http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpegMod/PIA04256_modest.jpg

То же самое! И на северных и на южных равнинах состав поверхностного слоя одинаков! Я этого не знал раньше, только что додумался проверить под влиянием заявлений Адрона.

Адрон, как вы объясните, почему состав и "материков" и "морского дна" одинаков? Или они засыпаны одним и тем же слоем одного и того же метеоритного материала, или что? Ась?

http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpegMod/PIA04257_modest.jpg

quote:

---

Изначально отправлено Адрон:
Мимошел> Далее, а почему океан не испарился когда он был ещё не засыпан метеоритными обломками? Это очень быстро должно было произойти при отсутствии атмосферы.

Для испарения нужна энергия. Выглядит все так. При резком понижении давления или при внезапном контакте пов-ти воды с областью низкого давления, поверхностный слой испаряется, над поверхностью образуется повышенное давление пара, под ним образуется корка льда, процесс испарения тормозится.
При отсутствии подвода энергии, вода под ледяной коркой постепенно промерзает

---

Старый, я говорю о Испарении Льда, а не жидкости. Он замечательно испаряется и на Земле зимой прям рядом с вашими окнами.
Единственная причина по которой океан мог не испариться на Марсе - достаточно плотная атмосфера.

quote:

---

Изначально отправлено Старый:
Я уже спрашивал вас, на какую глубину "пробивали" упомянутые вами спектрометры? Вы не ответили. Больше 50 метров? И инфракрасная и гамма-спектрометрия даёт информацию лишь о составе самого поверхностного слоя. На какую глубину составили карту пород Хэд со товарищи?

---

quote:

---

Изначально отправлено Mimo_shel:
1. Старый, я говорю о Испарении Льда, а не жидкости. Он замечательно испаряется и на Земле зимой прям рядом с вашими окнами.
Единственная причина по которой океан мог не испариться на Марсе - достаточно плотная атмосфера.

2. Что касается галилеевых спутников, насколько знаю там атмосфера аж из метана, который легче воды в газообразном виде.

---

1. Это вам сказал Адрон, а не я. Лёд испаряется медленнее воды, поэтому требуется больше времени на испарение. Вот он и испарялся сотни миллионов/миллиарды лет.

quote:

---

Изначально отправлено ronatu:

2-3 MeTpa....

---

Да, на Земле теплее, зато выпадает снег, возобновляя лёд. На спутниках Юпитера — значительно холоднее, чем на Марсе и, повторюсь, атмосфера из метана.
Пусть она неплотная, зато она легче воды, и вода остаётся в нижних слоях атмосферы, накапливаясь и конденсируясь.

quote:

---

Изначально отправлено Mimo_shel:

Чавооо? Я вам привёл данные — лёд на Земле испаряется несколько метров за несколько лет, грубо будем считать — метр в год. Значит, 6 километров льда испарятся за 6000 лет, если процесс образования слоя метеоритного грунта происходил миллиард лет, то за это время испарился бы слой в миллиард метров — миллион километров точнее. Это у вас Марс был такого диаметра (два миллиона километров)?

---

Если всё так, то почему на Европе/Ганимеде/Каллисто до сих пор не испарился?

quote:

---

Изначально отправлено Mimo_shel:
На спутниках Юпитера — значительно холоднее, чем на Марсе и, повторюсь, атмосфера из метана.
Пусть она неплотная, зато она легче воды, и вода остаётся в нижних слоях атмосферы, накапливаясь и конденсируясь.

---

Какая атмосфера? В каких "нижних слоях"? Нет там никакой атмосферы, она ничто по сравнению с атмосферой марса. По молекулярной массе метан практически равен воде, не будет расслоения газов, если бы даже атмосфера и вправду была плотной.
А на сколько это там "значительно" холоднее?

Вобщем если с галлилеевых спутников не испарился, значит и с марса мог не испариться. Если с кометы галлея мог испариться, значит и с марса мог испариться. Марс занимает промежуточное положение между галлилеевыми спутниками и кометой галлея вблизи афелия. извиняюсь за выражение) Вот на нём и испарилась половина.

Далее, а что же на галилеевы спутники "песочку не накидало" - лёд на поверхности. А они весьма и весьма кратерированные.

CO2 Snow Depth and Subsurface Water-Ice Abundance in the Northern Hemisphere of Mars. Science (Washington, DC, United States) (2003), 300(5628), 2081-2084.
Observations of seasonal variations of neutron flux from the high-energy neutron detector (HEND) on Mars Odyssey combined with direct measurements of the thickness of condensed carbon dioxide by the Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) on Mars Global Surveyor show a latitudinal dependence of northern winter deposition of carbon dioxide. The observations are also consistent with a shallow substrate consisting of a layer with water ice overlain by a layer of drier soil. The lower ice-rich layer contains between 50 and 75 wt. % water, indicating that the shallow subsurface at northern polar latitudes on Mars is even more water rich than that in the south.

Morphology and Composition of the Surface of Mars: Mars Odyssey THEMIS Results. Science (Washington, DC, United States) (2003), 300(5628), 2056-2061.
The Thermal Emission Imaging System (THEMIS) on Mars Odyssey has produced IR to visible wavelength images of the martian surface that show lithol. distinct layers with variable thickness, implying temporal changes in the processes or environments during or after their formation. Kilometer-scale exposures of bedrock are obsd.; elsewhere airfall dust completely mantles the surface over thousands of square kilometers. Mars has compositional variations at 100-m scales, for example, an exposure of olivine-rich basalt in the walls of Ganges Chasma. Thermally distinct ejecta facies occur around some craters with variations assocd. with crater age. Polar observations have identified temporal patches of water frost in the north polar cap. No thermal signatures assocd. with endogenic heat sources have been identified.

Fluid Core Size of Mars from Detection of the Solar Tide. Science (Washington, DC, United States) (2003), 300(5617), 299-303.
The solar tidal deformation of Mars, measured by its k2 potential Love no., has been obtained from an anal. of Mars Global Surveyor radio tracking. The obsd. k2 of 0.1530.017 is large enough to rule out a solid iron core and so indicates that at least the outer part of the core is liq. The inferred core radius is between 1520 and 1840 km and is independent of many interior properties, although partial melt of the mantle is one factor that could reduce core size. Ice-cap mass changes can be deduced from the seasonal variations in air pressure and the odd gravity harmonic J3, given knowledge of cap mass distribution with latitude. The south cap seasonal mass change is about 30 to 40% larger than that of the north cap.

A Sublimation Model for Martian South Polar Ice Features. Science (Washington, DC, United States) (2003), 299(5609), 1051-1053.
In their pioneering work, Leighton and Murray argued that the Mars atm., which at present is 95% carbon dioxide, is controlled by vapor equil. with a much larger polar reservoir of solid carbon dioxide. Here we argue that the polar reservoir is small and cannot function as a long-term buffer to the more massive atm. Our work is based on modeling of the circular depressions commonly found on the south polar cap. We argue that a carbon dioxide ice layer about 8 m thick is being etched away to reveal water ice underneath. This is consistent with thermal IR data from the Mars Odyssey mission.

Exposed Water Ice Discovered near the South Pole of Mars. Science (Washington, DC, United States) (2003), 299(5609), 1048-1051.
The Mars Odyssey Thermal Emission Imaging System (THEMIS) has discovered water ice exposed near the edge of Mars' southern perennial polar cap. The surface H2O ice was first obsd. by THEMIS as a region that was cooler than expected for dry soil at that latitude during the summer season. Diurnal and seasonal temp. trends derived from Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer observations indicate that there is H2O ice at the surface. Viking observations, and the few other relevant THEMIS observations, indicate that surface H2O ice may be widespread around and under the perennial CO2 cap.

Distribution of hydrogen in the near surface of Mars: evidence for subsurface ice deposits. Science (Washington, DC, United States) (2002), 297(5578), 81-85.
Using the Gamma-Ray Spectrometer on the Mars Odyssey, we have identified 2 regions near the poles that are enriched in H. The data indicate the presence of a subsurface layer enriched in H overlain by a H-poor layer. The thickness of the upper layer decreases with decreasing distance to the pole, ranging from a column d. of .apprx.150 g/cm2 at -42 latitude to .apprx.40 g/cm2 at -77. The hydrogen-rich regions correlate with regions of predicted ice stability. We suggest that the host of the H in the subsurface layer is water ice, which constitutes 3515% of the layer by wt.

Maps of subsurface hydrogen from the High Energy Neutron Detector, Mars Odyssey. Science (Washington, DC, United States) (2002), 297(5578), 78-81.
After 55 days of mapping by the High Energy Neutron Detector onboard Mars Odyssey, we found deficits of high-energy neutrons in the southern highlands and northern lowlands of Mars. These deficits indicate that H is concd. in the subsurface. Modeling suggests that water ice-rich layers that are tens of centimeters in thickness provide one possible fit to the data.

Global distribution of neutrons from Mars: results from Mars Odyssey. Science (Washington, DC, United States) (2002), 297(5578), 75-78.
Global distributions of thermal, epithermal, and fast neutron fluxes were mapped during late southern summer/northern winter using the Mars Odyssey Neutron Spectrometer. These fluxes are selectively sensitive to the vertical and lateral spatial distributions of H and CO2 in the uppermost meter of the Martian surface. Poleward of 60 latitude is terrain rich in H, probably H2O ice buried beneath tens of centimeter-thick H-poor soil. The central portion of the north polar cap is covered by a thick CO2 layer, as is the residual south polar cap. Portions of the low to middle latitudes indicate subsurface deposits of chem. and/or phys. bound H2O and/or OH.

Observational evidence for an active surface reservoir of solid carbon dioxide on Mars. Science (Washington, DC, United States) (2001), 294(5549), 2146-2148. CODEN: SCIEAS ISSN: 0036-8075.
High-resoln. images of the south polar residual cap of Mars acquired in 1999 and 2001 show changes in the configuration of pits, intervening ridges, and isolated mounds. Escarpments have retreated 1 to 3 m in 1 martian year, changes that are an order of magnitude larger than can be explained by the sublimation of water ice, but close to what is expected for sublimation of carbon dioxide ice. These observations support a 35-yr-old conjecture that Mars has a large surface reservoir of solid carbon dioxide. The erosion implies that this reservoir is not in equil. with the present environment and that global climate change is occurring on Mars.

Seasonal variations of snow depth on Mars. Science (Washington, DC, United States) (2001), 294(5549), 2141-2146.
Using topog. collected over one martian year from the Mars Orbiter Laser Altimeter on the Mars Global Surveyor (MGS) spacecraft, we have measured temporal changes in the elevation of the martian surface that correlate with the seasonal cycle of carbon dioxide exchange between the surface and atm. The greatest elevation change (1.5 to 2 m) occurs at high latitudes (above 80), whereas the bulk of the mass exchange occurs at lower latitudes (below 75N and below 73S). An unexpected period of sublimation was obsd. during northern hemisphere autumn, coincident with dust storms in the southern hemisphere. Anal. of MGS Doppler tracking residuals revealed temporal variations in the flattening of Mars that correlate with elevation changes. The combined changes in gravity and elevation constrain the av. d. of seasonally deposited carbon dioxide to be 910+-230kg per cubic meter, which is considerably denser than terrestrial snow.