✖


Jump to content

Терра Киммерия

Координаты : 34 ° 42' ю.ш., 145 ° 00' в.д.  /  34,7 ° ю.ш., 145 ° в.д.  / -34,7; 145
Карта MOLA с указанием границ Терра Киммерия и других близлежащих регионов
Карта MOLA, показывающая границы Терра Киммерия возле южного полюса и других регионов.

Терра Киммерия — большой марсианский регион с центром в 34 ° 42' ю.ш., 145 ° 00' в.д.  /  34,7 ° ю.ш., 145 ° в.д.  / -34,7; 145 и охватывает 5400 км (3400 миль) в самом широком смысле. Он охватывает от 15 северной широты до 75 южной широты и от 170 до 260 западной долготы. [1] Он расположен в четырехугольнике Эридании . Терра Киммерия — это часть покрытого кратерами южного высокогорного региона планеты. Ровер Spirit приземлился недалеко от этого места.

Слово «Киммерий» происходит от древнего фракийского народа-мореплавателя. Земля всегда была покрыта облаками и туманом. [2]

Визуальное явление на большой высоте, вероятно, конденсационное облако. [3] был замечен над этим регионом в конце марта 2012 года. [4] НАСА пыталось наблюдать его с помощью некоторых своих марсианских орбитальных аппаратов, в том числе прибора THEMIS на космическом корабле Mars Odyssey 2001 года и MARCI на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter . [3] [4]

Марсианские овраги

[ редактировать ]

Терра Киммерия — это место, где образовались овраги, которые, возможно, образовались из-за недавнего протекания воды. [5] [6] Овраги встречаются на крутых склонах, особенно на стенках кратеров. Считается, что овраги относительно молоды, поскольку на них мало кратеров или вообще нет. Более того, они лежат на вершинах песчаных дюн, которые сами по себе считаются довольно молодыми. Обычно в каждом овраге есть ниша, канал и фартук. Некоторые исследования показали, что овраги возникают на склонах, обращенных во всех направлениях. [7] другие обнаружили, что большее количество оврагов находится на склонах, обращенных к полюсу, особенно на 30–44 ю.ш. [8] [9]

Хотя для их объяснения было выдвинуто множество идей, [10] самые популярные включают жидкую воду, поступающую из водоносного горизонта , в результате таяния у подножия старых ледников или в результате таяния льда в земле, когда климат был более теплым. [11] [12]

Есть доказательства для всех трех теорий. Большинство вершин оврагов расположены на одном и том же уровне, как и следовало ожидать от водоносного горизонта . Различные измерения и расчеты показывают, что жидкая вода могла существовать в водоносных горизонтах на обычных глубинах, где начинаются овраги. [13] Одна из вариаций этой модели заключается в том, что поднимающаяся горячая магма могла растопить лед в земле и вызвать движение воды в водоносных горизонтах. Водоносные горизонты – это слои, которые позволяют воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Слой водоносного горизонта будет располагаться поверх другого слоя, который предотвращает опускание воды (в геологических терминах его можно было бы назвать непроницаемым). Поскольку вода в водоносном горизонте не может опускаться вниз, единственное направление, в котором может течь захваченная вода, — это горизонтальное. В конце концов, вода может вылиться на поверхность, когда водоносный горизонт достигнет разрыва, напоминающего стену кратера. Возникающий поток воды может разрушить стену и образовать овраги. [14] Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хорошим примером является «Плачущая скала» в национальном парке Зайон, штат Юта . [15]

Что касается следующей теории, большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. [16] [17] [18] Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов выравнивает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. Мантия может быть похожа на ледник, и при определенных условиях лед, смешанный с мантией, может таять, стекать по склонам и образовывать овраги. [19] [20] [21] Поскольку на этой мантии мало кратеров, мантия относительно молода. Превосходный вид этой мантии показан ниже на снимке края кратера Птолемея, сделанном HiRISE . [22] Богатая льдом мантия может быть результатом изменений климата. [23] Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярные льды и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений инея или снега, щедро смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли. Водяной пар будет конденсироваться на частицах, а затем падать на землю за счет дополнительного веса водного покрытия. Когда Марс находится под наибольшим наклоном или наклоном, до 2 см (0,79 дюйма) льда может быть удалено из летней ледяной шапки и отложено в средних широтах. Это движение воды могло длиться несколько тысяч лет и создать слой снега толщиной примерно до 10 м (33 фута). [24] [25] Когда лед в верхней части мантийного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [26] Измерения высот и уклонов оврагов подтверждают идею о том, что снежные покровы или ледники связаны с оврагами. Более крутые склоны имеют больше тени, что позволяет сохранить снег. [8] [27] На более высоких высотах гораздо меньше оврагов, потому что лед имеет тенденцию больше сублимироваться в разреженном воздухе на большей высоте. [28]

Третья теория вполне возможна, поскольку изменений климата может быть достаточно, чтобы позволить льду в земле просто растаять и, таким образом, образовать овраги. В более теплом климате первые несколько метров земли могут оттаять и образовать «потоки мусора», подобные тем, что наблюдаются на сухом и холодном восточном побережье Гренландии. [29] Поскольку овраги возникают на крутых склонах, для начала потока необходимо лишь небольшое уменьшение прочности частиц почвы на сдвиг. Небольшого количества жидкой воды из растаявшего грунтового льда может быть достаточно. [30] [31] Расчеты показывают, что треть миллиметра стока может производиться каждый день в течение 50 дней каждого марсианского года, даже в нынешних условиях. [32]

Магнитные полосы и тектоника плит

[ редактировать ]

Mars Global Surveyor (MGS) обнаружил магнитные полосы в коре Марса, особенно в четырехугольниках Фаэтонтида и Эридания (Terra Cimmeria и Terra Sirenum ). [33] [34] Магнитометр на MGS обнаружил полосы намагниченной коры шириной 100 км (62 мили), идущие примерно параллельно на расстоянии до 2000 километров (1200 миль). Эти полосы чередуются по полярности: северный магнитный полюс одной направлен вверх от поверхности, а северный магнитный полюс следующей направлен вниз. [35] [36] Когда подобные полосы были обнаружены на Земле в 1960-х годах, их восприняли как свидетельство тектоники плит . Исследователи полагают, что эти магнитные полосы на Марсе являются свидетельством короткого раннего периода тектонической активности плит. [37] [38] [39] Когда породы затвердели, они сохранили магнетизм, существовавший в то время. Считается, что магнитное поле планеты вызвано движением жидкости под поверхностью. Исходные данные были получены, когда MGS пролетал близко к планете во время аэроторможения. Однако более поздние измерения, проведенные в течение двух лет с высоты 400 км (250 миль), показали, что магнитные особенности даже совпадают с известными особенностями на поверхности. [40] Однако есть некоторые различия между магнитными полосами на Земле и на Марсе. Марсианские полосы шире, гораздо сильнее намагничены и, похоже, не распространяются из зоны спрединга средней коры. Поскольку возраст области, содержащей магнитные полосы, составляет около 4 миллиардов лет, считается, что глобальное магнитное поле, вероятно, сохранялось только в течение первых нескольких сотен миллионов лет жизни Марса, когда температура расплавленного железа в ядре планеты могла был достаточно высоким, чтобы смешать его с магнитным динамо. Возле крупных ударных бассейнов, таких как Эллада, магнитных полей нет. Удар от удара, возможно, стер остатки намагниченности в породе. Таким образом, магнетизм, возникший в результате раннего движения жидкости в ядре, не существовал бы после ударов. [41]

Когда расплавленная порода, содержащая магнитный материал, например гематит (Fe 2 O 3 ), охлаждается и затвердевает в присутствии магнитного поля, она намагничивается и принимает полярность фонового поля. Этот магнетизм теряется только в том случае, если порода впоследствии нагревается выше определенной температуры (точка Кюри для железа составляет 770 ° C). Магнетизм, оставшийся в горных породах, представляет собой запись магнитного поля, когда порода затвердела. [42]

Ледники

[ редактировать ]

Считается, что многие объекты на Марсе представляют собой ледники с относительно тонким слоем обломков, которые удерживают лед от таяния. Некоторые из этих функций показаны на рисунках ниже. Подробное их описание можно найти в статье Ледники на Марсе .

  • Дно кратера, вид HiRISE в программе HiWish. Шероховатая поверхность образовалась оторванным от земли льдом. В кратере накопилось много льда, покрытого камнями и грязью.
    Дно кратера, вид HiRISE в программе HiWish . Шероховатая поверхность образовалась оторванным от земли льдом. В кратере накопилось много льда, покрытого камнями и грязью.
  • Слои мантии, вид HiRISE в программе HiWish. Мантия богата льдом и в определенных климатических условиях падает с неба. Наличие нескольких слоев позволяет предположить, что он пришел с неба в разное время.
    Слои мантии, вид HiRISE в программе HiWish. Мантия богата льдом и в определенных климатических условиях падает с неба. Наличие нескольких слоев позволяет предположить, что он пришел с неба в разное время.
  • Кратер Аррениус, вид камеры CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter).
    Кратер Аррениус, вид камеры CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter ).
  • Ледниковые особенности кратера Аррениус, как видно HiRISE в рамках программы HiWish. Стрелки указывают на старые ледники.
    Ледниковые особенности кратера Аррениус, вид HiRISE в рамках программы HiWish . Стрелки указывают на старые ледники.
  • Кратер Крулс, вид камеры CTX (на марсианском разведывательном орбитальном аппарате). Стрелки указывают на старые ледники.
    Кратер Крулс , вид камеры CTX (на марсианском разведывательном орбитальном аппарате ). Стрелки указывают на старые ледники.
  • Старые ледники в кратере Крулс, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
    Старые ледники в кратере Крулс, вид HiRISE в рамках программы HiWish.

Дюны

[ редактировать ]

Когда есть идеальные условия для образования песчаных дюн, постоянный ветер в одном направлении и достаточное количество песка, образуется барханная песчаная дюна. Барханы имеют пологий склон с наветренной стороны и гораздо более крутой склон с подветренной стороны, где часто образуются рога или выемки. [43] Может показаться, что вся дюна движется вместе с ветром. Наблюдение за дюнами на Марсе может сказать нам, насколько сильны ветры, а также их направление. Если снимки делаются через регулярные промежутки времени, можно увидеть изменения в дюнах или, возможно, рябь на поверхности дюн. На Марсе дюны часто имеют темный цвет, потому что они образовались из обычного базальта вулканической породы. В сухой среде темные минералы базальта, такие как оливин и пироксен, не разрушаются, как на Земле. Хотя это и редкость, темный песок встречается на Гавайях, где также есть множество вулканов, извергающих базальт. Бархан — русский термин, потому что этот тип дюн впервые был замечен в пустынных районах Туркестана. [44] Часть ветра на Марсе возникает, когда сухой лед на полюсах нагревается весной. В это время твердый углекислый газ (сухой лед) сублимируется или превращается непосредственно в газ и уносится прочь с большой скоростью. Каждый марсианский год 30% углекислого газа в атмосфере вымерзает и покрывает зимующий полюс, поэтому существует большой потенциал для сильных ветров. [45]

  • Темные дюны, вид HiRISE в программе HiWish. Темные дюны состоят из магматического базальта. Темный прямоугольник в центре фотографии показывает увеличенную область на следующем изображении. Длина шкалы составляет 500 метров.
    Темные дюны, вид HiRISE в программе HiWish . Темные дюны состоят из магматического базальта . Темный прямоугольник в центре фотографии показывает увеличенную область на следующем изображении. Длина шкалы составляет 500 метров.
  • Темные дюны крупным планом, снятые HiRISE в программе HiWish. Размер изображения чуть больше 1 км в самом длинном измерении. Местоположение этого изображения показано на предыдущем изображении.
    Темные дюны крупным планом, снятые HiRISE в программе HiWish . Размер изображения чуть больше 1 км в самом длинном измерении. Местоположение этого изображения показано на предыдущем изображении.
  • Дюны глазами HiRISE в программе HiWish. Локация — четырехугольник Эридании.
    Дюны глазами HiRISE в программе HiWish. Локация — четырехугольник Эридании .
  • Дюны на дне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
    Дюны на дне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
  • Широкий вид на дюны возле кратеров, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
    Широкий вид на дюны возле кратеров, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
  • Крупным планом вид на дюны, снятый HiRISE в рамках программы HiWish.
    Крупным планом вид на дюны, снятый HiRISE в рамках программы HiWish.
  • Крупным планом вид на дюны возле кратера, снятые HiRISE в рамках программы HiWish.
    Крупным планом вид на дюны возле кратера, снятые HiRISE в рамках программы HiWish.
  • Цветной вид дюн крупным планом, снимок HiRISE в программе HiWish.
    Цветной вид дюн крупным планом, снимок HiRISE в программе HiWish.
[ редактировать ]
  • Поверхность дна кратера, вид HiRISE в программе HiWish.
    Поверхность дна кратера, вид HiRISE в программе HiWish.
  • Канал глазами HiRISE в программе HiWish
    Канал глазами HiRISE в программе HiWish
  • Канал на дне кратера, вид HiRISE в программе HiWish.
    Канал на дне кратера, вид HiRISE в программе HiWish.
  • Группа кратеров, возможно, образовавшаяся в результате распада астероида.
    Группа кратеров, возможно, образовавшаяся в результате распада астероида.
  • Гребни, обнаженные из-под темного слоя, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
    Гребни, обнаженные из-под темного слоя, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
  • Канал, проходящий через морщинистый гребень, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Стрелка показывает точку, где канал прорвался через гребень.
    Канал, проходящий через морщинистый гребень, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Стрелка показывает точку, где канал прорвался через гребень.

Интерактивная карта Марса

[ редактировать ]
Карта МарсаАхерон ФоссеАцидалия ПлаинияАльба МонсАмазонисская равнинаАонианская равнинаАравия ТерраАркадия ПланицияСеребряная равнинаПланиция АргиреХрис ПланицияКларитас ФоссаСтол СидонияПлан ДаедалииЭлизиум МонсРавнины ЭлизиумаКратер ГейлаАдриака ПатераЭллада МонтесЭлладские равниныГесперия ПланумКратер ХолденИкарийская равнинаРавнины ИсидыКратерное озероКратер ЛомоносоваОбычная ОбычнаяЛикус СульчиКратер ЛиотЛунный самолетМаллеа ПланумКратер МаральдиМареотис ФоссаМареотис ТемпеМаргаритифер ТерраКратер МиеКратер МиланковичаНепентес СтолГоры НереидыСтол НилосиртисаНоачис ТерраОлимпийские ямкиОлимп МонсЮжная равнинаЗемля ПрометеяПротонил МесаСиренаСамолет СизифаРавнина СолнцаСирийская равнинаТанталовая ямкаТемпе ТерраТерра КиммерияТерра СабаеяЗемля сиренГоры ФарсисТяговая цепьТирренская земляУлисс ПатераУран ПатераУтопия ПлайнияВаллес МаринерисБореальные отходыКсанте Терра
Изображение выше содержит кликабельные ссылки.Интерактивная карта изображений глобальной топографии Марса . Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы создать ссылку на них. Цвет базовой карты указывает на относительные высоты , основанные на данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, НАСА установленного на Mars Global Surveyor . Белый и коричневый цвета обозначают самые высокие высоты ( от +12 до +8 км ); за ними следуют розовые и красные ( от +8 до +3 км ); желтый – 0 км ; зеленый и синий — это более низкие высоты (до −8 км ). Оси — широта и долгота ; полярные регионы . Отмечаются


См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Features/5930 [ постоянная мертвая ссылка ]
  2. ^ Бланк, Дж. 1982. Марс и его спутники. Экспозиционная пресса. Смиттаун, Нью-Йорк
  3. ^ Перейти обратно: а б «Таинственное облако Марса объяснено» . nbcnews.com . 10 апреля 2012 г.
  4. ^ Перейти обратно: а б «Таинственное облако замечено на Марсе» . nbcnews.com . 24 марта 2012 г.
  5. ^ «HiRISE | Горгона Хаоса Месас (PSP_004071_1425)» . hirise.lpl.arizona.edu
  6. ^ «HiRISE | Овраги на горном холме Хаоса Горгонум (PSP_001948_1425)» . hirise.lpl.arizona.edu .
  7. ^ Эджетт, К. и др. 2003. Марсианские овраги в полярных и средних широтах: вид с MGS MOC после двух лет пребывания Марса на картографической орбите. Лунная планета. наук. 34. Реферат 1038.
  8. ^ Перейти обратно: а б «doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020» (PDF) . дои : 10.1016/j.icarus.2006.11.020 . Проверено 12 марта 2021 г. {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )
  9. ^ Диксон, Дж. и др. 2007. Марсианские овраги в южных средних широтах Марса. Доказательства контролируемого климатом образования молодых речных образований на основе местной и глобальной топографии. Икар: 188. 315–323.
  10. ^ «PSRD: Овраги на Марсе» . www.psrd.hawaii.edu .
  11. ^ Хелдманн, Дж. и М. Меллон. Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения на потенциальные механизмы формирования. 2004. Икар. 168: 285–304.
  12. ^ Забудьте, Ф. и др. 2006. Планета Марс. История другого мира. Издательство Праксис. Чичестер, Великобритания.
  13. ^ Хелдманн, Дж. и М. Меллон. 2004. Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения на потенциальные механизмы формирования. Икар. 168:285-304
  14. ^ Ноябрь 2004 г., Леонард Дэвид 12 (12 ноября 2004 г.). «Марсианские овраги, вероятно, образованы подземными водоносными горизонтами» . Space.com . {{cite web}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  15. ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл/Хант Издательская компания. Дубьюк, Айова
  16. ^ Малин, М. и К. Эджетт. 2001. Камера Mars Global Surveyor Mars Orbiter: Межпланетный круиз в рамках основной миссии. Дж. Геофиз. Рез.: 106>23429–23570
  17. ^ Горчица, Дж. и др. 2001. Доказательства недавнего изменения климата на Марсе путем выявления молодого приповерхностного подземного льда. Природа: 412. 411–414.
  18. ^ Карр, М. 2001. Наблюдения Mars Global Surveyor за неровной местностью. Дж. Геофиз. Рез.: 106. 23571-23595.
  19. ^ «Марсианские овраги могут стать научными золотыми приисками» . Новости Эн-Би-Си .
  20. ^ Руководитель Джеймс В.; Марчант, Дэвид Р.; Креславский Михаил А. (9 сентября 2008 г.). «Формирование оврагов на Марсе: связь с новейшей историей климата и микросредой инсоляции указывает на происхождение поверхностного потока воды» . Труды Национальной академии наук . 105 (36): 13258–13263. дои : 10.1073/pnas.0803760105 . ПМЦ   2734344 . ПМИД   18725636 .
  21. ^ Хэд, Дж. и др. 2008. Формирование оврагов на Марсе: связь с новейшей историей климата и инсоляционной микросредой указывает на происхождение поверхностного потока воды. ПНАС: 105. 13258–13263.
  22. ^ Кристенсен, П. 2003. Формирование недавних марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений. Природа: 422. 45–48.
  23. ^ «Тающий снег создал марсианские овраги, говорит эксперт» . news.nationalgeographic.com . Архивировано из оригинала 4 мая 2008 года . Проверено 6 июня 2022 г.
  24. ^ Якоски Б. и М. Карр. 1985. Возможное выпадение льда на низких широтах Марса в периоды сильного наклона. Природа: 315. 559–561.
  25. ^ Якоски, Б. и др. 1995. Хаотическое наклонение и природа марсианского климата. Дж. Геофиз. Рез.: 100. 1579–1584.
  26. ^ MLA НАСА/Лаборатория реактивного движения (2003, 18 декабря). Марс может выйти из ледникового периода. ScienceDaily. Получено 19 февраля 2009 г. с https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds . [ постоянная мертвая ссылка ] от GoogleРеклама
  27. ^ Диксон, Дж. и др. 2007. Марсианские овраги в южных средних широтах Марса. Доказательства контролируемого климатом образования молодых речных образований на основе местной и глобальной топографии. Икар: 188. 315–323.
  28. ^ Хехт, М. 2002. Метастабильность жидкой воды на Марсе. Икар: 156. 373–386.
  29. ^ Пеулваст, Дж. Физио-Гео. 18. 87–105.
  30. ^ Костард, Ф. и др. 2001. Селевые потоки на Марсе: аналогия с земной перигляциальной средой и климатическими последствиями. Лунная и планетарная наука XXXII (2001). 1534.pdf
  31. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124. [ постоянная мертвая ссылка ]
  32. ^ Клоу, Г. 1987. Образование жидкой воды на Марсе в результате таяния пыльного снежного покрова. Икар: 72. 93–127.
  33. ^ Барлоу, Н. 2008. Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу. Издательство Кембриджского университета
  34. ^ Забудь, Франсуа; Костард, Франсуа; Логнонне, Филипп (12 декабря 2007 г.). Планета Марс: История другого мира . ISBN  978-0-387-48925-4 .
  35. ^ Тейлор, Фредрик В. (10 декабря 2009 г.). Научное исследование Марса . ISBN  978-0-521-82956-4 .
  36. ^ Барлоу, Надин (10 января 2008 г.). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу . ISBN  978-0-521-85226-5 .
  37. ^ Коннерни, Дж. и др. 1999. Магнитные линии в древней коре Марса. Наука: 284. 794–798.
  38. ^ Лангле, Б. и др. 2004. Магнитное поле коры Марса. Журнал геофизических исследований. 109: ЭО2008
  39. ^ Спренке, К. и Л. Бейкер. 2000. Намагниченность, палемагнитные полюса и блуждание полюсов на Марсе. Икар. 147: 26–34.
  40. ^ Коннерни, Дж. и др. 2005. Тектонические последствия магнетизма марсианской коры . Труды Национальной академии наук США. 102: 14970–14975
  41. ^ Акуна, М. и др. 1999. Глобальное распределение намагниченности земной коры, обнаруженное в ходе эксперимента Mars Global Surveyor MAG/ER. Наука. 284: 790–793.
  42. ^ «Наука и технологии ЕКА — Марсианский интерьер» . sci.esa.int .
  43. ^ Пай, Кеннет; Хаим Цоар (2008). Эолийский песок и песчаные дюны . Спрингер. п. 138. ИСБН  9783540859109 .
  44. ^ «Бархан | песчаный бархан» . Британская энциклопедия .
  45. ^ Меллон, Джей Ти; Фельдман, WC; Преттиман, TH (2003). «Наличие и устойчивость подземного льда в южном полушарии Марса». Икар . 169 (2): 324–340. Бибкод : 2004Icar..169..324M . дои : 10.1016/j.icarus.2003.10.022 .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы, связанные с Терра Киммерия .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Terra_Cimmeria&oldid=1156983725"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: cd5e751ccc42bbc11a076c3f37d5a750__1685019720
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/cd/50/cd5e751ccc42bbc11a076c3f37d5a750.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Terra Cimmeria - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)