeno nejsilnější oxidační činidlo, chloristan (ClO 4 ). Přítomnost chloristanu byla velmi důležitým objevem, protože tato chemická sloučenina má potenciál být použita jako činidlo pro raketové palivo a také jako zdroj kyslíku pro budoucí kolonisty. Za určitých podmínek může chloristan potlačit existenci života, ale některé mikroorganismy z této látky přijímají energii (anaerobní redukcí).

Pozemní konstrukce

Většina povrchu Velké severní pláně je pokryta vzorovanou půdou. Někdy je povrch ve formě mnohoúhelníků. Detailní záběry pozemní struktury ve formě polygonů poskytla kosmická loď Phoenix . Na jiných místech je povrch zastoupen řetězy nízkých přírodních valů. Někteří vědci nazvali tyto útvary „otisky prstů“, protože mnohé z čar vypadají jako něčí otisky prstů. Podobnou topografii obou forem lze nalézt v periglaciálních oblastech Země, jako je Antarktida . Antarktické polygony jsou tvořeny opakovanými expanzemi a kontrakcemi směsi půdy a ledu, ke kterým dochází během sezónních teplotních změn. Když suchý písek padá do zlomů, výsledné klíny písku zesilují sezónní efekt. V důsledku tohoto procesu vzniká síť polygonů s „napjatou“ texturou [12] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Burba G.A. Nomenklatura detailů reliéfu Marsu. — M.: Nauka, 1981. — 85 s. — 1000 výtisků, str. 58: "Seznam 1, Velká rovina. Ruský název Velká severní rovina, latinský název Vastitas Borealis"
  2. ↑ Planum Boreum archivováno 28. listopadu 2020 na Wayback Machine // USGS
  3. ↑ Burba G.A. Nomenklatura detailů reliéfu Marsu. — M.: Nauka, 1981. — 85 s. — 1000 výtisků, str. 62, str. 71: "Obr. 13. Severní polární oblast"
  4. ↑ Vastitas Borealis Archivováno 6. srpna 2021 na Wayback Machine , planetární nomenklatura USGS
  5. ↑ Vodní led v kráteru na severním pólu Marsu . Evropská kosmická agentura . Získáno 4. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 2. října 2012.
  6. ↑ Lakdawalla, Emily Phoenix Sol 2 tisková konference, v kostce . Weblog Planetární společnosti . Planetární společnost (27. května 2008). Získáno 4. června 2008. Archivováno z originálu dne 2. října 2012.
  7. ↑ Mars lander míří na přistání v 'Green Valley' . Nový vědecký vesmír. Získáno 14. dubna 2008. Archivováno z originálu 2. října 2012.
  8. ↑ Levy, J, J. Head a D. Marchant. 2009. Polygony trhlin s tepelnou kontrakcí na Marsu: Klasifikace, distribuce a klimatické důsledky z pozorování HiRISE. Journal of Geographical Research: 114. p E01007
  9. ↑ Špína na půdě Mars Lander nálezy. Andrea Thompson, 2. července 2009 (Space.com) . Získáno 12. srpna 2012. Archivováno z originálu dne 26. ledna 2010.
  10. ↑ Whiteway, J. a kol. 2009. Mars voda-ledová mračna a srážky. Science: 325. s. 68-70
  11. ↑ Hecht MH, Kounaves SP, Quinn RC, West SJ, Young SM, Ming DW, Catling DC, Clark BC, Boynton WV, Hoffman J, Deflores LP, Gospodinova K, Kapit J, Smith PH. Detekce chloristanu a rozpustného chemického složení marťanské půdy na místě přistávacího modulu Phoenix: [ eng. ] // Věda. - 2009. - T. 325, č.p. 5936 (3. července). - S. 64-67. - doi : 10.1126/science.1172466 .
  12. ↑ Známky eolské a periglaciální aktivity ve Vastitas Borealis (HiRISE Image ID: PSP_001481_2410) . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 9. března 2021.
  13. ↑ Murchie, S. a kol. 2009. Syntéza marťanské vodní mineralogie po 1 marsovském roce pozorování z Mars Reconnaissance Orbiter. Journal of Geophysical Research: 114.
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie