Равнина Эллада ( лат. Hellas Planitia ) — округлая равнинная низменность ударного происхождения в южном полушарии Марса . Это самая глубокая низменность планеты: её поверхность лежит на 9 км ниже окружающей возвышенности и на 7 км ниже среднемарсианского уровня. Максимальный размер — около 2300 км .

С Земли эта равнина наблюдается как светлое пятно ( деталь альбедо ). Зимой она покрывается инеем и выглядит особенно яркой . В XIX веке Джованни Скиапарелли , перенёсший на карту Марса названия из античной географии, назвал эту деталь — одну из самых заметных на планете — Элладой . Название Hellas (Эллада) для детали альбедо было утверждено Международным астрономическим союзом в 1958 году , а название Hellas Planitia ( равнина Эллада ) для детали рельефа — в 1973 .

Происхождение и рельеф

Равнина Эллада образовалась, вероятно, в результате падения огромного астероида в начале существования Солнечной системы . В таком случае это одно из крупнейших ударных образований на Марсе (после бассейна равнины Утопия и предполагаемого Северного полярного бассейна ( англ. )).

На равнине Эллада встречаются разные формы рельефа , в том числе вулканического и ударного происхождения. Среди особенностей рельефа можно выделить необычные «хребты-морщинки», встречающиеся также на Луне .

Погода и окраска

Поскольку равнина Эллада — очень глубокая низменность, толщина атмосферы над ней существенно больше, чем над соседними областями. Атмосферное давление в её нижней точке — 1240 Па или 12,4 миллибара (9 мм рт. ст. ), что вдвое выше, чем на среднем уровне поверхности. Из-за этого равнина иногда выглядит туманной.

Во время марсианской зимы равнина Эллада покрывается инеем и видна с Земли как большое светлое пятно. То же самое относится к равнинам Аргир и Элизий . Астрономы предполагали, что эти области — возвышенности, покрывающиеся снегом или инеем . То, что это низменность, удалось установить только с помощью межпланетных станций.

Поскольку давление на дне равнины Эллада выше давления, соответствующего тройной точке воды , там возможно существование жидкой воды. Это справедливо и для четырёх других районов Марса. Но температура достаточно высока для этого только днём. Кроме того, жидкая вода, вероятно, быстро испарялась бы (а при температуре больше 10 °C — вскипела бы) .

См. также

• Патера Амфитриты — потухший щитовой вулкан на южном краю равнины Эллада

Примечания

Литература

• Бурба Г. А. . / Отв. ред. К. П. Флоренский и Ю. Н. Ефремов . — М. : Наука , 1981. — 88 с.

Ссылки

• Сайт журнала «Популярная механика». 10 июня 2010.