Susipriešinimo dienomis mirganti grėsminga kraujo raudonumo spalva ir sukelianti primityvią mistinę baimę – paslaptinga ir paslaptinga žvaigždė, kurią senovės romėnai pavadino karo dievo Marso (tarp graikų Areso) garbei, vargu ar tiktų moteriškam vardui. Graikai taip pat pavadino jį Faetonu dėl jo „spindinčios ir nuostabios“išvaizdos, kurią Marso paviršius lemia ryškios spalvos ir „mėnulio“reljefas su ugnikalnių krateriais, įdubimais dėl milžiniškų meteorito smūgių, slėnių ir dykumų.
Orbitos charakteristikos
planeta skiriasi 20–30 %.
Vidutinis orbitos greitis yra 24,13 km/s. Marsasvisiškai apskrieja Saulę per 686,98 Žemės paros, o tai du kartus viršija Žemės periodą ir apsisuka aplink savo ašį beveik taip pat, kaip ir Žemė (per 24 valandas 37 minutes). Orbitos pasvirimo kampas į ekliptikos plokštumą, įvairiais skaičiavimais, nustatomas nuo 1,51 ° iki 1,85 °, o orbitos pokrypis į pusiaują yra 1,093 °. Palyginti su Saulės pusiauju, Marso orbita yra pasvirusi 5,65 ° kampu (o Žemė yra apie 7 °). Didelis planetos pusiaujo polinkis į orbitos plokštumą (25,2°) lemia didelius sezoninius klimato pokyčius.
Fizikiniai planetos parametrai
Marsas tarp Saulės sistemos planetų yra septintoje vietoje pagal dydį, o pagal atstumą nuo Saulės užima ketvirtą vietą. Planetos tūris yra 1,638 × 1011 km³, o svoris - 0,105–0,108 Žemės masės (6,441023 kg), todėl tankis yra apie 30% (3,95 g/cm3).). Laisvo kritimo pagreitis Marso pusiaujo srityje nustatomas nuo 3,711 iki 3,76 m/s². Paviršiaus plotas yra 144 800 000 km². Atmosferos slėgis svyruoja 0,7-0,9 kPa ribose. Greitis, reikalingas gravitacijai įveikti (antra erdvė) yra 5 072 m/s. Pietiniame pusrutulyje vidutinis Marso paviršius yra 3–4 km aukščiau nei šiauriniame pusrutulyje.
Klimato sąlygos
Bendra Marso atmosferos masė yra apie 2,51016 kg, tačiau per metus ji labai kinta dėl anglies dvideginio turinčių poliarinių dangtelių tirpimo arba „užšalimo“. Vidutinis slėgis paviršiaus lygyje (apie 6,1 mbar) yra beveik 160 kartų mažesnis nei šalia mūsų planetos paviršiaus, tačiau giliose įdubosepasiekia 10 mbar. Remiantis įvairiais š altiniais, sezoniniai slėgio kritimai svyruoja nuo 4,0 iki 10 mbar.
95,32 % Marso atmosferos sudaro anglies dioksidas, apie 4 % yra argonas ir azotas, o deguonis kartu su vandens garais sudaro mažiau nei 0,2 %.
Labai reta atmosfera negali ilgai išlaikyti šilumos. Nepaisant Marso planetą iš kitų išskiriančios „karštos spalvos“, temperatūra paviršiuje žiemą ašigalyje nukrenta iki -160°C, o vasarą ties pusiauju, per paviršių gali sušilti tik iki +30°C. dienos metu.
Klimatas, kaip ir Žemėje, sezoninis, tačiau dėl Marso orbitos pailgėjimo labai skiriasi sezonų trukmė ir temperatūrų režimas. Vėsus pavasaris ir vasara šiauriniame pusrutulyje kartu trunka daug daugiau nei pusę Marso metų (371 kovo dieną), o žiema ir ruduo trumpi ir vidutinio sunkumo. Pietų vasaros karštos ir trumpos, o žiemos š altos ir ilgos.
Sezoniniai klimato pokyčiai aiškiausiai pasireiškia poliarinių dangtelių, sudarytų iš ledo ir smulkių į dulkes panašių uolienų dalelių, elgsenoje. Šiaurinės poliaus kepurės priekinė dalis gali nutolti nuo ašigalio beveik trečdaliu atstumo iki pusiaujo, o pietinės kepurės riba siekia pusę šio atstumo.
Temperatūra planetos paviršiuje buvo nustatyta jau praėjusio amžiaus 20-ųjų pradžioje termometru, esančiu tiksliai į Marsą nukreipto atspindinčio teleskopo židinyje. Pirmieji matavimai (iki 1924 m.) rodė vertes nuo -13 iki -28 °C, o 1976 m. buvo nurodytos apatinės ir viršutinės temperatūros ribos.į Marsą nusileido erdvėlaivis „Viking“.
Marso dulkių audros
Dulkių audrų „ekspozicija“, jų mastai ir elgesys atskleidė paslaptį, kurią ilgai saugojo Marsas. Planetos paviršius paslaptingai keičia spalvą, žavėdamas stebėtojus nuo seniausių laikų. Paaiškėjo, kad „chameleonizmo“priežastis yra dulkių audros.
Staigūs temperatūros pokyčiai Raudonojoje planetoje sukelia siautančius smarkius vėjus, kurių greitis siekia 100 m/s, o dėl mažos gravitacijos, nepaisant oro plonumo, vėjai į aukštį gali pakelti milžiniškas dulkių mases. daugiau nei 10 km.
Dulkių audras taip pat skatina staigus atmosferos slėgio padidėjimas, kurį sukelia užšalusio anglies dioksido išgaravimas iš žiemos poliarinių dangtelių.
Dulkių audros, kaip rodo Marso paviršiaus vaizdai, erdviškai gravituoja poliarinių dangtelių link ir gali apimti didžiulius plotus, trunkančius iki 100 dienų.
Kitas dulkėtas reginys, kurį Marsas lėmė nenormalūs temperatūros pokyčiai, yra tornadai, kurie, skirtingai nei žemiškieji „kolegos“, klajoja ne tik dykumose, bet ir gyvena ugnikalnių kraterių šlaituose bei smūginių piltuvėlių šlaituose. aukštyn iki 8 km. Jų pėdsakai buvo milžiniški šakotai dryžuoti piešiniai, kurie ilgą laiką išliko paslaptingi.
Dulkių audros ir tornadai dažniausiai kyla per didžiąsias opozicijas, kai pietų pusrutulyje vasara patenka į Marso judėjimo per orbitos tašką, esantį arčiausiai Saulės.planetos (perihelis).
Marso paviršiaus nuotraukos, padarytos Mars Global Surveyor erdvėlaiviu, , skriejančio aplink planetą nuo 1997 m., pasirodė labai vaisingi tornadams.
Vieni tornadai palieka pėdsakus, nušluodami ar įsiurbdami purų paviršinį smulkių dirvožemio dalelių sluoksnį, kiti nepalieka net „pirštų atspaudų“, kiti įniršę piešia įmantrias figūras, dėl kurių buvo vadinamos dulkių velniais. Sūkurukai, kaip taisyklė, veikia pavieniui, tačiau neatsisako ir grupinių „atstovybių“.
Palengvinimo funkcijos
Tikriausiai visiems, kurie apsiginklavę galingu teleskopu pirmą kartą pažvelgė į Marsą, planetos paviršius iš karto priminė Mėnulio kraštovaizdį, ir daugelyje sričių tai tiesa, bet vis tiek Marso geomorfologija savotiška ir unikali.
Regioninės planetos reljefo ypatybės atsiranda dėl jos paviršiaus asimetrijos. Šiauriniame pusrutulyje vyraujantys plokšti paviršiai yra 2–3 km žemiau sąlyginio nulinio lygio, o pietiniame pusrutulyje krateriais, slėniais, kanjonais, įdubimais, kalvomis komplikuotas paviršius yra 3–4 km aukščiau pagrindo lygio. Pereinamoji zona tarp dviejų pusrutulių, 100–500 km pločio, morfologiškai išreikšta beveik 2 km aukščio stipriai erozija milžinišku skardžiu, perimetru apimančiu beveik 2/3 planetos ir pažymėta lūžių sistema.
Pateikiamos vyraujančios Marso paviršių apibūdinančios reljefo formosnusėtas įvairios kilmės krateriais, aukštumais ir įdubimais, apskritų įdubų smūginių struktūrų (daugiažiedių baseinų), linijiškai pailgų aukštumų (gūbrių) ir netaisyklingos formos stačių baseinų.
Plokščios viršūnės pakilimai su stačiais kraštais (mesas), dideli plokšti krateriai (skydiniai ugnikalniai) su eroduotais šlaitais, vingiuoti slėniai su intakais ir šakomis, išlygintos aukštumos (plokštumos) ir atsitiktinai besikeičiančių į kanjoną panašių slėnių (labirintų) sritys) yra plačiai paplitę.
Marsui būdingos skęstančios įdubos su chaotišku ir beformiu reljefu, išplėsti, sudėtingai sukonstruoti laipteliai (gedimai), eilė subparalelinių keterų ir vagų, taip pat didžiulės visiškai „žemiškos“išvaizdos lygumos.
Žiediniai kraterių baseinai ir dideli (daugiau nei 15 km skersmens) krateriai yra būdingi morfologiniai ypatumai daugelyje pietų pusrutulio.
Aukščiausias planetos regionas, pavadintas Tharsis ir Elysium, yra šiauriniame pusrutulyje ir yra didžiulės vulkaninės aukštumos. Beveik 6 km virš lygumos apylinkių iškilęs Tharsio plokščiakalnis driekiasi 4000 km ilgumos ir 3000 km platumos. Plokštumoje yra 4 milžiniški ugnikalniai, kurių aukštis nuo 6,8 km (Alba kalnas) iki 21,2 km (Olimpo kalnas, skersmuo 540 km). Kalnų (vulkanų) viršūnės Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) ir Arsia (Arsia) yra atitinkamai 14, 18 ir 19 km aukštyje. Albos kalnas stovi vienas į šiaurės vakarus nuo griežtos kitų ugnikalnių eilės irTai skydinis vulkaninis statinys, kurio skersmuo apie 1500 km. Olimpo ugnikalnis (Olympus) – aukščiausias kalnas ne tik Marse, bet ir visoje Saulės sistemoje.
Dvi didžiulės dienovidinės žemumos iš rytų ir vakarų ribojasi su Tarsio provincija. Vakarų lygumos, pavadintos Amazonija, paviršiaus žymės yra artimos nuliniam planetos lygiui, o žemiausios rytinės įdubos vietos (Chriso lyguma) yra 2–3 km žemiau nulinio lygio.
Marso pusiaujo regione yra antra pagal dydį vulkaninė Eliziejaus aukštuma, kurios skersmuo yra apie 1500 km. Plokščiakalnis iškilęs 4–5 km virš pagrindo ir jame yra trys ugnikalniai (Tikrasis Eliziejus, Alboro kupolas ir Hekate kalnas). Aukščiausias Eliziejaus kalnas išaugo iki 14 km.
Į rytus nuo Tharsis plokščiakalnio pusiaujo regione milžiniška į plyšį panaši slėnių (kanjonų) sistema Mariner driekiasi Marso skalėje (beveik 5 km), viršijanti vieną didžiausių Grand. Kanjonai žemėje beveik 10 kartų, 7 kartus platesni ir gilesni. Vidutinis slėnių plotis siekia 100 km, o beveik plynos jų šonų atbrailos siekia 2 km aukštį. Struktūrų tiesiškumas rodo jų tektoninę kilmę.
Pietų pusrutulio aukštumose, kur Marso paviršius tiesiog nusėtas krateriais, yra didžiausios apskritos smūgio įdubos planetoje, pavadintos Argir (apie 1500 km) ir Hellas (2300 km).
Pragaro lyguma yra gilesnė už visas planetos įdubas (beveik 7000 m žemiau vidutinio lygio), o Argiro lygumos pertekliusaplinkinės kalvos lygio atžvilgiu yra 5,2 km. Panaši apvali žemuma, Izidės lyguma (1100 km skersmens), yra rytinio planetos pusrutulio pusiaujo regione ir šiaurėje ribojasi su Eliziejaus lyguma.
Marse žinoma dar apie 40 tokių kelių žiedų baseinų, tačiau mažesnio dydžio.
Šiauriniame pusrutulyje yra didžiausia žemuma planetoje (Šiaurės lyguma), besiribojanti su poliariniu regionu. Lygumų žymekliai yra žemiau nulinio planetos paviršiaus lygio.
Eolijos peizažai
Būtų sunku keliais žodžiais apibūdinti Žemės paviršių, nurodant planetą kaip visumą, tačiau norint susidaryti supratimą apie tai, kokį paviršių turi Marsas, jei tiesiog paskambintumėte ji negyva ir sausa, rausvai ruda, uolėta smėlio dykuma, nes išpjaustytą planetos reljefą išlygina laisvos sąnašos.
Eolijos kraštovaizdžiai, sudaryti iš smėlio ir dumblo medžiagos su dulkėmis ir susidarę dėl vėjo veiklos, apima beveik visą planetą. Tai paprastos (kaip ir žemėje) kopos (skersinės, išilginės ir įstrižinės), kurių dydis svyruoja nuo kelių šimtų metrų iki 10 km, taip pat sluoksniuotos eolinės-ledyninės poliarinių kepurių nuogulos. Ypatingas reljefas, „sukurtas Eolo“yra apribotas uždaromis struktūromis – didelių kanjonų ir kraterių dugne.
Vėjo morfologinis aktyvumas, lemiantis savitus Marso paviršiaus bruožus, pasireiškė intensyviuerozija (defliacija), dėl kurios susidarė būdingi, „išgraviruoti“paviršiai su ląstelinėmis ir linijinėmis struktūromis.
Sluoksniuoti eolinio-ledyno dariniai, sudaryti iš ledo, susimaišiusio su krituliais, dengia planetos poliarines kepures. Apskaičiuota, kad jų galia siekia kelis kilometrus.
Geologinės paviršiaus charakteristikos
Pagal vieną iš esamų hipotezių apie šiuolaikinę Marso sudėtį ir geologinę struktūrą, mažo dydžio vidinė šerdis, kurią daugiausia sudaro geležis, nikelis ir siera, pirmiausia išsilydo iš pirminės planetos medžiagos. Tada aplink šerdį susidarė apie 1000 km storio vienalytė litosfera kartu su pluta, kurioje, tikėtina, ir šiandien tęsiasi aktyvi vulkaninė veikla, į paviršių išmetant vis naujas magmos dalis. Apskaičiuota, kad Marso plutos storis yra 50–100 km.
Nuo tada, kai žmogus pradėjo žiūrėti į ryškiausias žvaigždes, mokslininkai, kaip ir visi žmonės, neabejingi universaliems kaimynams, be kitų paslapčių, pirmiausia domėjosi Marso paviršiumi.
Beveik visa planeta yra padengta rusvai gelsvai raudonų dulkių sluoksniu, sumaišytu su smulkia dumblu ir smėlio medžiaga. Pagrindiniai puraus dirvožemio komponentai yra silikatai su dideliu geležies oksidų mišiniu, suteikiančiu paviršiui rausvą atspalvį.
Remiantis daugelio erdvėlaivių atliktų tyrimų rezultatais, planetos paviršinio sluoksnio palaidų nuosėdų elementinės sudėties svyravimai nėra tokie reikšmingi, kad leistų manyti, kad kalnuose yra daug mineralinės sudėties.uolienos, sudarančios Marso plutą.
Dirvožemyje nustatytas vidutinis silicio (21%), geležies (12,7%), magnio (5%), kalcio (4%), aliuminio (3%), sieros (3,1%), taip pat kalis ir chloras (<1%) nurodė, kad birių paviršiaus nuosėdų pagrindas yra pagrindinės sudėties magminių ir vulkaninių uolienų, esančių arti žemės baz altų, naikinimo produktai. Iš pradžių mokslininkai abejojo reikšminga planetos akmeninio apvalkalo diferenciacija mineralinės sudėties požiūriu, tačiau Marso pamatinių uolienų tyrimai, atlikti kaip Mars Exploration Rover (JAV) projekto dalis, leido sensacingai atrasti antžeminių analogų. andezitai (tarpinės sudėties uolienos).
Šis atradimas, vėliau patvirtintas daugybės panašių uolienų radinių, leido spręsti, kad Marsas, kaip ir Žemė, gali turėti skirtingą plutą, kaip rodo didelis aliuminio, silicio ir kalio kiekis.
Remiantis didžiuliu skaičiumi erdvėlaivių padarytų vaizdų, leidžiančių spręsti, iš ko susideda Marso paviršius, be magminių ir vulkaninių uolienų, vulkaninių nuosėdinių uolienų ir nuosėdų nuosėdų buvimas akivaizdus planeta, kuri atpažįstama pagal būdingą plokščių atskyrimą ir atodangų sluoksnių fragmentus.
Uolienų sluoksniavimosi pobūdis gali rodyti jų susidarymą jūrose ir ežeruose. Nuosėdinių uolienų plotai buvo užfiksuoti daugelyje planetos vietų ir dažniausiai randami didžiuliuose krateriuose.
Mokslininkai neatmeta „sauso“Marso dulkių kritulių susidarymo su tolesniulitifikacija (suakmenėjimas).
Amžinojo įšalo dariniai
Ypatingą vietą Marso paviršiaus morfologijoje užima amžinojo įšalo dariniai, kurių dauguma atsirado skirtingais planetos geologinės istorijos etapais dėl tektoninių judėjimų ir egzogeninių veiksnių įtakos.
Ištyrę daugybę kosminių vaizdų, mokslininkai vieningai padarė išvadą, kad vanduo kartu su vulkanine veikla vaidina svarbų vaidmenį formuojant Marso išvaizdą. Dėl ugnikalnių išsiveržimų ištirpo ledo danga, o tai savo ruožtu paskatino vandens eroziją, kurios pėdsakai matomi ir šiandien.
Tai, kad amžinasis įšalas Marse susiformavo jau ankstyviausiuose planetos geologinės istorijos etapuose, liudija ne tik poliarinės kepurės, bet ir specifinės reljefo formos, panašios į kraštovaizdį amžinojo įšalo zonose Žemėje.
Sūkurys panašūs dariniai, kurie palydovinėse nuotraukose atrodo kaip sluoksniuotos nuosėdos planetos poliariniuose regionuose, iš arti – tai terasų, briaunų ir įdubų sistema, kuri sudaro įvairias formas.
Kelių kilometrų storio poliarinių dangtelių nuosėdas sudaro anglies dioksido ir vandens ledo sluoksniai, susimaišę su dumblu ir smulkia dumbluota medžiaga.
Marso pusiaujo zonai būdingos nuslūgusios žemės formos yra susijusios su kriogeninių sluoksnių naikinimo procesu.
Vanduo Marse
Didžiojoje Marso paviršiaus dalyje vanduo negali egzistuoti skystyjebūklės dėl žemo slėgio, tačiau kai kuriuose regionuose, kurių bendras plotas sudaro apie 30% planetos ploto, NASA ekspertai pripažįsta, kad yra skysto vandens.
Patikimai sukurti vandens ištekliai Raudonojoje planetoje daugiausia susitelkę beveik paviršiniame amžinojo įšalo sluoksnyje (kriosferoje), kurio storis siekia iki daugelio šimtų metrų.
Mokslininkai neatmeta, kad po poliarinių dangtelių sluoksniais yra reliktų skysto vandens ežerų. Remiantis apskaičiuotu Marso kriolitosferos tūriu, vandens (ledo) atsargos sudaro apie 77 mln. km³, o jei atsižvelgsime į tikėtiną atšildytų uolienų tūrį, šis skaičius galėtų sumažėti iki 54 mln. km³.
Be to, yra nuomonė, kad po kriolitosfera gali būti sluoksnių su milžiniškomis sūraus vandens atsargomis.
Daugelis faktų rodo, kad praeityje planetos paviršiuje buvo vandens. Pagrindiniai liudininkai yra mineralai, kurių susidarymas reiškia, kad dalyvauja vanduo. Visų pirma, tai hematitas, molio mineralai ir sulfatai.
Marso debesys
Bendras vandens kiekis „išdžiūvusios“planetos atmosferoje yra daugiau nei 100 milijonų kartų mažesnis nei Žemėje, tačiau Marso paviršius padengtas, nors ir retais ir nepastebimais, bet tikrais ir net melsvais debesimis. tačiau susidedantis iš ledo dulkių. Debesuotumas susidaro įvairiuose aukščiuose nuo 10 iki 100 km ir daugiausia telkiasi pusiaujo juostoje, retai pakyla aukščiau 30 km.
Ledo rūkas ir debesys taip pat paplitę prie poliarinių kepurių žiemą (poliarinė migla), bet čia jie gali„nukristi“žemiau 10 km.
Debesys gali tapti šviesiai rausvos spalvos, kai ledo dalelės susimaišo su nuo paviršiaus pakilusiomis dulkėmis.
Buvo užfiksuota įvairių formų debesų, įskaitant banguotus, dryžuotus ir plunksninius.
Marso peizažas iš žmogaus aukščio
Pirmą kartą pamatyti, kaip Marso paviršius atrodo iš aukšto žmogaus aukščio (2,1 m), 2012 m. leido kamera ginkluoto smalsumo marsaeigio „ranką“. Prieš nustebusį roboto žvilgsnį pasirodė „smėlėta“, žvyruota lyguma, išmarginta smulkiais trinkelėmis, su retomis plokščiomis atodangomis, galbūt pamatine uoliena, vulkaninėmis uolienomis.
Nuobodus ir monotoniškas vaizdas vienoje pusėje buvo pagyvintas kalvota Geilo kraterio krašto ketera, o kitoje pusėje – švelniai nuožulni 5,5 km aukščio Sharp kalno masė, kuri buvo objekto objektas. erdvėlaivio medžioklė.
Planuodami maršrutą kraterio dugnu, projekto autoriai, matyt, net neįtarė, kad marsaeigio „Curiosity“paimtas Marso paviršius bus toks įvairus ir nevienalytis, priešingai nei tikintis pamatyti tik nuobodžią ir monotonišką dykumą.
Keliui į Sharp kalną robotas turėjo įveikti suskilusius, plokščius plokščius paviršius, švelnius laiptuotus vulkaninių nuosėdinių uolienų šlaitus (sprendžiant iš sluoksniuotos lustų tekstūros) ir tamsiai melsvos spalvos blokų griūtis. vulkaninės uolienos su ląsteliniu paviršiumi.
Pakeliui aparatas lazerio impulsais šaudė į „nurodytus iš viršaus“taikinius (trinkelių akmenis) ir išgręžė mažus šulinius (iki 7 cm gylio), kad ištirtų mėginių medžiagų sudėtį. Gautos medžiagos analizė, be pagrindinės sudėties uolienoms (baz altams) būdingų uolienų formavimo elementų kiekio, parodė, kad yra sieros, azoto, anglies, chloro, metano, vandenilio ir fosforo junginių, t. „gyvenimo komponentai“.
Be to, rasta molio mineralų, susidarančių esant neutralaus rūgštingumo ir mažos druskos koncentracijos vandeniui.
Remiantis šia informacija, kartu su anksčiau gauta informacija, mokslininkai buvo linkę daryti išvadą, kad prieš milijardus metų Marso paviršiuje buvo skysto vandens, o atmosferos tankis yra daug didesnis nei šiandien.
Marso ryto žvaigždė
Nuo tada, kai 2003 m. gegužės mėn. kosminis aparatas „Mars Global Surveyor“apskriejo Raudonąją planetą 139 mln. km atstumu aplink pasaulį, Žemė atrodo taip nuo Marso paviršiaus.
Bet iš tikrųjų mūsų planeta iš ten atrodo maždaug taip, kaip matome Venerą ryte ir vakare, tik švytinčią rusvai juodu Marso dangumi, vienišą (išskyrus silpnai išsiskiriantį Mėnulį) mažą taškelį. yra šiek tiek šviesesnė už Venerą.
Pirmasis Žemės vaizdas iš paviršiaus buvo2004 m. kovo mėn. padarė per mažą valandą nuo roverio Spirit, o Žemė pozavo „ranka rankon su Mėnuliu“erdvėlaiviui „Curiosity“2012 m. ir pasirodė net „gražiau“nei pirmą kartą.
