Migotanie w dniach konfrontacji o złowieszczym krwistoczerwonym kolorze i wywołujące prymitywny strach mistyczny, tajemnicza i tajemnicza gwiazda, którą starożytni Rzymianie nazwali na cześć boga wojny Marsa (wśród Greków Ares), z trudem pasowałoby do żeńskiego imienia. Grecy nazywali go również Faeton ze względu na jego „promienny i olśniewający” wygląd, który powierzchnia Marsa zawdzięcza jasnemu kolorowi i „księżycowej” rzeźbie z kraterami wulkanicznymi, wgnieceniami od gigantycznych uderzeń meteorytów, dolinami i pustyniami.
Charakterystyka orbitalna
Mimośrodowość eliptycznej orbity Marsa wynosi 0,0934, co powoduje różnicę między maksymalną (249 mln km) i minimalną (207 mln km) odległością od Słońca, dzięki czemu ilość energii słonecznej docierająca do Słońca planeta waha się w granicach 20-30%.
Średnia prędkość orbitalna wynosi 24,13 km/s. Marscałkowicie okrąża Słońce w ciągu 686,98 ziemskich dni, co dwukrotnie przekracza okres ziemski, i obraca się wokół własnej osi w prawie taki sam sposób jak Ziemia (w ciągu 24 godzin 37 minut). Kąt nachylenia orbity do płaszczyzny ekliptyki, według różnych szacunków, wynosi od 1,51° do 1,85°, a nachylenie orbity do równika wynosi 1,093°. W stosunku do równika Słońca orbita Marsa jest nachylona pod kątem 5,65 ° (a Ziemia ma około 7 °). Znaczne nachylenie równika planety do płaszczyzny orbity (25,2°) prowadzi do znacznych sezonowych zmian klimatycznych.
Parametry fizyczne planety
Mars wśród planet Układu Słonecznego zajmuje siódme miejsce pod względem wielkości, a pod względem odległości od Słońca zajmuje czwarte miejsce. Objętość planety wynosi 1,638×1011 km³, a waga 0,105-0,108 mas Ziemi (6,441023 kg), co daje jej gęstość około 30% (3,95 g/cm3). Przyspieszenie swobodnego spadania w rejonie równikowym Marsa określane jest w zakresie od 3,711 do 3,76 m/s². Powierzchnia szacowana jest na 144 800 000 km². Ciśnienie atmosferyczne waha się w granicach 0,7-0,9 kPa. Prędkość wymagana do pokonania grawitacji (druga przestrzeń) wynosi 5072 m/s. Na półkuli południowej średnia powierzchnia Marsa jest o 3-4 km wyższa niż na półkuli północnej.
Warunki klimatyczne
Całkowita masa atmosfery Marsa wynosi około 2,51016 kg, ale w ciągu roku zmienia się ona znacznie ze względu na topnienie lub „zamrażanie” czap polarnych zawierających dwutlenek węgla. Średnie ciśnienie na powierzchni (około 6,1 mbar) jest prawie 160 razy mniejsze niż przy powierzchni naszej planety, ale w głębokich zagłębieniachosiąga 10 mbar. Według różnych źródeł sezonowe spadki ciśnienia wahają się od 4,0 do 10 mbar.
95,32% atmosfery Marsa składa się z dwutlenku węgla, około 4% to argon i azot, a tlen wraz z parą wodną to mniej niż 0,2%.
Wysoce rozrzedzona atmosfera nie może długo utrzymywać ciepła. Pomimo „gorącego koloru”, który wyróżnia planetę Mars od innych, temperatura na powierzchni spada zimą do -160°C na biegunie, a latem na równiku, powierzchnia może się nagrzać tylko do +30°C podczas w ciągu dnia.
Klimat jest sezonowy, tak jak na Ziemi, ale wydłużenie orbity Marsa prowadzi do znacznych różnic w czasie trwania i reżimie temperaturowym pór roku. Chłodna wiosna i lato na półkuli północnej razem trwają znacznie ponad połowę roku marsjańskiego (371 dni marsjańskich), a zima i jesień są krótkie i umiarkowane. Południowe lata są gorące i krótkie, a zimy chłodne i długie.
Sezonowe zmiany klimatyczne najwyraźniej przejawiają się w zachowaniu czap polarnych, składających się z lodu z domieszką drobnych, przypominających pył drobinek skał. Przód północnej czapy polarnej może oddalić się od bieguna o prawie jedną trzecią odległości do równika, a granica południowej czapy sięga połowy tej odległości.
Temperaturę na powierzchni planety określał już na początku lat 20. ubiegłego wieku termometr umieszczony dokładnie w ognisku teleskopu zwierciadlanego wycelowanego w Marsa. Pierwsze pomiary (do 1924 r.) wykazały wartości od -13 do -28 °C, a w 1976 r. określono dolną i górną granicę temperaturywylądował na Marsie przez statek kosmiczny Wikingów.
Marsjańskie burze piaskowe
„Ekspozycja” burz piaskowych, ich skala i zachowanie ujawniły tajemnicę, którą Mars od dawna nosi. Powierzchnia planety w tajemniczy sposób zmienia kolor, urzekając obserwatorów od czasów starożytnych. Burze piaskowe okazały się przyczyną „kameleonizmu”.
Nagłe zmiany temperatury na Czerwonej Planecie powodują szalejące gwałtowne wiatry, których prędkość dochodzi do 100 m/s, a niska grawitacja, pomimo rzadkiego powietrza, pozwala wiatrom unosić ogromne masy pyłu na wysokość ponad 10 km.
Burze piaskowe są również napędzane przez gwałtowny wzrost ciśnienia atmosferycznego spowodowany parowaniem zamrożonego dwutlenku węgla z zimowych czap polarnych.
Burze piaskowe, jak pokazują zdjęcia powierzchni Marsa, grawitują przestrzennie w kierunku czap polarnych i mogą obejmować ogromne obszary, trwające do 100 dni.
Kolejny zakurzony widok, który Mars zawdzięcza anomalnym zmianom temperatury, to tornada, które w przeciwieństwie do ziemskich „kolegów” wędrują nie tylko po terenach pustynnych, ale także goszczą na zboczach kraterów wulkanów i lejach uderzeniowych, rozumiejąc w górę do 8 km. Ich ślady okazały się być gigantycznymi rysunkami w rozgałęzione paski, które przez długi czas pozostawały tajemnicze.
Burze piaskowe i tornada występują głównie podczas wielkich opozycji, kiedy na półkuli południowej lato przypada na okres przejścia Marsa przez punkt orbity najbliższy Słońcuplanety (peryhelium).
Zdjęcia powierzchni Marsa wykonane przez sondę Mars Global Surveyor, , która krąży wokół planety od 1997 roku, okazały się bardzo owocne dla tornad.
Niektóre tornada pozostawiają ślady, zmiatając lub wsysając luźną wierzchnią warstwę drobnych cząstek gleby, inne nie pozostawiają nawet „odcisków palców”, inne wściekle rysują misterne postacie, od których nazywano je diabłami pyłu. Wiry działają z reguły samodzielnie, ale nie odmawiają też grupowych „reprezentacji”.
Odciążenie
Prawdopodobnie każdy, kto uzbrojony w potężny teleskop po raz pierwszy spojrzał na Marsa, powierzchnia planety od razu przypominała księżycowy krajobraz, i w wielu obszarach to prawda, ale nadal geomorfologia Marsa jest osobliwy i wyjątkowy.
Regionalne cechy rzeźby planety wynikają z asymetrii jej powierzchni. Dominujące płaskie powierzchnie na półkuli północnej znajdują się 2–3 km poniżej warunkowo zerowego poziomu, a na półkuli południowej powierzchnia powikłana kraterami, dolinami, kanionami, zagłębieniami i wzgórzami znajduje się 3–4 km powyżej poziomu podstawy. Strefa przejściowa między dwiema półkulami o szerokości 100–500 km jest morfologicznie wyrażona przez silnie zerodowaną gigantyczną skarpę o wysokości prawie 2 km, obejmującą prawie 2/3 obwodu planety i wyznaczoną przez system uskoków.
Prezentowane są dominujące formy terenu charakteryzujące powierzchnię Marsausiane kraterami o różnej genezie, wyżynami i zagłębieniami, strukturami uderzeniowymi okrągłych zagłębień (niecki wielopierścieniowe), liniowo wydłużonymi wyżynami (grzbiety) i nierównymi nieckimi urwiskami.
Płaskie wzniesienia ze stromymi krawędziami (płaski), rozległe płaskie kratery (wulkany tarczowe) z erodowanymi zboczami, meandrujące doliny z dopływami i rozgałęzieniami, wypoziomowane wyżyny (płaskowyże) i obszary losowo naprzemiennych dolin podobnych do kanionów (labirynty).) są szeroko rozpowszechnione.
Charakterystyczne dla Marsa tonące depresje o chaotycznej i bezkształtnej rzeźbie terenu, rozbudowane, złożone stopnie (uskoki), szereg subrównoległych grzbietów i bruzd, a także rozległe równiny o całkowicie „ziemskim” wyglądzie.
Pierścieniowe baseny kraterowe i duże (ponad 15 km średnicy) kratery to definiujące cechy morfologiczne znacznej części półkuli południowej.
Najwyższe regiony planety o nazwach Tharsis i Elysium znajdują się na półkuli północnej i reprezentują ogromne wyżyny wulkaniczne. Płaskowyż Tharsis, wznoszący się nad płaskim terenem przez prawie 6 km, rozciąga się na długości 4000 km i szerokości geograficznej 3000 km. Na płaskowyżu znajdują się 4 gigantyczne wulkany o wysokości od 6,8 km (Góra Alba) do 21,2 km (Góra Olimp, średnica 540 km). Szczyty gór (wulkany) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) i Arsia (Arsia) znajdują się odpowiednio na wysokości 14, 18 i 19 km. Góra Alba stoi samotnie na północny zachód od ścisłego rzędu innych wulkanów iJest to tarczowa budowla wulkaniczna o średnicy około 1500 km. Volcano Olympus (Olympus) - najwyższa góra nie tylko na Marsie, ale w całym Układzie Słonecznym.
Dwie rozległe południkowe niziny przylegają do prowincji Tharsis od wschodu i zachodu. Ślady powierzchni zachodniej równiny o nazwie Amazonia są bliskie zerowemu poziomowi planety, a najniższe partie wschodniej depresji (Chris Plain) znajdują się 2-3 km poniżej poziomu zerowego.
W rejonie równikowym Marsa znajdują się drugie co do wielkości wyżyny wulkaniczne Elysium, o średnicy około 1500 km. Płaskowyż wznosi się 4–5 km nad podstawą i ma trzy wulkany (właściwa Mount Elysium, Albor Dome i Mount Hekate). Najwyższa Góra Elizjum wzrosła do 14 km.
Na wschód od płaskowyżu Tharsis w regionie równikowym, gigantyczny system dolin (kaniony) Mariner rozciąga się wzdłuż skali Marsa (prawie 5 km), przekraczając długość jednego z największych Wielkich Kaniony na ziemi prawie 10 razy, a 7 razy szersze i głębsze. Średnia szerokość dolin wynosi 100 km, a prawie stromy półki ich boków osiągają wysokość 2 km. Liniowość struktur wskazuje na ich tektoniczne pochodzenie.
Na wyżynach południowej półkuli, gdzie powierzchnia Marsa jest po prostu usiana kraterami, znajdują się największe okrągłe depresje uderzeniowe na planecie o nazwach Argir (około 1500 km) i Hellas (2300 km)..
Równina Hellas jest głębsza niż wszystkie zagłębienia planety (prawie 7000 m poniżej średniego poziomu), a nadmiar Równiny Argir jestw stosunku do poziomu otaczającego wzgórza wynosi 5,2 km. Podobna zaokrąglona nizina, Równina Izydy (1100 km średnicy), znajduje się w rejonie równikowym na wschodniej półkuli planety i przylega do Równiny Elizejskiej na północy.
Na Marsie znanych jest około 40 więcej takich wielopierścieniowych basenów, ale mniejszych rozmiarów.
Na półkuli północnej znajduje się największa nizina na planecie (Nizina Północna), granicząca z regionem polarnym. Znaczniki równin znajdują się poniżej poziomu zerowego powierzchni planety.
Eolskie krajobrazy
Trudno byłoby w kilku słowach opisać powierzchnię Ziemi, odnosząc się do planety jako całości, ale aby zorientować się, jaką powierzchnię ma Mars, jeśli po prostu jest martwa i sucha, czerwonawo-brązowa, skalista piaszczysta pustynia, ponieważ wypreparowana rzeźba planety jest wygładzona przez luźne osady aluwialne.
Pejzaże eolskie, złożone z drobnoziarnistego materiału mułowego z pyłem i powstałe w wyniku działalności wiatru, obejmują prawie całą planetę. Są to zwykłe (jak na ziemi) wydmy (poprzeczne, podłużne i ukośne) o wielkości od kilkuset metrów do 10 km, a także warstwowe osady eolowo-lodowcowe czap polarnych. Specjalna płaskorzeźba „stworzona przez Aeolus” ogranicza się do zamkniętych struktur - dna dużych kanionów i kraterów.
Aktywność morfologiczna wiatru, która determinuje szczególne cechy powierzchni Marsa, przejawiała się intensywnymerozja (deflacja), która spowodowała powstanie charakterystycznych, „grawerowanych” powierzchni o strukturach komórkowych i liniowych.
Laminowane formacje eolowo-lodowcowe, składające się z lodu zmieszanego z opadami, pokrywają polarne czapy planety. Ich moc szacuje się na kilka kilometrów.
Geologiczna charakterystyka powierzchni
Zgodnie z jedną z istniejących hipotez dotyczących współczesnego składu i budowy geologicznej Marsa, wewnętrzne jądro o niewielkich rozmiarach, składające się głównie z żelaza, niklu i siarki, zostało najpierw wytopione z pierwotnej substancji planety. Następnie wokół jądra utworzyła się jednorodna litosfera o grubości około 1000 km wraz ze skorupą, w której prawdopodobnie aktywna aktywność wulkaniczna trwa do dziś z wyrzucaniem coraz to nowych porcji magmy na powierzchnię. Miąższość marsjańskiej skorupy szacuje się na 50-100 km.
Odkąd człowiek zaczął patrzeć na najjaśniejsze gwiazdy, naukowcy, podobnie jak wszyscy ludzie, którym nie są obojętni między innymi uniwersalni sąsiedzi, interesowali się przede wszystkim tym, jaka jest powierzchnia Marsa.
Prawie cała planeta pokryta jest warstwą brązowo-żółtawo-czerwonego pyłu zmieszanego z drobnym mulistym i piaszczystym materiałem. Głównymi składnikami gleby sypkiej są krzemiany z dużą domieszką tlenków żelaza, nadających powierzchni czerwonawy odcień.
Zgodnie z wynikami licznych badań przeprowadzonych przez statki kosmiczne, wahania składu pierwiastkowego luźnych złóż warstwy powierzchniowej planety nie są na tyle znaczące, aby sugerować dużą różnorodność składu mineralnego górskały tworzące skorupę marsjańską.
Ustalona w glebie średnia zawartość krzemu (21%), żelaza (12,7%), magnezu (5%), wapnia (4%), glinu (3%), siarki (3,1%) oraz potas i chlor (<1%) wskazały, że podstawą luźnych osadów powierzchniowych są produkty destrukcji skał magmowych i wulkanicznych o podstawowym składzie zbliżonym do baz altów ziemi. Początkowo naukowcy wątpili w znaczące zróżnicowanie kamiennej skorupy planety pod względem składu mineralnego, jednak badania podłoża skalnego Marsa przeprowadzone w ramach projektu Mars Exploration Rover (USA) doprowadziły do sensacyjnego odkrycia analogów ziemskich andezyty (skały o składzie pośrednim).
To odkrycie, później potwierdzone licznymi znaleziskami podobnych skał, pozwoliło sądzić, że Mars, podobnie jak Ziemia, może mieć zróżnicowaną skorupę, o czym świadczy znaczna zawartość glinu, krzemu i potasu.
Na podstawie ogromnej liczby zdjęć wykonanych przez statek kosmiczny, które pozwoliły ocenić, z czego składa się powierzchnia Marsa, oprócz skał magmowych i wulkanicznych, obecność skał wulkanicznych i osadowych jest oczywista na planetę, którą rozpoznaje się po charakterystycznym rozdzieleniu płyt i uwarstwieniu fragmentów wychodni.
Charakter uwarstwienia skał może wskazywać na ich powstawanie w morzach i jeziorach. Obszary skał osadowych zostały zarejestrowane w wielu miejscach na planecie i najczęściej znajdują się w rozległych kraterach.
Naukowcy nie wykluczają „suchego” powstawania opadów ich marsjańskiego pyłu z ich dalszymilityfikacja (petryfikacja).
Formacje wiecznej zmarzliny
Szczególne miejsce w morfologii powierzchni Marsa zajmują formacje wiecznej zmarzliny, z których większość pojawiła się na różnych etapach historii geologicznej planety w wyniku ruchów tektonicznych i wpływu czynników egzogenicznych.
Na podstawie badań dużej liczby obrazów kosmicznych naukowcy jednogłośnie doszli do wniosku, że woda odgrywa znaczącą rolę w kształtowaniu wyglądu Marsa wraz z aktywnością wulkaniczną. Erupcje wulkanów doprowadziły do stopienia pokrywy lodowej, co z kolei przyczyniło się do rozwoju erozji wodnej, której ślady są widoczne do dziś.
O tym, że wieczna zmarzlina na Marsie powstała już na najwcześniejszych etapach historii geologicznej planety, świadczą nie tylko czapy polarne, ale także specyficzne formy terenu podobne do krajobrazu stref wiecznej zmarzliny na Ziemi.
Formacje przypominające wir, które na zdjęciach satelitarnych wyglądają jak warstwowe osady w obszarach polarnych planety, z bliska są systemem tarasów, półek i zagłębień, które tworzą różne formy.
Depozyty czapy polarnej o grubości kilku kilometrów składają się z warstw dwutlenku węgla i lodu wodnego zmieszanych z pylistym i drobnym materiałem pylastym.
Zapadowo-osiadające formy terenu charakterystyczne dla strefy równikowej Marsa są związane z procesem niszczenia warstw kriogenicznych.
Woda na Marsie
Na większości powierzchni Marsa woda nie może istnieć w cieczystan ze względu na niskie ciśnienie, ale w niektórych regionach o łącznej powierzchni około 30% powierzchni planety eksperci NASA przyznają się do obecności wody w stanie ciekłym.
Niezawodnie ustalone rezerwy wodne na Czerwonej Planecie są skoncentrowane głównie w przypowierzchniowej warstwie wiecznej zmarzliny (kriosfery) o grubości dochodzącej do wielu setek metrów.
Naukowcy nie wykluczają istnienia reliktowych jezior ciekłej wody i pod warstwami czap polarnych. Na podstawie szacowanej objętości kriolitosfery marsjańskiej rezerwy wody (lodu) szacuje się na około 77 mln km³, a jeśli weźmiemy pod uwagę prawdopodobną objętość rozmrożonych skał, liczba ta może spaść do 54 mln km³.
Ponadto istnieje opinia, że pod kriolitosferą mogą znajdować się warstwy z kolosalnymi rezerwami słonej wody.
Wiele faktów wskazuje na obecność wody na powierzchni planety w przeszłości. Głównymi świadkami są minerały, których powstawanie implikuje udział wody. Przede wszystkim hematyt, minerały ilaste i siarczany.
Marsjańskie chmury
Całkowita ilość wody w atmosferze „wysuszonej” planety jest ponad 100 milionów razy mniejsza niż na Ziemi, a mimo to powierzchnia Marsa jest pokryta, choć rzadkim i niepozornym, ale prawdziwymi, a nawet niebieskawymi chmurami, jednak składający się z pyłu lodowego. Zachmurzenie powstaje w szerokim zakresie wysokości od 10 do 100 km i koncentruje się głównie w pasie równikowym, rzadko wznosząc się powyżej 30 km.
Lodowe mgły i chmury są również powszechne w pobliżu czap polarnych zimą (mgiełka polarna), ale tutaj mogą„spadek” poniżej 10 km.
Chmury mogą zmienić kolor na jasnoróżowy, gdy cząsteczki lodu zmieszają się z kurzem uniesionym z powierzchni.
Zarejestrowano chmury o różnych kształtach, w tym faliste, pasiaste i cirrusowe.
Marsjański krajobraz z wysokości człowieka
Po raz pierwszy, aby zobaczyć, jak wygląda powierzchnia Marsa z wysokości wysokiego mężczyzny (2,1 m) umożliwiono „ramię” łazika ciekawości uzbrojonego w kamerę w 2012 roku. Przed zdumionym spojrzeniem robota pojawiła się „piaszczysta”, żwirowo-żwirowa równina, usiana małymi kostkami brukowymi, z rzadkimi płaskimi wychodniami, prawdopodobnie skalnym podłożem, skałami wulkanicznymi.
Mętny i monotonny obraz z jednej strony został ożywiony przez pagórkowaty grzbiet krawędzi krateru Gale, a z drugiej strony przez łagodnie opadającą masę Mount Sharp o wysokości 5,5 km, która była obiektem polowanie statku kosmicznego.
Planując trasę wzdłuż dna krateru, autorzy projektu najwyraźniej nawet nie podejrzewali, że powierzchnia Marsa, przejęta przez łazik Curiosity, będzie tak różnorodna i niejednorodna, w przeciwieństwie do spodziewam się zobaczyć tylko nudną i monotonną pustynię.
W drodze na Mount Sharp robot musiał pokonywać popękane, płaskie powierzchnie, łagodnie schodkowe zbocza skał wulkaniczno-osadowych (sądząc po warstwowej teksturze na wiórach), a także blokowe zawalenia ciemnych niebieskawych skał. skały wulkaniczne o powierzchni komórkowej.
Po drodze aparat strzelał do "wskazanego z góry" celów (kostki brukowej) za pomocą impulsów laserowych i wiercił małe studnie (do 7 cm głębokości) w celu zbadania składu materiałowego próbek. Analiza otrzymanego materiału, oprócz zawartości pierwiastków skałotwórczych charakterystycznych dla skał o podstawowym składzie (baz altów), wykazała obecność związków siarki, azotu, węgla, chloru, metanu, wodoru i fosforu, czyli: "składniki życia".
Ponadto znaleziono minerały ilaste, powstałe w obecności wody o neutralnej kwasowości i niskim stężeniu soli.
Na podstawie tych informacji, w połączeniu z wcześniej uzyskanymi informacjami, naukowcy byli skłonni dojść do wniosku, że miliardy lat temu na powierzchni Marsa znajdowała się woda w stanie ciekłym, a gęstość atmosfery jest znacznie wyższa niż obecnie.
Poranna Gwiazda Marsa
Odkąd sonda Mars Global Surveyor okrążyła Czerwoną Planetę w odległości 139 milionów km wokół świata w maju 2003 roku, tak właśnie wygląda Ziemia z powierzchni Marsa.
Ale w rzeczywistości nasza planeta wygląda z tego miejsca mniej więcej tak, jak widzimy Wenus w godzinach porannych i wieczornych, świecąc tylko w brązowawej czerni marsjańskiego nieba, samotna (z wyjątkiem słabo widocznego Księżyca) mała kropka jest nieco jaśniejszy niż Wenus.
Pierwszym zdjęciem Ziemi z powierzchni byłwykonane we wczesnej godzinie z łazika Spirit w marcu 2004 roku, a Ziemia pozowała „ręka w rękę z Księżycem” dla statku kosmicznego Curiosity w 2012 roku i okazała się jeszcze „piękniejsza” niż za pierwszym razem.
