Planum Boreum - Planum Boreum

Planum Boreum
Mars NPArea-PIA00161.jpg
Vikingská mozaika Planum Boreum a okolí
Souřadnice 88 ° 00 'severní šířky 15 ° 00' východní délky / 88,0 ° S 15,0 ° E / 88,0; 15.0 Souřadnice : 88,0 ° N 15,0 ° E88 ° 00 'severní šířky 15 ° 00' východní délky /  / 88,0; 15.0

Planum Boreum ( latinsky : „severní pláň“) je severní polární pláň na Marsu . Rozkládá se na sever od zhruba 80 ° severní šířky a je soustředěn na 88,0 ° severní šířky a 15,0 ° východní délky . Kolem vysoké polární pláně je plochá a nevýrazná nížinná pláň zvaná Vastitas Borealis, která se rozprostírá přibližně 1500 kilometrů na jih a dominuje severní polokouli . 88 ° 00 'severní šířky 15 ° 00' východní délky /  / 88,0; 15.0

Funkce

Falešný barevný obraz HiRISE na straně Chasma Boreale , kaňonu v polární ledové čepici. Světle hnědé jsou vrstvy povrchově šedých prachů a modré jsou vrstvy vody a ledu s oxidem uhličitým. Pravidelné geometrické praskání naznačuje vyšší koncentrace vodního ledu.

Hlavním rysem Planum Boreum je velká trhlina nebo kaňon v polární ledové čepici zvané Chasma Boreale . Je široká až 100 kilometrů (62 mi) a je vybavena šarlatami vysokými až 2 kilometry (1,2 mil). Pro srovnání, Grand Canyon je na některých místech hluboký přibližně 1,6 kilometru a dlouhý 446 kilometrů, ale široký až 24 kilometrů. Chasma Boreale protíná polární usazeniny a led, jako jsou ty, které jsou přítomny v Grónsku .

Planum Boreum rozhraní s Vastitas Borealis západně od Chasma Boreale na nepravidelném srázu jménem Rupes Tenuis . Tento sráz dosahuje výšky až 1 km. Na jiných místech je rozhraní sbírkou hor a koryt.

Planum Boreum je obklopeno velkými poli písečných dun, které se táhnou od 75 ° N do 85 ° N. Tato dunová pole se jmenují Olympia Undae , Abalos Undae , Siton Undae a Hyperboreae Undae . Olympia Undae, zdaleka největší, pokrývá 100 ° E až 240 ° E. Abalos Undae pokrývá od 261 ° E do 280 ° E a Hyperboreale Undae se rozprostírá od 311 ° E do 341 ° E. Viz též Seznam mimozemských dunových polí .

Ledová čepička

Falešný barevný HiRISE pohled na vrstvy vodního ledu v Olympia Rupes, věřili vědci, že zachovávají klimatické podmínky Marsu z doby před miliony let. Zobrazená šířka: 1,3 km ( 3 / 4  mi)

Planum Boreum je domovem permanentní ledové čepičky skládající se převážně z vodního ledu (s 1 m silnou dýhou ledu z oxidu uhličitého během zimy). Má objem 1,2 milionu kubických kilometrů a pokrývá plochu odpovídající asi 1,5násobku velikosti Texasu . Má poloměr 600 km. Maximální hloubka čepice je 3 km.

Spirálové žlaby v ledové čepici jsou tvořeny katabatickými větry, které unášejí povrchový led erodovaný ze stran žlabů směřujících k rovníku , což je pravděpodobně podporováno sluneční ablací ( sublimací ), která je poté znovu uložena na chladnější svahy směřující k pólu. Žlaby jsou zhruba kolmé na směr větru, který je posunut pomocí Coriolisova jevu , což vede ke spirálovitému vzoru. Žlaby postupně migrují k pólu v průběhu času; centrální žlaby se za poslední 2 miliony let posunuly o 65 km. Chasma Boreale je kaňonovitý útvar starší než žlaby, který je naproti tomu vyrovnán rovnoběžně se směrem větru.

Z orbity bylo studováno povrchové složení severní ledové čepice uprostřed jara (po zimní akumulaci sezónního suchého ledu). Vnější okraje ledové čepičky jsou znečištěné prachem (0,15% hmotnostních) a jsou většinou vodním ledem. Jak se člověk pohybuje směrem k pólu, obsah ledu v povrchové vodě klesá a je nahrazen suchým ledem. Zvyšuje se také čistota ledu. U pólu se povrchový sezónní led skládá z v podstatě čistého suchého ledu s malým obsahem prachu a 30 dílů na milion vodního ledu.

Phoenix Lander, který byl zahájen v roce 2007, přišel k Marsu v květnu 2008 a úspěšně přistál v oblasti vastitas borealis planety 25. května 2008. Na severní polární čepička Marsu byla navržena jako místo přistání pro lidská Mars expedici Geoffrey A. Landis a Charles Cockell .

Opakující se jevy

Laviny

Pozorování HiRISE z února 2008 zachytilo čtyři probíhající laviny z útesu 700 metrů (2300 ft). Mrak jemného materiálu je 180 metrů (590 stop) napříč a sahá 190 metrů (620 stop) od úpatí útesu. O červenavých vrstvách je známo, že jsou horniny bohaté na vodní led, zatímco bílé vrstvy jsou sezónní mráz z oxidu uhličitého. Předpokládá se, že sesuv půdy pocházel z nejvyšší červené vrstvy. Následná pozorování jsou plánována k charakterizaci povahy sesuvu půdy.

Laviny na Marsu
27. listopadu 2011
29. května 2019

Opakující se prstencový mrak

Hubbleův pohled na kolosální polární mrak na Marsu

Velký oblak ve tvaru koblihy se objevuje v severní polární oblasti Marsu přibližně ve stejnou dobu každý marťanský rok a přibližně stejné velikosti. Vytváří se ráno, rozptýlí se marťanským odpolednem. Vnější průměr mraku je zhruba 1 600 km (1 000 mil) a vnitřní díra nebo oko má průměr 320 km (200 mil). Předpokládá se, že mrak je složen z vodního ledu, takže má bílou barvu, na rozdíl od běžnějších prachových bouří.

Vypadá to jako cyklonová bouře, podobná hurikánu, ale neotáčí se. Mrak se objevuje během severního léta a na vysoké zeměpisné šířce. Spekuluje se, že je to způsobeno jedinečnými klimatickými podmínkami poblíž severního pólu. Cyklónové bouře byly poprvé detekovány během orbitálního mapovacího programu Vikingů, ale severní prstencový mrak je téměř třikrát větší. Mrak byl také detekován různými sondami a dalekohledy, včetně Hubbleova a Marsova globálního průzkumníka .

Když se na něj v roce 1999 podíval Hubbleův vesmírný dalekohled, považovalo se to za cyklonovou bouři . Byl naměřen průměr přibližně 1750 km a měl „oko“ o průměru 320 km.

Viz také

Reference

externí odkazy