Великая Северная равнина

Великая Северная равнина является большой областью низкой высоты окружающей 70°с.ш.

Великая Северная равнина ( Vastitas Borealis^[1]) — крупнейшая низменность на планете Марс. Расположена в северных широтах планеты и окружает северный полярный регион. Иногда ее называют просто Северной равниной или Северной низменностью Марса. Равнина лежит на 4-5 км ниже среднего радиуса планеты. На севере лежит Planum Boreum^[2] (Северное Плато^[3]).

Название региону дал Эжен Мишель Антониади, который отметил различные показания альбедо северных равнин в своей книге фр. La Planète Mars (1930). Название было официально принято Международным астрономическим союзом (МАС) в 1973 году^[4].

В Великой Северной равнине распознаются два бассейна: Северный Полярный бассейн и равнина Утопия. Некоторые учёные предположили, что в какой-то момент истории Марса равнины были покрыты океаном и предполагаемую береговую линию провели вдоль их южных границ. Сегодня это — слегка наклонные равнины отмеченные хребтами, невысокими холмами и редкими кратерами. Великая Северная равнина заметно более гладкая, нежели чем аналогичная топографическая область на юге планеты.

В 2005 году Европейское космическое агентство при помощи спутника Mars Express обнаружило в кратере региона Великая Северная равнина значительное количество водяного льда. Экологическая обстановка местности подходит для образования стабильных отложений льда. Было установлено, что, несмотря на испарения замороженного углекислого газа в начале лета в Северном полушарии, лёд можно считать стабильным на протяжении марсианского года^[5].

25 мая 2008 года (в начале марсианского лета) в области Великой Северная равнины, неофициально именуемой «Зелёная долина» (англ. Green Valley), благополучно приземлился зонд Феникс (НАСА). Аппарат приземлился на 68.21883, 234.25077868° с. ш. 234° в. д. / 68.21883° с. ш. 234.250778° в. д.^[6] с целью в неподвижном положении собирать и исследовать пробы почвы на предмет наличия воды и определения, была ли когда-то (и насколько) гостеприимна планета для развития жизни. Он оставался действующим до тех пор, пока почти через пять месяцев зимние условия Марса не оказались слишком жёсткими для его работы^[7].

Поверхность

Поверхность Марса, видимая Фениксом.

В отличие от нескольких мест, посещённых аппаратами Викинг и Pathfinder, все камни под станцией и возле места посадки маленькие. Настолько, насколько далеко может видеть камера, поверхность плоская, но «поделена» многоугольниками. Диаметр фигур — 2-3 метра, а разграничены они желобами от 20 до 50 см глубиной. Эти образования обусловлены реакцией льда в почве на значительные изменения температуры^[8]. Верхняя часть почвы покрыта коркой. Исследование под микроскопом показало, что почва состоит из плоских (вероятно, глины) и округлых частиц. При зачёрпывании почвы, они слипались. В отличие от наблюдаемых другими аппаратами в других частях Марса дюн и ряби, ни ряби, ни дюн в районе посадки Феникса не видно. Лёд расположен несколькими сантиметрами ниже поверхности в центре многоугольников. По краю фигурных образований почвы льда не менее 20,48 см. Летом под действием атмосферы Марса лёд медленно исчезает^[9]. Зимой испарения оседают в виде скоплений снега на поверхности^[10].

Химический состав поверхности

Согласно результатам исследований^{[источник не указан 92 дня]}, опубликованных по результатам завершения миссии Феникс в журнале Science, в образцах обнаружены хлорид, бикарбонат, магний, натрий, калий, кальций и, возможно, сульфат. Кислотно/щёлочной баланс (pH) определён как 7,7 +/- 0,5. Также обнаружен сильнейший окислитель перхлорат (ClO₄). Наличие перхлората стало очень важным открытием, так как это химическое соединение имеет потенциал для использования в качестве реактива для ракетного топлива, а также — как источник кислорода для будущих колонистов. При определённых условиях перхлорат может подавлять существование жизни, но некоторые микроорганизмы получают из этого вещества энергию (анаэробным восстановлением).

Структура грунта

Большая часть поверхности Великой Северной равнины покрыта грунтом с узорами. Иногда поверхность имеет форму многоугольников. Крупные планы структуры грунта в форме многоугольников были предоставлены космическим аппаратом ​​Феникс. В других местах поверхность представлена цепочками невысоких естественных насыпей. Некоторые учёные назвали представленные образования «отпечатками пальцев», так как множество линий выглядят как чей-то отпечаток пальца. Подобный рельеф обоих форм можно найти в приледниковых областях Земли, таких как Антарктика. Антарктические многоугольники образуются повторяющимися расширениями и сжатиями смеси и почвы и льда. происходящих во время сезонных изменений температуры. Когда сухой песок падает в разломы, получающиеся песчаные «клинья» усиливают сезонный эффект. В результате этого процесса образуется сеть многоугольников «напряжённой» фактуры^[11].

• 

  Дюны исп. Olympia Planitia Dunes, видимые HiRISE.
  Гипс был обнаружен МРС здесь^[12].

• 

  Узоры на грунте, названные «отпечатками пальцев».
  Тёмные точки — невысокие естественные насыпи.
  По центру: кольцо тёмных вулканов, расположеных по краю ударного кратера. Изображение с Mars Global Surveyor.

См. также

• Планетная номенклатура

Примечания

1. ↑ Бурба Г.А. Номенклатура деталей рельефа Марса. — М.: Наука, 1981. — 85 с. — 1000 экз, стр 58: "Список 1, Великая Равнина. Русское название Великая Северная равнина, Латинское название Vastitas Borealis"
2. ↑ Planum Boreum // USGS
3. ↑ Бурба Г.А. Номенклатура деталей рельефа Марса. — М.: Наука, 1981. — 85 с. — 1000 экз, стр 62, стр 71: "Рис 13. Северная полярная область"
4. ↑ Vastitas Borealis, USGS Planetary Nomenclature
5. ↑ Water ice in crater at Martian north pole. European Space Agency. Архивировано из первоисточника 2 октября 2012. Проверено 4 августа 2007.
6. ↑ Lakdawalla, Emily Phoenix Sol 2 press conference, in a nutshell. The Planetary Society weblog. Planetary Society (27 мая 2008). Архивировано из первоисточника 2 октября 2012. Проверено 4 июня 2008.
7. ↑ Mars lander aims for touchdown in 'Green Valley'. New Scientist Space. Архивировано из первоисточника 2 октября 2012. Проверено 14 апреля 2008.
8. ↑ Levy, J, J. Head, and D. Marchant. 2009. Thermal contraction crack polygons on Mars: Classification, distribution, and climate implications from HiRISE observations. Journal of Geographical Research: 114. p E01007
9. ↑ The Dirt on Mars Lander Soil Findings. Andrea Thompson, 02 July 2009 (Space.com)
10. ↑ Whiteway, J. et al. 2009. Mars Water-Ice Clouds and Precipitation. Science: 325. p 68-70
11. ↑ Signs of Aeolian and Periglacial Activity at Vastitas Borealis (HiRISE Image ID: PSP_001481_2410)
12. ↑ Murchie, S. et al. 2009. A synthesis of Martian aqueous mineralogy after 1 Mars year of observations from the Mars Reconnaissance Orbiter. Journal of Geophysical Research: 114.