Marsovska površina. Zanimljive činjenice o površini Marsa (15 fotografija). Mars jutarnja zvijezda

- četvrti planet u Sunčevom sustavu u smislu udaljenosti od Sunca. Njegovo ime dolazi od imena boga rata, što je vjerojatno zbog povezanosti s crvenom bojom planeta. Mars se može vidjeti golim okom. Podaci dobiveni kao rezultat istraživačkih aktivnosti međuplanetarnih automatskih stanica omogućili su izvlačenje zaključaka o postojećoj sličnosti ovog planeta sa Zemljom. Tehničko slijetanje na Mars izvršeno je relativno nedavno.

Moguće je primijetiti sličnost lunarne i marsovske površine, iako je morfologija krajolika potonjeg složenija: postoji veliki broj kratera, ravnica, kanjona i vulkana.

Treba napomenuti prisutnost vode (posebno u regijama stupova) u podzemnim slojevima tla. Taj se fenomen naziva permafrost.
Kao i na Zemlji, zbog nagiba osi rotacije na Marsu dolazi do promjene godišnjih doba s promjenom temperature površine planeta. Prosječna temperatura je 40 ° C, ljeti do -14 ° C, zimi do - 120 ° S.

Geološku strukturu Marsa ne karakteriziraju tektonske ploče. Hlađenje i posljedično povećanje debljine kore nisu pridonijeli stvaranju tektonskih ploča. Drugim riječima, Mars je jedna ploča s endogenom, tj. "Unutarnje" (na primjer, izbočine lava u plaštu, vulkani) i vanjske karakteristike (utjecaji meteorita, koji su oštetili koru).

Postoji značajna razlika između dviju hemisfera planeta: glatke ravnice prevladavaju na sjevernoj hemisferi i postoji umjeren broj kratera, na južnoj hemisferi ima 5 puta više kratera. Te se razlike mogu objasniti prastarijim podrijetlom južne hemisfere - prije otprilike 3,8 milijardi godina, u to vrijeme došlo je do aktivnog bombardiranja meteorita u Sunčevom sustavu.

Između obje polutke proteže se površina s osebujnom morfologijom krajolika, ime je Tarsis. Na ovom se području nalaze vulkanske formacije, planine Arsia, Pavonis, Askreus, Olympus, kao i dolina Marineris i čitav sustav kanjona.

Riječni kanali

Na površini Marsa su vidljive formacije, slične riječnim koritima na Zemlji. Neki od njih su široki i do 200 km.

Takozvani kanali dijele se na dvije vrste: prvi su male, vijugave formacije s riječnim granama. Drugi je predstavljen kao duboki kanal, a njegove su dimenzije iste.

Postoje dvije hipoteze o podrijetlu ovog fenomena. Prema prvom govorimo o postojanju različitih rijeka na površini planeta u umjerenoj klimi. Prema drugoj hipotezi, ti kanali predstavljaju zaostalu pojavu nakon oštrog i naglog stvaranja vodenih struja kao posljedica loma kore. Kao potvrdu ove teorije navode se doline Marineris duljine veće od 5000 km, presječene kanalima vodenih tokova koji su se, čini se, iznenada pojavili.

oceani

Unatoč trenutnoj suhoj i hladnoj klimi Marsa, postoje dokazi o razornoj aktivnosti vode i leda na planeti. Kanali nepostojećih rijeka, ravnice prekrivene ledom, permafrostom i ledenim kapama - sve to svjedoči o činjenici da je u nekom razdoblju geološke povijesti Marsa klima bila umjerena, pa je, prema tome, na površini planete bilo vode.

Prve geološke ere bile su karakterizirane udarnim meteoritskim bombardiranjima i čestim erupcijama vulkana. U tom se razdoblju primjećuje uništavanje, erozija kratera pod utjecajem vode, istovremeno se formiraju korita rijeka. Prisutnost vode neophodne za erozivne pojave ne može biti posljedica samo topljenja i sakupljanja vode u permafrost.

Vjerojatno je i postojanje hidrodinamičkog ciklusa koje karakterizira prisustvo vodene pare u atmosferi. Gledano korito rijeke ukazuje na to da je klima nekada bila umjerena. U vezi s tim, moguće je pretpostaviti postojanje u dalekoj prošlosti oceana s uobičajenim vodenim ciklusom - mislimo na isparavanje vode, njezinu kondenzaciju u oblacima i daljnje izbijanje na površinu. Završetak ovog ciklusa i kasnija adsorpcija vode poroznim stijenama mogu biti povezani s malom masom planete, ona ne može zadržati plinove koji čine atmosferu.

Nakon prvih faza evolucije planeta s karakterističnom umjerenom klimom, dolaze druga vremena. Upravo u tom razdoblju nastaje ocean na površini planeta. To objašnjava podrijetlo dolina Marineris, vodenih kanala i ostalih pukotina koje postoje na površini Tarsisa. Nastanak oceana na površini Marsa može se argumentirati krivom permafrosta kao posljedicom vulkanske aktivnosti. Kanjon je također smješten u blizini vulkanskih građevina.

Prisutnost vode uzrokuje promjene u atmosferi - vodena para i ugljični dioksid s površine ulaze u nju. Učinak staklenika napreduje, što rezultira porastom temperature, zbog čega se polarne kape planeta tope. Kao posljedica ovih pojava, apsorpcija vode započinje, sporo i dugo u vremenu, poroznom površinom planeta. Daljnji se događaji razvijaju na sljedeći način - reflektivnost planete se povećava (zbog leda koji prekriva površinu) njegova temperatura opada. Ciklus završava. Voda apsorbira površinu Marsa.

S vremenom se unutarnja temperatura planeta smanjuje, vulkanska aktivnost se smanjuje. Klima se stabilizira.

Atmosfera

Zahvaljujući istraživanjima provedenim uz pomoć međuplanetarnih automatskih stanica, uspostavljen je sastav Marsove atmosfere - sastoji se od 96% ugljičnog dioksida, 2,7% dušika i 1,6% argona. Kisik je samo 0,13%, a vodena para 0,03%. Površinski je tlak nizak, šest tisuća zemljinog tlaka. Pretpostavimo da astronaut slijeta na Mars. Što će vidjeti? Nebo je crvenkasto zbog čestica prašine koje nosi vjetar. Zbog niske gustoće, sunčeve zrake ne zagrijavaju planet, postoji značajna razlika u temperaturi između strujanja zraka. Marsovi oblaci sastavljeni su od vode i ugljičnog dioksida i izgledaju poput naših oblaka cirusa. Marsovski oblaci uglavnom prate reljefne obrise planeta.

marsov satelitski let

Na prvi pogled površina Marsa nalikuje mjesecu. Međutim, u stvarnosti je reljef raznolikiji. Kroz Marsovu dugu geološku povijest njegova je površina izmijenjena vulkanskim erupcijama i Marsquakesima. Duboke ožiljke na licu boga ostavili su meteoriti, vjetar, voda i led.

Površina planeta sastoji se od dva suprotna dijela: drevnog gorja koje pokriva južnu polutku i mlađe ravnice koncentrirane u sjevernim širinama. Uz to, postoje 2 velike vulkanske regije - Elysium i Farsis. Razlika u nadmorskoj visini između planinskih i nizinskih područja doseže 6 km.

Alpski dio sačuvao je tragove aktivnog bombardiranja meteora koji se dogodio prije oko 4 milijarde godina. Krateri meteorita pokrivaju 2/3 površine planeta. Na starim planinama gotovo ih je toliko kao i na Mjesecu. No mnogi su marsovski krateri uspjeli "izgubiti oblik" zbog vremenskih neprilika. Neki su, po svemu sudeći, jednom bili isprani potocima vode.

Vulkanska aktivnost oblikovala je sjevernu hemisferu. Neke su ravnice potpuno prekrivene drevnim magnetskim stijenama. Po površini su se širili tokovi tekuće lave, smrznuli su se, kroz njih su tekli novi potoci. Te okamenjene "rijeke" koncentrirane su oko velikih vulkana. Na krajevima jezika lave uočene su građevine slične zemaljskim sedimentnim stijenama. Vjerojatno, kada su se žarne eruptivne mase otopile slojeve podzemnog leda, na površini Marsa formirale su se prilično velike vode koje su se postupno osušile. Interakcija lave i podzemnog leda dovela je i do pojave brojnih brazda i pukotina. U nizinama sjeverne hemisfere, daleko od vulkana, protežu se pješčane dine. Posebno ih je mnogo u blizini sjeverne polarne kape.

Znanstvenici vjeruju da se površinska voda pohranjuje u obliku ledenih blokova ukopanih u zemlju, posebno u polarnim regijama. Marsove polarne kape su višeslojne. Donji, glavni sloj, debljine nekoliko kilometara, formiran je običnim vodenim ledom pomiješanim s prašinom, koji se zadržava i ljeti. To su trajni šeširi. Uočene sezonske promjene polarnih kapa nastaju zbog gornjeg sloja debljine manjeg jednog metra, koji se sastoji od čvrstog ugljičnog dioksida, takozvanog "suhog leda". Područje obuhvaćeno ovim slojem brzo raste zimi, dosežući paralelu od 50 stupnjeva, a ponekad prelazi i ovu granicu. U proljeće, kako temperatura raste, ovaj sloj isparava i ostaje samo stalna kapa.

Krajem 19. stoljeća talijanski astronomi A. Secchi i J. Schiaparelli izvijestili su da su u više navrata vidjeli tanke duge tamne linije koje nalikuju mreži kanala, koja povezuje polarnu i umjerenu zonu planeta. Američki astronom P. Lovell sugerirao je da su kanali umjetnog podrijetla. Međutim, nisu svi astronomi podijelili ovo mišljenje. Stvar je u tome što su te linije bile na granici razlučivosti. U takvim se slučajevima pojedine točke vizualno kombiniraju u linije. Fotografije svemirske stanice s površine Marsa prikazuju mnoge doline i pukotine, ali nisu se uspjele uskladiti s kanalima prikazanim na Schiaparellijevim kartama.

Površinu Marsa karakterizira globalna asimetrija u raspodjeli niskih područja - ravnica, koje čine 35% cijele površine, i povišenih područja prekrivenih mnogim kraterima. Većina ravnica smještena je na sjevernoj polutki. Granica između njih u više je slučajeva predstavljena posebnom vrstom reljefa - mesasima, prekrivenim brežuljcima ravnog vrha i grebena.

U blizini ekvatora Marsa, u području zvanom Tarsis, nalaze se vulkani kolosalne veličine. Tarsis je naziv koji astronomi daju brdu širokom 400 km i visokom oko 10 km.

Na ovoj visoravni postoje četiri vulkana od kojih je svaki samo div u usporedbi s bilo kojim zemaljskim vulkanom. Najveličanstveniji vulkan u Tarsisu, brdo Olympus, izdiže se 27 km iznad okolnog područja. Oko dvije trećine površine Marsa je planinsko, s mnogim udarnim kraterima okruženim krhotinama. U blizini vulkana Tarsis, golemi sustav kanjona zmije oko četvrtine ekvatora. Četiri divovska izumrla vulkana uzdižu se iznad okolnog područja do visine od 26 km. Najveća od njih - planina Olympus, koja se nalazi na zapadnom rubu planine Tarsis, ima bazu promjera 600 km i kaldera na vrhu promjera 60 km. Tri vulkana: Mount Askriyskaya, Mount Peacock i Mount Arsia nalaze se na jednoj ravnoj liniji na vrhu planine Tarsis, visine oko 9 km. Vulkani se uzdižu 17 km iznad Tharsisa. Na Marsu je pronađeno više od 70 izumrlih vulkana, ali oni su znatno manji i po površini i po visini.

Pod površinom Marsa u nekim se područjima nalazi sloj permafrosta debljine nekoliko kilometara. Na takvim područjima na površini u blizini kratera vidljivi su smrznuti fluidizirani tokovi, neobični za zemaljske planete, po kojima se može prosuditi prisutnost podzemnog leda. S izuzetkom ravnica, površina Marsa je visoko kreirana. Krateri obično izgledaju erodiranije od onih na Merkuru ili Mjesecu. Tragovi erozije vjetra mogu se vidjeti posvuda.

"Val potamnjenja" površinskih područja, promatran promjenom godišnjih doba, objašnjava se promjenom smjera vjetrova, koji neprestano pušu s jednog pola na drugi. Vjetar nosi gornji sloj labavog materijala - svijetlu prašinu, otkrivajući područja tamnijih stijena. Tijekom razdoblja kada Mars prolazi perihelijom, povećava se zagrijavanje površine i atmosfere i narušava se ravnoteža marsovskog okoliša. Brzina vjetra povećava se na 69 km na sat, počinju vrtlozi i oluje. Više od milijardu tona prašine podiže se i zadržava u ovjesu, dok se klimatska situacija na cijeloj Marsovskoj lopti dramatično mijenja. Trajanje olujnih oluja ponekad doseže 50 - 100 dana.

Mars pripada zemaljskim planetima, što znači da ima gusta tla. Sadrži mnogo minerala koji sadrže silicij, kisik, metale i druge elemente koji su dio stjenovitih tla. Veći dio površine sastoji se od toleiitnog bazalta, ali istodobno ima više silike od tipičnog bazalta. Općenito, Marsove stijene slične su andezitskim stijenama (vulkanske stijene srednjeg sastava) na Zemlji.

Treba napomenuti da je površina Marsa izrazito heterogena... Ima svjetla područja koja se konvencionalno nazivaju kontinenti. Ti kontinenti zauzimaju do 70% ukupne površine planete. Preostalih 30% su tamna područja. Oni se nazivaju morem. Potonji su koncentrirani u južnoj hemisferi, dok na sjevernoj imaju samo dvije.

Nakon pomnijeg pregleda, tamna područja predstavljaju tamne pruge i mrlje. Smješteni su u blizini kratera, brda i drugih prepreka. Primjetno je da se na strmim padinama udubljenja, doline i kratera redovito pojavljuju tamne pruge. Te pruge su u početku tamne i vremenom postaju svjetlije. Ponekad se pojave sitne mrlje, a zatim se šire kilometrima. Pretpostavlja se da su tamne formacije temeljni slojevi tla koji se pojavljuju na površini nakon jakih prašina.

Zahvaljujući zemljištu Phoenix, postalo je poznato da je marsovsko tlo blago alkalno i da sadrži elemente poput natrija, magnezija, klora, kalija. To su hranjive tvari. Česte su u tlu Zemlje i ključne su za rast biljaka. Eksperimenti su pokazali da tlo na Marsu ima pH 7,7 i sadrži do 0,6% soli perklorata.

Mora se reći da se reljef sjeverne i južne hemisfere izrazito razlikuje u prirodi površine. Južna polutka je ravna brda koja se nalaze 1-2 km iznad prosječne razine planeta. Njegova je osobitost to što je isprekidana kraterima starim 3-4 milijarde godina.

Sjeverna hemisfera To je nisko ležeća glatka ravnica s najmanje kratera. No u području ekvatora nalaze se vulkanske visoravni Tarsis (Tarsis) i Elysium (Elysium). Tarsis se proteže na 2 tisuće km u blizini ekvatora. Izdiže se 10 km iznad razine planeta. Ima ogromne vulkanske planine: Arsia s visinom od 19 km, Askreus s visinom od 18 km i Pavonis (Pavlina) s 14 km visine.

Mount Olympus

Na udaljenosti od 1600 km od Tarsisa je Elizejska visoravan. Njegova visina iznad razine planeta doseže 5 km. Elysia također ima tri vulkanska vrha. Najviši od njih je Mount Elysium. Njegova visina iznad visoravni je 9 km. 5 km ispod nje nalazi se kupola Hecate i kupola Albora. Na vrhovima ovih planina nalaze se kaldere. Kod Elysium i Hecate njihov je promjer 14 km, a kod kupole Albor promjer kaldere je 30 km na dubini od 3 km.

Sve ove vulkanske formacije na površini Marsa izgledaju krajnje grandiozno i \u200b\u200bveličanstveno. Ali oni nisu za utakmicu mount Olympus... To je najveći ugasli vulkan u Sunčevom sustavu. Nalazi se blizu sjeverozapadnog ruba Tarsiske visoravni. Njegova visina iznad prosječne razine planeta je 27 km. A promjer područja koje pokriva prelazi 550 km. Na vrhu ovog giganta nalazi se kaldera. Promjer mu dostiže 60 km na dubini od 3 km.

Ono što je još značajno na površini Marsa je dolina Mariner. Ovo je tektonska rasjeda koja prelazi visoravan Tarsis (Tarsis). Duljina ove greške prelazi 4 tisuće km, što je ¼ opsega planeta. Širina mu doseže 600 km, a dubina od prosječne razine planeta 7-10 km. Padine doline strme su, pa ih zato karakteriziraju klizišta koja se smatraju najvećim u Sunčevom sustavu.

Zimi raste motke na Marsu

Polovi planeta prekriveni su ogromnim ledenim formacijama - polarnim kapama, koje se sastoje od svjetovnog vodenog leda (70%) i sezonskog smrznutog ugljičnog dioksida. Oni dostižu svoju najveću veličinu zimi, a smanjuju ljeti. To oslobađa ugljični dioksid, stvarajući jake vjetrove. Njihova brzina doseže 400 km / h. Oni nose veliku količinu prašine i isparenja, dok koncentracija ugljičnog dioksida u atmosferi raste i nastaju formacije, slične oblacima cirusa na Zemlji.

Nepromjenjivi dio sjeverne polarne kape ima promjer od 1000 km i debljinu 2 km. Na južnoj polarnoj kapici odgovarajući promjer je 350 km s debljinom od 3 km. Gejzeri su karakteristični za južnu polarnu kapu u proljeće. Grijanjem prema gore pod velikim pritiskom ugljični dioksid izlazi, podižući pijesak i prašinu na površinu Marsa. Zimi se polarne kape šire i pokrivaju do 30% površine planeta.

Ova je formacija vrlo slična osušenom koritu rijeke.

Primjetne su geološke formacije koje nalikuju presušenim koritima rijeka. Pretpostavlja se da su nastale kao rezultat nekih katastrofalnih događaja, a ne uopće zato što je voda nekoć prskala na tim mjestima. Međutim, neki stručnjaci vjeruju da su u određenim geološkim intervalima rijeke tekle preko planeta i postojao je riječni sustav.

Obično se naziva četvrta planeta Sunčevog sustava, a to je Mars crveni planet... To se objašnjava činjenicom da tlo sadrži nečistoće željezovih oksida, koji mu daju crvenkast ton. Zahvaljujući njemu, stari Grci su ovaj planet povezivali s bogom rata, budući da njegova boja odgovara boji krvi.

Vladislav Ivanov

Nove slike površine Mars snimljen Mars Global Surveyor-om u prosincu 2000. godine, pokazuju slojeve sedimentne stijene koja se vjerojatno formirala pod vodom u dalekoj prošlosti.

Skupina stručnjaka koja se bavi slikovnim istraživanjima Marskoje je primila stanica Mars Global Surveyor to smatra ti slojevi sedimentnih stijena ukazuju na to jednom površinski Mars bilo je prekriveno brojnim jezerima i plitkim morima ... U marsovskim kraterima jasno su vidljivi redovi naslaga koji bi se teško mogli formirati bez sudjelovanja vode. Takve slojevite stijene su rasprostranjene na Zemlji na mjestima gdje je ikad bilo jezera.

Fotografije (pogledajte fotografije u odjeljku Galerija slika) prikazuju zapadni dio dubokog kanjona velikog marsijskog kanjona Valles Marinaris. Ujednačeni, ponavljajući obrazac sugerira da se taloženje redovito događalo. Iste građe pronađene na Zemlji obično su posljedica dugotrajne sedimentne posteljine koja se javlja pod vodom.

Područja prekrivena sedimentnim slojevima raspršena su po cijeloj površini Mars... Smješteni su uglavnom unutar kratera kao što su Terra Western Western Arabia, Terra Meridiani, Hellas i u pukotinama Grand Canyon Valles Marineris. Znanstvenici uspoređuju te slojeve sa sličnim zemaljskim građevinama na jugozapadu Sjedinjenih Država, poput Grand Canyona i Pisane pustinje u Arizoni.

Istraživači ne isključuju drugu mogućnost formiranja slojevitih struktura... U dalekoj prošlosti Mars je imao gušću atmosferu s više prašine. Česte olujne oluje mogle bi dovesti do stvaranja takvih struktura, slično fosilnim sedimentnim naslagama. Potrebno je više istraživanja kako bi se razriješila misterija njihova nastanka.

Dok se čini da su mnogi slojeviti sedimenti u kraterima i pukotinama na Marsu stepenaste litice sličnih materijala, drugi su glatki, zaobljeni, s naizmjeničnim svijetlim i tamnim prugama. Primjer za to je južni krater Holden, širok 141 km. Dolina Uzboi Vallis pridružuje joj se s jugozapada. Nedaleko od ove doline, u krateru, kamere Mars Global Surveyor-a zabilježile su zaobljene, nagnute strukture sastavljene od naizmjeničnih svijetlih i tamnih pruga.

Površinski reljef

Teleskopske studije Mars otkriven svojstva kao što su sezonske promjene na njenoj površini... To se prije svega odnosi na "bijele polarne kape", koje se počinju povećavati s početkom jeseni (na odgovarajućoj hemisferi), a na proljeće se "tope" prilično primjetno, a "stupovi zagrijavanja" šire se sa stupova. Pretpostavlja se da su ti valovi povezani s širenjem vegetacije po površini. Marsmeđutim, kasniji podaci prisiljeni su napustiti ovu hipotezu.

Značajan dio površine Mars predstavlja svjetlija područja ("kontinenti"), koja imaju crvenkasto-narančastu boju; 25% površine - tamnija "mora" sivo-zelene boje, čija je razina niža od "kontinenata"... Razlike u visini vrlo su značajne i iznose oko 14-16 km u ekvatorijalnoj regiji, ali postoje i vrhovi koji se puno više uzdižu, na primjer, Arsia (27 km) i Olympus (26 km) u povišenoj regiji Tarais na sjevernoj hemisferi.

zapažanja Mars sa satelita otkrivaju jasne tragove vulkanizam i tektonska aktivnost- rasjeci, klance s razgranatim kanjonima, od kojih su neke duge stotine kilometara, nekoliko desetaka široke i nekoliko kilometara duboke. Najveća rasjeda - „Mariner Valley“ - u blizini ekvatora proteže se na 4000 km sa širinom do 120 km i dubinom od 4-5 km.

Krateri udara na Marsu su plitkiji nego na Mjesecu i Merkuru, ali dublji nego na Veneri. Međutim, vulkanski krateri dosežu ogromne veličine... Najveći od njih - Arsia, Acreus, Pavonis i Olympus - dosežu 500-600 km u podnožju i više od dvadeset kilometara visine. Promjer kratera u Arsiji je 100, a na Olimpu - 60 km (za usporedbu - kod najvećeg vulkana na Zemlji, Mauna Loa na Havajskim otocima, promjer kratera je 6,5 km). Istraživači su zaključili da su vulkani djelovali relativno nedavno, naime prije nekoliko stotina milijuna godina.

Nada ljudi da će naći „braću na umu“ oživjela je s novom energijom nakon A. Secchija 1859., a posebno D. Sciparellija 1887. (godina velikog protivljenja) iznijela senzacionalnu hipotezu da je Mars prekriven mrežom umjetnih kanala povremeno napunjenih vodom. Pojava snažnijih teleskopa, a potom i svemirskih letjelica, nije potvrdila ovu hipotezu. Površinski Mars Čini se da je bezvodna i beživotna pustinja, nad kojom bjesne oluje, podižući pijesak i prašinu na visinu od nekoliko desetaka kilometara. Tijekom ovih oluja, brzina vjetra doseže stotine metara u sekundi. Konkretno, gore spomenuti "valovi zagrijavanja" sada su povezani s transportom pijeska i prašine.

Mars je četvrti planet u našem Sunčevom sustavu i drugi najmanji nakon Merkura. Ime je dobio po starom rimskom bogu rata. Njegov nadimak "Crvena planeta" dolazi od crvenkaste nijanse površine, što je posljedica prevladavanja željeznog oksida. Svakih nekoliko godina, kada se Mars nalazi u suprotnosti sa Zemljom, to se najviše vidi na noćnom nebu. Zbog toga su ljudi promatrali planet tisućljećima, a njegova pojava na nebu igrala je veliku ulogu u mitologiji i astrološkim sustavima mnogih kultura. U moderno doba postalo je prava riznica znanstvenih otkrića koja su proširila naše razumijevanje Sunčevog sustava i njegove povijesti.

Veličina, orbita i masa Marsa

Polumjer četvrtog planeta od Sunca je oko 3396 km na ekvatoru i 3376 km u polarnim regijama, što odgovara 53%. Iako je otprilike polovica, masa Marsa je 6.4185 x 10²³ kg, odnosno 15.1% mase našeg planeta. Nagib osi sličan je Zemljinoj i jednak je 25,19 ° prema orbitalnoj ravnini. To znači da četvrta planeta sa Sunca također doživljava promjenu godišnjih doba.

Na najvećoj udaljenosti od Sunca, Mars orbitira na udaljenosti od 1.666 AU. e., odnosno 249,2 milijuna km. U periheliju, kada je najbliža našoj zvijezdi, udaljena je 1,3814 AU. e., odnosno 206,7 milijuna km. Crvenom planetu je potrebno za orbitu oko Sunca 686.971 zemaljskog dana, što je ekvivalent 1,88 zemeljskih godina. U marsovske dane, koji su na Zemlji jednaki jednom danu i 40 minuta, godina traje 668.5991 dan.

Sastav tla

S prosječnom gustoćom od 3,93 g / cm³, ova karakteristika Marsa čini ga manje gustim od Zemlje. Njegov volumen je oko 15% volumena našeg planeta, a njegova masa je 11%. Crveni Mars posljedica je prisutnosti željeznog oksida na površini, poznatijeg kao hrđa. Prisutnost drugih minerala u prašini osigurava prisutnost drugih nijansi - zlatne, smeđe, zelene itd.

Ova zemaljska planeta bogata je mineralima koji sadrže silicij i kisik, metale i druge tvari koje se obično nalaze u stjenovitim planetima. Tlo je blago alkalno i sadrži magnezij, natrij, kalij i klor. Eksperimenti provedeni na uzorcima tla također pokazuju da je njegov pH 7,7.

Iako tekuća voda ne može postojati zbog svoje tanke atmosfere, velike koncentracije leda koncentrirane su unutar polarnih kapa. Pored toga, pojas permafrosta proteže se od pola do 60 ° širine. To znači da voda postoji na većem dijelu površine kao smjesa čvrstog i tekućeg stanja. Radarski podaci i uzorci tla potvrdili su prisutnost i u srednjim širinama.

Unutarnja struktura

Planeta Mars, stara 4,5 milijardi godina, sastoji se od guste metalne jezgre okružene silikonskim plaštom. Jezgra je sastavljena od željeznog sulfida i sadrži dvostruko više svjetlosnih elemenata od jezgre Zemlje. Prosječna debljina kora je oko 50 km, maksimalna 125 km. Ako uzmemo u obzir da je Zemljina kora, čija je prosječna debljina 40 km, 3 puta tanja od Marsove.

Trenutačni modeli njegove unutarnje strukture sugeriraju da je jezgra u radijusu od 1700-1850 km i da se sastoji pretežno od željeza i nikla s oko 16-17% sumpora. Zbog manje veličine i mase, sila gravitacije na površini Marsa iznosi samo 37,6% od sile na Zemlji. ovdje je ona jednaka 3.711 m / s², u usporedbi s 9.8 m / s² na našem planetu.

Karakteristike površine

Crveni Mars je prašnjav i suh odozgo, a geološki je vrlo sličan Zemlji. Ima ravnice i planinske lance, pa čak i najveće pješčane dine u Sunčevom sustavu. Tu je i najviša planina - štit vulkana Olympus, a najduži i najdublji kanjon - dolina Mariner.

Krateri udara tipične su krajobrazne značajke na kojima se nalazi točka Marsa. Njihova se starost procjenjuje na milijarde godina. Zbog sporog stupnja erozije, dobro se čuvaju. Najveća od njih je dolina Hellas. Krater ima opseg od oko 2300 km, a njegova dubina doseže 9 km.

Pljuskovi i kanali također se mogu razlikovati na površini Marsa, a mnogi znanstvenici vjeruju da je voda jednom tekla kroz njih. Uspoređujući ih sa sličnim formacijama na Zemlji, može se pretpostaviti da su barem djelomično formirane vodenom erozijom. Ti su kanali prilično veliki - 100 km široki i 2 tisuće km.

Mjeseci Marsa

Mars ima dva mala mjeseca, Phobosa i Deimosa. Otkrio ih je 1877. astronom Asaf Hall i nazvani su po mitskim likovima. U skladu s tradicijom dobivanja imena iz klasične mitologije, Phobos i Deimos su sinovi Ares, grčki bog rata koji je bio prototip rimskog Marsa. Prvo je strah, a drugo zbunjenost i užas.

Phobos je promjera oko 22 km, a udaljenost od Marsa je 9234,42 km u perigeju i 9517,58 km u apogeju. To je ispod sinkrone nadmorske visine, a satelitu je potrebno samo 7 sati da kruži oko planete. Znanstvenici su izračunali da bi za 10-50 milijuna godina Fobos mogao pasti na površinu Marsa ili se raspasti u prstenastu strukturu oko njega.

Deimos ima promjer oko 12 km, a njegova udaljenost do Marsa je 23455,5 km u perigeju i 23470,9 km u apogeju. Satelit čini potpunu revoluciju za 1,26 dana. Mars također može imati dodatne satelite promjera manje od 50-100 m, a između Phobosa i Deimosa nalazi se prsten od prašine.

Prema znanstvenicima, ti su sateliti nekad bili asteroidi, ali tada ih je osvojila gravitacija planeta. Niski albedo i sastav oba mjeseca (karbonatni hondrit), sličan asteroidnom materijalu, podržavaju ovu teoriju, a čini se da Phobosova nestabilna orbita sugerira nedavno snimanje. Međutim, orbite oba mjeseca su kružne i u ekvatorijalnoj ravnini, što je neobično za zarobljena tijela.

Atmosfera i klima

Vremenske prilike na Marsu nastaju zbog prisutnosti vrlo tanke atmosfere, koja je 96% ugljičnog dioksida, 1,93% argona i 1,89% dušika, kao i tragova kisika i vode. Vrlo je prašnjav i sadrži čestice promjera 1,5 mikrona što Marsovsko nebo pretvara u tamno žuto kad se gleda s površine. Atmosferski tlak varira u rasponu od 0,4-0,87 kPa. To je ekvivalentno otprilike 1% razine zemaljskog mora.

Zbog tankog sloja plinske ljuske i veće udaljenosti od Sunca, površina Marsa zagrijava se puno gore od površine Zemlje. U prosjeku je -46 ° C. Zimi se na polovima spusti na -143 ° C, a ljeti u podne na ekvatoru dosegne 35 ° C.

Na planeti bjesne prašine koje se pretvaraju u male tornada. Snažniji uragani nastaju kada se prašina digne i zagrije Sunce. Vjetrovi se pojačavaju, stvarajući oluje, čija se veličina mjeri u tisućama kilometara, a njihovo trajanje je nekoliko mjeseci. Oni praktički skrivaju gotovo cjelokupnu površinu Marsa od pogleda.

Tragovi metana i amonijaka

Pronađeni su i tragovi metana u atmosferi planeta, u koncentraciji od 30 dijelova na milijardu. Procjenjuje se da bi Mars trebao proizvoditi 270 tona metana godišnje. Jednom kad se pusti u atmosferu, taj plin može postojati samo ograničeno vrijeme (0,6-4 godine). Njegova prisutnost, unatoč kratkom vijeku trajanja, ukazuje na to da aktivni izvor mora postojati.

Potencijalne mogućnosti uključuju vulkansku aktivnost, komete i prisutnost metanogenih oblika mikrobnog života ispod površine planeta. Metan se može proizvesti nebiološkim procesima zvanim serpentinizacija, koji uključuju vodu, ugljični dioksid i olivin koji su uobičajeni na Marsu.

Express je također pronašao amonijak, ali s relativno kratkim vijekom trajanja. Nije jasno što ga proizvodi, ali vulkanska aktivnost je sugerirana kao mogući izvor.

Istraživanje planeta

Pokušaji otkriti što je Mars započeo u 1960-ima. U razdoblju od 1960. do 1969. godine, Sovjetski Savez je na Crveni planet lansirao 9 bespilotnih letjelica, ali svi nisu mogli doći do cilja. 1964. NASA je počela lansirati Marinerove sonde. Prvi su bili Mariner-3 i Mariner-4. Prva misija nije uspjela tijekom raspoređivanja, ali druga, pokrenuta 3 tjedna kasnije, uspješno je završila 7,5 mjesečno putovanje.

Mariner 4 napravio je prve krupne slike Marsa (na kojima su prikazani udarni krateri) i pružio je točne podatke o atmosferskom tlaku na površini i zabilježio je nepostojanje magnetskog polja i zračnog pojasa. NASA je nastavila program lansiranjem još jednog para letećih sondi, Mariner 6 i 7, koji je na planetu stigao 1969. godine.

U 1970-ima, SSSR i Sjedinjene Države natjecale su se tko će prvi izbaciti umjetni satelit u orbitu Marsa. Sovjetski program M-71 uključivao je tri svemirske letjelice - Kosmos-419 (Mars-1971C), Mars-2 i Mars-3. Prva teška sonda srušila se tijekom lansiranja. Naredne misije, Mars 2 i Mars 3, bile su kombinacija orbitera i landera i postale su prve stanice koje su sletjele izvanzemaljcima (osim Mjeseca).

Uspješno su lansirani sredinom svibnja 1971. i letjeli su sa Zemlje na Mars sedam mjeseci. 27. studenog vozilo spuštanja Mars-2 izvršilo je hitno slijetanje zbog kvara na brodu i postalo je prvi umjetni objekt koji je izašao na površinu Crvene planete. Mars 3, 2. prosinca, izvršio je redovito slijetanje, ali njegov je prijenos prekinut nakon 14.5 s emitiranja.

U međuvremenu, NASA je nastavila s programom Mariner, a 1971. lansirane su sonde 8 i 9. Mariner 8 tijekom lansiranja i uranjale u Atlantski ocean. No, druga svemirska letjelica ne samo da je stigla do Marsa, već je postala i prva uspješno lansirana u svoju orbitu. Dok je trajala olujna prašina planetarnih razmjera, satelit je uspio snimiti nekoliko fotografija Phobosa. Kad se oluja smirila, sonda je snimila slike koje su pružale detaljnije dokaze da je voda jednom tekla na površinu Marsa. Utvrđeno je da je brdo nazvano Olimpske snijege (jedan od rijetkih objekata koji su ostali vidljivi tijekom planetarne olujne prašine) ujedno i najviša formacija u Sunčevom sustavu, što je dovelo do preimenovanja u planinu Olimp.

1973. Sovjetski Savez poslao je još četiri sonde: četvrti i peti Mars orbite, te orbitalne i spuštajuće sestre Marsa 6 i 7. Sve interplanetarne stanice, osim Marsa 7, prenijele su podatke , a najuspješnija je bila ekspedicija Mars-5. Prije ublažavanja pritiska kućišta predajnika, stanica je uspjela prenijeti 60 slika.

Do 1975. NASA je lansirala Viking 1 i 2 koji se sastojao od dva orbitera i dva ponovno postavljena vozila. Misija na Mars bila je usmjerena na pronalaženje tragova života i promatranje njegovih meteoroloških, seizmičkih i magnetskih karakteristika. Rezultati bioloških eksperimenata na vikinškoj obali nisu bili uvjerljivi, ali ponovna analiza podataka, objavljena 2012. godine, ukazivala je na znakove života mikroba na planeti.

Orbiteri su pružili dodatne podatke koji potvrđuju da je jednom na Marsu bila voda - velike poplave formirale su duboke kanjone, tisuće kilometara duge. Uz to, područja razgranatih potoka na južnoj hemisferi sugeriraju da su se i ovdje jednom dogodile oborine.

Nastavak letova

Četvrti sunčev planet nije istražen sve do 1990-ih, kada je NASA pokrenula misiju Mars Pathfinder, koja se sastojala od svemirskog broda koji je sletio na stanicu s rotirajućom sondom Sojourner. Uređaj je sletio na Mars 4. srpnja 1987. i dokazao održivost tehnologija koje će se koristiti u daljnjim ekspedicijama, poput slijetanja zračnim jastucima i automatskog izbjegavanja prepreka.

Sljedeća misija na Mars je kartografski satelit MGS, na planetu je stigao 12. rujna 1997., a počeo je s radom u ožujku 1999. Tijekom jedne pune marsovske godine s malene visine u gotovo polarnoj orbiti, proučio je cijelu površinu i atmosferu i poslao više podataka o planeti nego sve prethodne misije zajedno.

5. studenoga 2006., MGS je izgubio kontakt sa Zemljom, a napori NASA-e da je obnove prekinuli su 28. siječnja 2007.

2001. godine poslao je Mars Odyssey Orbiter da otkrije što je Mars. Cilj mu je bio tražiti dokaze o postojanju vode i vulkanske aktivnosti na planeti pomoću spektrometra i toplinskih slika. 2002. godine objavljeno je da je sonda otkrila velike količine vodika - dokaz postojanja ogromnih naslaga leda u prva tri metra tla unutar 60 ° Južnog pola.

2. lipnja 2003. lansiran je Mars Express, svemirski brod koji se sastojao od satelita i sonde Beagle-2 za vraćanje. Ušla je u orbitu 25. prosinca 2003., a sonda je istog dana ušla u atmosferu planeta. Prije nego što je ESA izgubio kontakt s zemljom, Mars Express Orbiter je potvrdio prisutnost leda i ugljičnog dioksida na Južnom polu.

2003. godine NASA je započela istraživanje planeta u okviru programa MER. Koristila su dva Mars rovera Spirit i Opportunity. Misija na Mars imala je zadatak ispitati razne stijene i tla kako bi se pronašli dokazi o prisutnosti vode ovdje.

Dana 08.12.55. Lansiran je Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) i stigao je do orbite planete 03/10/06. Vozilo nosi znanstvene instrumente dizajnirane za otkrivanje vode, leda i minerala na i ispod površine. Uz to, MRO će pružati podršku za sve generacije svemirskih sondi, nadgledajući vremenske prilike na Marsu i površinske uvjete, svakodnevno pretražujući buduća mjesta slijetanja i testirajući novi telekomunikacijski sustav koji će ubrzati komunikaciju sa Zemljom.

6. kolovoza 2012., NASA-in znanstveni laboratorij MSL Mars i rover Curiosity sleteli su u Gale Crater. Uz njihovu pomoć učinjena su mnoga otkrića u vezi s lokalnim atmosferskim i površinskim uvjetima, a pronađene su i organske čestice.

18. studenoga 2013., u još jednom pokušaju da otkrijemo što je Mars, lansiran je satelit MAVEN, čija je svrha proučavanje atmosfere i prenošenje signala iz robotskih rovera.

Istraživanje se nastavlja

Četvrta planeta sa Sunca najgledanija je u Sunčevom sustavu nakon Zemlje. Trenutno postaje stanice Opportunity i Curiosity na njegovoj površini, a 5 svemirskih letjelica djeluje u orbiti - Mars Odyssey, Mars Express, MRO, MOM i Maven.

Ove sonde su mogle prenijeti nevjerojatno detaljne slike Crvene planete. Pomogli su otkriti da je tamo nekoć bilo vode i potvrdili su da su Mars i Zemlja vrlo slični - imaju polarne kape, godišnja doba, atmosferu i prisutnost vode. Oni su također pokazali da organski život može postojati i danas i to je najvjerojatnije.

Opsjednutost čovječanstva učenjem Marsa nije umanjena, a naši napori da proučimo njegovu površinu i otkrijemo njezinu povijest daleko su od kraja. U narednim desetljećima ćemo vjerojatno nastaviti slati rovere tamo i prvi put ćemo poslati tamo čovjeka. S vremenom će, s obzirom na raspoloživost potrebnih resursa, četvrti planet sa Sunca jednog dana postati useljiv.