Flimrer i konfrontasjonsdagene med en illevarslende blodrød farge og forårsaker primitiv mystisk frykt, den mystiske og mystiske stjernen, som de gamle romerne k alte til ære for krigsguden Mars (Ares blant grekerne), ville neppe passe et kvinnenavn. Grekerne k alte det også Phaeton for dets "strålende og strålende" utseende, som overflaten til Mars skyldes den lyse fargen og "måne"-relieffet med vulkanske kratere, bulker fra gigantiske meteorittnedslag, daler og ørkener.
Orbital karakteristikker
Eksentrisiteten til den elliptiske banen til Mars er 0,0934, og forårsaker dermed forskjellen mellom maksimal (249 millioner km) og minimum (207 millioner km) avstander til solen, på grunn av hvilken mengden solenergi som kommer inn i planet varierer innen 20–30 %.
Den gjennomsnittlige banehastigheten er 24,13 km/s. Marsgår helt rundt solen på 686,98 jorddøgn, som overskrider jordens periode to ganger, og snur seg rundt sin egen akse på nesten samme måte som jorden (på 24 timer og 37 minutter). Helningsvinkelen til banen til ekliptikkens plan, ifølge forskjellige estimater, bestemmes fra 1,51 ° til 1,85 °, og helningen til banen til ekvator er 1,093 °. I forhold til solens ekvator er Mars bane skråstilt i en vinkel på 5,65 ° (og jorden er omtrent 7 °). En betydelig helning av planetens ekvator til baneplanet (25,2°) fører til betydelige sesongmessige klimaendringer.
Planets fysiske parametere
Mars blant planetene i solsystemet er på syvende plass når det gjelder størrelse, og når det gjelder avstand fra solen, inntar den fjerde posisjon. Volumet til planeten er 1,638×1011 km³, og vekten er 0,105-0,108 jordmasser (6,441023 kg), og gir etter for den i tetthet på omtrent 30 % (3,95 g/cm3). Den fritt fallakselerasjonen i ekvatorialområdet på Mars bestemmes i området fra 3,711 til 3,76 m/s². Overflatearealet er estimert til 144 800 000 km². Atmosfærisk trykk svinger innen 0,7-0,9 kPa. Hastigheten som kreves for å overvinne tyngdekraften (andre rom) er 5 072 m/s. På den sørlige halvkule er Mars gjennomsnittlige overflate 3–4 km høyere enn på den nordlige halvkule.
Klimatiske forhold
Den totale massen til Mars-atmosfæren er omtrent 2,51016 kg, men i løpet av året varierer den mye på grunn av smelting eller "frysing" av de karbondioksidholdige polarhettene. Gjennomsnittstrykket på overflaten (ca. 6,1 mbar) er nesten 160 ganger mindre enn nær overflaten av planeten vår, men i dype depresjonernår 10 mbar. I følge ulike kilder varierer sesongmessige trykkfall fra 4,0 til 10 mbar.
95,32 % av atmosfæren på Mars består av karbondioksid, ca. 4 % er argon og nitrogen, og oksygen sammen med vanndamp er mindre enn 0,2 %.
En svært foreldet atmosfære kan ikke holde på varmen lenge. Til tross for den "varme fargen" som skiller planeten Mars fra andre, synker temperaturen på overflaten til -160°C ved polen om vinteren, og ved ekvator om sommeren kan overflaten bare varmes opp til +30°C i løpet av på dagtid.
Klimaet er sesongbasert, akkurat som på jorden, men forlengelsen av Mars-bane fører til betydelige forskjeller i årstidenes varighet og temperaturregime. Den kjølige våren og sommeren på den nordlige halvkule varer til sammen mye mer enn halvparten av marsåret (371 marsdager), og vinteren og høsten er kort og moderat. Sørlige somre er varme og korte, mens vintrene er kalde og lange.
Sesongens klimaendringer kommer tydeligst til uttrykk i oppførselen til polarhettene, sammensatt av is med en blanding av fine, støvlignende partikler av bergarter. Fronten av den nordlige polarhetten kan bevege seg bort fra polen med nesten en tredjedel av avstanden til ekvator, og grensen til den sørlige hetten når halvparten av denne avstanden.
Temperaturen på planetens overflate ble bestemt allerede på begynnelsen av 20-tallet av forrige århundre av et termometer plassert nøyaktig i fokuset til et reflekterende teleskop rettet mot Mars. De første målingene (frem til 1924) viste verdier fra -13 til -28 ° C, og i 1976 ble nedre og øvre temperaturgrenser spesifisertlandet på Mars av romfartøyet Viking.
Marsstøvstormer
"eksponeringen" av støvstormer, deres omfang og oppførsel har avslørt et mysterium som lenge har vært holdt av Mars. Overflaten på planeten endrer farge på mystisk vis, og har fengslet observatører siden antikken. Støvstormer viste seg å være årsaken til "kameleonismen".
Plutselige temperaturendringer på den røde planeten forårsaker voldsomme vinder, hvis hastighet når 100 m/s, og lav tyngdekraft, til tross for at luften er tynn, gjør at vinden kan heve enorme støvmasser til en høyde på mer enn 10 km.
Støvstormer er også drevet av en kraftig økning i atmosfærisk trykk forårsaket av fordampning av frossen karbondioksid fra vinterens polarkapper.
Støvstormer, som vist av bilder av overflaten til Mars, trekker seg romlig mot polarhettene og kan dekke enorme områder, som varer i opptil 100 dager.
Et annet støvete syn, som Mars skylder unormale temperaturendringer, er tornadoer, som, i motsetning til jordiske "kolleger", ikke bare streifer rundt i ørkenområder, men også er vertskap i skråningene til vulkankratere og nedslagstrakter. opp til 8 km. Sporene deres viste seg å være gigantiske grenstripete tegninger som forble mystiske i lang tid.
Støvstormer og tornadoer forekommer hovedsakelig under de store motstandene, når sommeren på den sørlige halvkule faller på perioden for Mars passering gjennom punktet i banen nærmest Solenplaneter (perihelion).
Bildene av overflaten til Mars, tatt av romfartøyet Mars Global Surveyor, , som har gått i bane rundt planeten siden 1997, viste seg å være svært fruktbare for tornadoer.
Noen tornadoer setter spor, feier bort eller suger inn et løst overflatelag av fine jordpartikler, andre setter ikke engang «fingeravtrykk», andre tegner rasende intrikate figurer, som de ble k alt støvdjevler for. Virvelvinder fungerer som regel alene, men de nekter heller ikke gruppe-"representasjoner".
avlastningsfunksjoner
Sannsynligvis, alle som, bevæpnet med et kraftig teleskop, så på Mars for første gang, lignet planetens overflate umiddelbart på månelandskapet, og i mange områder er dette sant, men likevel er geomorfologien til Mars særegen og unik.
Regionale trekk ved planetens relieff skyldes asymmetrien på overflaten. De dominerende flate overflatene på den nordlige halvkule er 2–3 km under det betingede nullnivået, og på den sørlige halvkule er overflaten komplisert av kratere, daler, kløfter, forsenkninger og åser 3–4 km over grunnnivået. Overgangssonen mellom de to halvkulene, 100–500 km bred, er morfologisk uttrykt av en sterkt erodert kjempeskarp, nesten 2 km høy, som dekker nesten 2/3 av planeten i omkrets og spores av et system av forkastninger.
De dominerende landformene som karakteriserer overflaten til Mars presenteresoversådd med kratere av ulik opprinnelse, oppland og forsenkninger, støtstrukturer av sirkulære forsenkninger (multringbasseng), lineært langstrakte oppland (rygger) og uregelmessig formede bratte bassenger.
Hevninger med flattopp med bratte kanter (mesas), omfattende flate kratere (skjoldvulkaner) med eroderte skråninger, buktende daler med sideelver og grener, utjevnede høyland (platåer) og områder med tilfeldig vekslende canyonlignende daler (labyrinter) er utbredt.
Karakteristisk for Mars er synkende fordypninger med et kaotisk og formløst relieff, utvidede, komplekst konstruerte trinn (forkastninger), en rekke subparallelle rygger og furer, samt store sletter med et fullstendig "jordisk" utseende.
Ringformede kraterbassenger og store (over 15 km på tvers) kratere er de definerende morfologiske trekk ved store deler av den sørlige halvkule.
De høyeste områdene på planeten med navnene Tharsis og Elysium ligger på den nordlige halvkule og representerer enorme vulkanske høyland. Tharsis-platået, som hever seg over de flate omgivelsene i nesten 6 km, strekker seg 4000 km i lengdegrad og 3000 km i breddegrad. På platået er det 4 gigantiske vulkaner med en høyde på 6,8 km (Mount Alba) til 21,2 km (Mount Olympus, diameter 540 km). Toppene av fjellene (vulkanene) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) og Arsia (Arsia) ligger i en høyde på henholdsvis 14, 18 og 19 km. Mount Alba står alene nordvest for en streng rekke andre vulkaner ogDet er en vulkansk skjoldstruktur med en diameter på rundt 1500 km. Volcano Olympus (Olympus) - det høyeste fjellet ikke bare på Mars, men i hele solsystemet.
To store meridionale lavland grenser til provinsen Tharsis fra øst og vest. Overflatemerkene til den vestlige sletten med navnet Amazonia er nær nullnivået til planeten, og de laveste delene av den østlige depresjonen (Chris Plain) er 2-3 km under nullnivået.
I ekvatorialregionen på Mars er det nest største vulkanske høylandet i Elysium, omtrent 1500 km på tvers. Platået stiger 4–5 km over basen og bærer tre vulkaner (Mount Elysium proper, Albor Dome og Mount Hekate). Det høyeste Mount Elysium har vokst til 14 km.
Øst for Tharsis-platået i ekvatorialregionen strekker et gigantisk riftlignende system av daler (kløfter) Mariner seg langs Mars-skalaen (nesten 5 km), og overskrider lengden til en av de største Grand Canyons på jorden med nesten 10 ganger, og 7 ganger bredere og dypere. Den gjennomsnittlige bredden på dalene er 100 km, og nesten rene avsatser på sidene når en høyde på 2 km. Lineariteten til strukturene indikerer deres tektoniske opprinnelse.
I høyden på den sørlige halvkule, hvor overflaten til Mars ganske enkelt er strødd med kratere, er det de største sirkulære sjokkdepresjonene på planeten med navnene Argir (ca. 1500 km) og Hellas (2300 km).
Hellas-sletten er dypere enn alle depresjonene på planeten (nesten 7000 m under gjennomsnittsnivået), og overskuddet av Argir-sletten eri forhold til nivået på den omkringliggende bakken er 5,2 km. Et lignende avrundet lavland, Isis-sletten (1100 km på tvers), ligger i ekvatorialområdet på planetens østlige halvkule og grenser til Elysian-sletten i nord.
På Mars er rundt 40 flere slike flerringbassenger kjent, men mindre i størrelse.
På den nordlige halvkule er det største lavlandet på planeten (Northern Plain), som grenser til polarområdet. Slettemarkører er under nullnivået til planetens overflate.
eoliske landskap
Det ville være vanskelig å beskrive jordens overflate med noen få ord, med henvisning til planeten som helhet, men å få en idé om hva slags overflate Mars har, hvis du bare kaller den livløs og tørr, rødbrun, steinete sandørken, fordi det dissekerte relieffet av planeten jevnes ut av løse alluviale avsetninger.
Eoliske landskap, sammensatt av sandfint siltig materiale med støv og dannet som følge av vindaktivitet, dekker nesten hele planeten. Dette er vanlige (som på jorden) sanddyner (tverrgående, langsgående og diagonale) som varierer i størrelse fra noen hundre meter til 10 km, samt lagdelte eolisk-glasiale avsetninger av polarhettene. Det spesielle relieffet "skapt av Aeolus" er begrenset til lukkede strukturer - bunnen av store kløfter og kratere.
Den morfologiske aktiviteten til vinden, som bestemmer de særegne egenskapene til overflaten til Mars, manifesterte seg i intenserosjon (deflasjon), som resulterte i dannelsen av karakteristiske, "graverte" overflater med cellulære og lineære strukturer.
Laminerte eoliske-glasiale formasjoner, sammensatt av is blandet med nedbør, dekker planetens polarhetter. Kraften deres er anslått til flere kilometer.
Geologiske egenskaper ved overflaten
I henhold til en av de eksisterende hypotesene om Mars' moderne sammensetning og geologiske struktur, smeltet den indre kjernen av en liten størrelse, hovedsakelig bestående av jern, nikkel og svovel, først fra planetens primære substans. Deretter, rundt kjernen, dannet det seg en homogen litosfære med en tykkelse på rundt 1000 km, sammen med skorpen, der, sannsynligvis, aktiv vulkansk aktivitet fortsetter i dag med utstøting av stadig nye deler av magma til overflaten. Tykkelsen på Mars-skorpen er beregnet til 50-100 km.
Siden mennesket begynte å se på de klareste stjernene, har forskere, som alle mennesker som ikke er likegyldige til de universelle naboene, blant andre mysterier, først og fremst vært interessert i hvilken overflate Mars har.
Nesten hele planeten er dekket med et lag brunaktig-gulrødt støv blandet med fint siltig og sandholdig materiale. Hovedkomponentene i løs jord er silikater med en stor blanding av jernoksider som gir overflaten en rødlig fargetone.
I følge resultatene fra en rekke studier utført av romfartøyer, er ikke svingninger i grunnstoffsammensetningen av løse avsetninger av planetens overflatelag så signifikante at de antyder en lang rekke mineralsammensetninger i fjell.bergarter som utgjør Mars-skorpen.
Etablert i jordgjennomsnittlig innhold av silisium (21%), jern (12,7%), magnesium (5%), kalsium (4%), aluminium (3%), svovel (3,1%), samt kalium og klor (<1%) indikerte at grunnlaget for løse avsetninger på overflaten er produktene av ødeleggelsen av magmatiske og vulkanske bergarter av den grunnleggende sammensetningen, nær jordens bas alter. Til å begynne med tvilte forskere på den betydelige differensieringen av steinskallet til planeten når det gjelder mineralsammensetning, men studier av berggrunnen til Mars utført som en del av Mars Exploration Rover (USA)-prosjektet førte til den oppsiktsvekkende oppdagelsen av analoger av jordiske andesitter (bergarter med middels sammensetning).
Denne oppdagelsen, senere bekreftet av en rekke funn av lignende bergarter, gjorde det mulig å bedømme at Mars, i likhet med Jorden, kan ha en differensiert skorpe, noe som fremgår av det betydelige innholdet av aluminium, silisium og kalium.
Basert på et stort antall bilder tatt av romfartøy og gjort det mulig å bedømme hva overflaten til Mars består av, i tillegg til magmatiske og vulkanske bergarter, er tilstedeværelsen av vulkansk-sedimentære bergarter og sedimentære avsetninger åpenbar på planeten, som gjenkjennes av den karakteristiske plateseparasjonen og lagdelingsfragmenter av utspring.
Karten på lagdelingen av bergarter kan indikere at de dannes i hav og innsjøer. Områder med sedimentære bergarter er registrert mange steder på planeten og finnes oftest i enorme kratere.
Forskere utelukker ikke den "tørr" dannelsen av nedbør av Mars-støv med deres ytterligerelithification (forstening).
Permafrostformasjoner
En spesiell plass i morfologien til overflaten til Mars er okkupert av permafrostformasjoner, hvorav de fleste dukket opp på forskjellige stadier av planetens geologiske historie som et resultat av tektoniske bevegelser og påvirkning av eksogene faktorer.
Basert på studiet av et stort antall rombilder, konkluderte forskerne enstemmig at vann spiller en betydelig rolle i å forme Mars utseende sammen med vulkansk aktivitet. Vulkanutbrudd førte til smelting av isdekket, som igjen tjente til å utvikle vannerosjon, spor som fortsatt er synlige i dag.
Det faktum at permafrosten på Mars ble dannet allerede i de tidligste stadiene av planetens geologiske historie, bevises ikke bare av polarhettene, men også av spesifikke landformer som ligner på landskapet i permafrostsonene på jorden.
Vortex-lignende formasjoner, som ser ut som lagdelte avsetninger i polarområdene på planeten på satellittbilder, på nært hold er et system av terrasser, avsatser og forsenkninger som danner en rekke former.
Polarhetteavsetninger flere kilometer tykke består av lag med karbondioksid og vannis blandet med siltig og fint siltig materiale.
Nedsynkningslandformer som er karakteristiske for ekvatorialsonen på Mars, er assosiert med prosessen med ødeleggelse av kryogene lag.
Vann på Mars
På det meste av overflaten til Mars kan ikke vann eksistere i væsketilstand på grunn av lavt trykk, men i noen regioner med et samlet areal på omtrent 30 % av planetens areal, innrømmer NASA-eksperter at det finnes flytende vann.
Pålitelig etablerte vannreserver på den røde planeten er hovedsakelig konsentrert i det overflatenære laget av permafrost (kryosfæren) med en tykkelse på opptil mange hundre meter.
Forskere utelukker ikke eksistensen av gjenværende innsjøer med flytende vann og under lagene av polarhettene. Basert på det estimerte volumet av kryolitosfæren på Mars, er vann (is) reserver estimert til rundt 77 millioner km³, og hvis vi tar i betraktning det sannsynlige volumet av tinte bergarter, kan dette tallet synke til 54 millioner km³.
I tillegg er det en oppfatning at det under kryolitosfæren kan være lag med kolossale reserver av s altvann.
Mange fakta indikerer tilstedeværelsen av vann på overflaten av planeten tidligere. Hovedvitnene er mineraler, hvis dannelse innebærer deltakelse av vann. Først og fremst er det hematitt, leirmineraler og sulfater.
Marsskyer
Den totale mengden vann i atmosfæren til den "tørkede" planeten er mer enn 100 millioner ganger mindre enn på jorden, og likevel er overflaten til Mars dekket, om enn sjeldne og upåfallende, men ekte og til og med blåaktige skyer, imidlertid bestående av isstøv. Skyet er dannet i et bredt spekter av høyder fra 10 til 100 km og er hovedsakelig konsentrert i ekvatorialbeltet, og stiger sjelden over 30 km.
Iståke og skyer er også vanlig nær polarhettene om vinteren (polar dis), men her kan de"fall" under 10 km.
Skyer kan få en blekrosa farge når ispartikler blandes med støv som heves fra overflaten.
Skyer med en lang rekke former er registrert, inkludert bølgete, stripete og cirrus.
Mars-landskap fra menneskelig høyde
For første gang å se hvordan overflaten til Mars ser ut fra høyden til en høy mann (2,1 m) tillot "armen" til curiosity-roveren bevæpnet med et kamera i 2012. Foran robotens forbløffede blikk dukket det opp en "sand", grus-gruset slette, oversådd med små brostein, med sjeldne flate utspring, muligens berggrunn, vulkanske bergarter.
Et kjedelig og monotont bilde på den ene siden ble livnet opp av den kuperte ryggen på kanten av Gale-krateret, og på den andre siden av den svakt skrånende massen til Mount Sharp, 5,5 km høy, som var gjenstand for romfartøyets jakt.
Når de planla ruten langs bunnen av krateret, hadde forfatterne av prosjektet tilsynelatende ikke engang mistanke om at overflaten til Mars, tatt av Curiosity-roveren, ville være så mangfoldig og heterogen, i motsetning til forventning om å se bare en kjedelig og monoton ørken.
På vei til Mount Sharp måtte roboten overvinne sprukne, flate flate overflater, slake skråninger av vulkansk-sedimentære (bedømt etter den lagdelte teksturen på brikkene) steiner, samt blokkkollapser av mørk blåaktig vulkanske bergarter med cellulær overflate.
Apparatet underveis skjøt mot "angitt ovenfra" mål (brostein) med laserpulser og boret små brønner (opptil 7 cm dype) for å studere prøvenes materialsammensetning. Analysen av det oppnådde materialet, i tillegg til innholdet av steindannende elementer som er karakteristiske for bergarter med grunnleggende sammensetning (bas alter), viste tilstedeværelsen av forbindelser av svovel, nitrogen, karbon, klor, metan, hydrogen og fosfor, det vil si, "komponenter i livet".
I tillegg ble det funnet leirmineraler, dannet i nærvær av vann med nøytral surhet og lav s altkonsentrasjon.
Basert på denne informasjonen, i forbindelse med tidligere innhentet informasjon, var forskere tilbøyelige til å konkludere med at det for milliarder av år siden var flytende vann på overflaten av Mars, og atmosfærens tetthet er mye høyere enn i dag.
Morning Star of Mars
Helt siden romfartøyet Mars Global Surveyor gikk i bane rundt den røde planeten i en avstand på 139 millioner km rundt verden i mai 2003, er det slik jorden ser ut fra overflaten til Mars.
Men faktisk ser planeten vår ut derfra omtrent slik vi ser Venus i morgen- og kveldstimene, bare glødende i den brunlige sorten på marshimmelen, en ensom (bortsett fra den svakt gjenkjennelige månen) liten prikk er litt lysere enn Venus.
Det første bildet av jorden fra overflaten varlaget i den lille timen fra Spirit-roveren i mars 2004, og jorden poserte "hånd i hånd med månen" for romfartøyet Curiosity i 2012, og det ble enda "vakkere" enn første gang.
