Flikker in die dae van konfrontasie met 'n onheilspellende bloedrooi kleur en veroorsaak primitiewe mistieke vrees, die geheimsinnige en geheimsinnige ster, wat die antieke Romeine genoem het ter ere van die oorlogsgod Mars (Ares onder die Grieke), sal kwalik by 'n vroulike naam pas. Die Grieke het dit ook Phaeton genoem vir sy "stralend en briljant" voorkoms, wat die oppervlak van Mars te danke het aan die helder kleur en "maan" reliëf met vulkaniese kraters, duike van reuse-meteoriet-invloede, valleie en woestyne.
Orbitale kenmerke
Die eksentrisiteit van die elliptiese wentelbaan van Mars is 0,0934, wat dus die verskil veroorsaak tussen die maksimum (249 miljoen km) en minimum (207 miljoen km) afstande na die Son, as gevolg waarvan die hoeveelheid sonenergie wat die son binnekom. planeet wissel binne 20-30%.
Die gemiddelde baanspoed is 24,13 km/s. Marsgaan heeltemal om die Son in 686,98 Aarde dae, wat die Aarde se tydperk twee keer oorskry, en draai om sy eie as op amper dieselfde manier as die Aarde (in 24 uur 37 minute). Die hellingshoek van die wentelbaan tot die vlak van die ekliptika word volgens verskeie skattings van 1,51 ° tot 1,85 ° bepaal, en die helling van die wentelbaan na die ewenaar is 1,093 °. In verhouding tot die ewenaar van die Son, is die wentelbaan van Mars skuins teen 'n hoek van 5,65 ° (en die Aarde is ongeveer 7 °). 'n Beduidende helling van die planeet se ewenaar tot die vlak van die wentelbaan (25,2°) lei tot beduidende seisoenale klimaatsveranderinge.
Fisiese parameters van die planeet
Mars onder die planete van die sonnestelsel is in die sewende plek in terme van grootte, en in terme van afstand vanaf die Son beklee dit die vierde posisie. Die volume van die planeet is 1,638×1011 km³, en die gewig is 0,105-0,108 aardmassas (6,441023 kg), wat dit in digtheid van ongeveer 30% gee (3,95 g/cm3)). Die vryvalversnelling in die ekwatoriale gebied van Mars word in die reeks van 3,711 tot 3,76 m/s² bepaal. Die oppervlakte word op 144 800 000 km² geskat. Atmosferiese druk fluktueer binne 0,7-0,9 kPa. Die spoed wat nodig is om swaartekrag (tweede ruimte) te oorkom, is 5 072 m/s. In die suidelike halfrond is die gemiddelde oppervlak van Mars 3–4 km hoër as in die noordelike halfrond.
Klimaatstoestande
Die totale massa van die atmosfeer van Mars is ongeveer 2,51016 kg, maar gedurende die jaar wissel dit baie as gevolg van die smelt of "vries" van die koolstofdioksied-bevattende poolkappe. Die gemiddelde druk op die oppervlakvlak (ongeveer 6,1 mbar) is byna 160 keer minder as naby die oppervlak van ons planeet, maar in diep depressiesbereik 10 mbar. Volgens verskeie bronne wissel seisoenale drukval van 4,0 tot 10 mbar.
95.32% van die atmosfeer van Mars bestaan uit koolstofdioksied, ongeveer 4% is argon en stikstof, en suurstof saam met waterdamp is minder as 0.2%.
'n Hoogs verskeurde atmosfeer kan nie lank hitte behou nie. Ten spyte van die "warm kleur" wat die planeet Mars van ander onderskei, daal die temperatuur op die oppervlak tot -160°C by die pool in die winter, en by die ewenaar in die somer, kan die oppervlak slegs opwarm tot +30°C gedurende die dag.
Die klimaat is seisoenaal, net soos op Aarde, maar die verlenging van die wentelbaan van Mars lei tot beduidende verskille in die duur en temperatuurregime van die seisoene. Die koel lente en somer van die noordelike halfrond duur saam baie meer as die helfte van die Marsjaar (371 Maartdae), en winter en herfs is kort en matig. Suidelike somers is warm en kort, terwyl winters koud en lank is.
Seisoenale klimaatsveranderinge word die duidelikste gemanifesteer in die gedrag van die poolkappe, saamgestel uit ys met 'n mengsel van fyn, stofagtige deeltjies van rotse. Die voorkant van die noordelike poolkap kan met byna 'n derde van die afstand na die ewenaar wegbeweeg van die pool, en die grens van die suidelike pet bereik die helfte van hierdie afstand.
Die temperatuur op die oppervlak van die planeet is reeds in die vroeë 20's van die vorige eeu bepaal deur 'n termometer wat presies in die fokus van 'n weerkaatsende teleskoop geleë is wat op Mars gerig is. Die eerste metings (tot 1924) het waardes van -13 tot -28 ° C getoon, en in 1976 is die onderste en boonste temperatuurgrense gespesifiseerhet deur die Viking-ruimtetuig op Mars geland.
Marsstofstorms
Die "blootstelling" van stofstorms, hul omvang en gedrag het 'n raaisel geopenbaar wat lank deur Mars gehou word. Die oppervlak van die planeet verander geheimsinnig van kleur, wat waarnemers sedert antieke tye boei. Stofstorms het geblyk die oorsaak van die "verkleurmannetjies" te wees.
Skielike temperatuurveranderinge op die Rooi Planeet veroorsaak woedende, gewelddadige winde, waarvan die spoed 100 m/s bereik, en lae swaartekrag, ten spyte van die dun lug, laat die winde groot massas stof tot 'n hoogte verhoog van meer as 10 km.
Stofstorms word ook aangevuur deur 'n skerp toename in atmosferiese druk wat veroorsaak word deur die verdamping van bevrore koolstofdioksied vanaf die winterpoolkappe.
Stofstorms, soos getoon deur beelde van die oppervlak van Mars, graviteer ruimtelik na die poolkappe en kan enorme gebiede bedek, wat tot 100 dae duur.
Nog 'n stowwerige gesig, wat Mars te danke het aan abnormale temperatuurveranderinge, is tornado's, wat, anders as aardse "kollegas", nie net in woestyngebiede rondloop nie, maar ook op die hange van vulkaankraters en impaktregters huisves. opwaarts tot 8 km. Hulle spore het geblyk reuse-vertakte-streep-tekeninge te wees wat vir 'n lang tyd geheimsinnig gebly het.
Stofstorms en tornado's kom hoofsaaklik voor tydens die groot opposisies, wanneer die somer in die suidelike halfrond val op die tydperk van die deurgang van Mars deur die punt van die wentelbaan naaste aan die Sonplanete (perihelion).
Die beelde van die oppervlak van Mars, geneem deur die Mars Global Surveyor-ruimtetuig, , wat sedert 1997 om die planeet wentel, het geblyk baie vrugbaar vir tornado's te wees.
Sommige tornado's laat spore, vee weg of suig 'n los oppervlaklaag fyn gronddeeltjies in, ander laat nie eers "vingerafdrukke" nie, ander teken verwoed ingewikkelde figure, waarvoor hulle stofduiwels genoem is. Warrelwinde werk as 'n reël alleen, maar hulle weier ook nie groep-"verteenwoordigings" nie.
Verligtingskenmerke
Waarskynlik, almal wat, gewapen met 'n kragtige teleskoop, vir die eerste keer na Mars gekyk het, het die oppervlak van die planeet onmiddellik soos die maanlandskap gelyk, en in baie gebiede is dit waar, maar steeds is die geomorfologie van Mars eienaardig en uniek.
Streekskenmerke van die planeet se reliëf is te danke aan die asimmetrie van sy oppervlak. Die oorheersende plat oppervlaktes van die noordelike halfrond is 2–3 km onder die voorwaardelik nulvlak, en in die suidelike halfrond is die oppervlak wat deur kraters, valleie, canyons, depressies en heuwels gekompliseer word 3–4 km bo die basisvlak. Die oorgangsone tussen die twee hemisfere, 100–500 km breed, word morfologies uitgedruk deur 'n sterk geërodeerde reuse-skerp, amper 2 km hoog, wat byna 2/3 van die planeet in omtrek bedek en deur 'n stelsel van verskuiwings nagespoor word.
Die oorheersende landvorme wat die oppervlak van Mars kenmerk, word aangebiedbesaai met kraters van verskeie ontstaan, hooglande en depressies, impakstrukture van sirkelvormige depressies (multi-ringbekkens), lineêr verlengde hooglande (rante) en onreëlmatig gevormde steil komme.
Plattop-opheffings met steil rande (mesas), uitgebreide plat kraters (skildvulkane) met geërodeerde hellings, kronkelende valleie met sytakke en takke, gelykgemaakte hooglande (plato's) en gebiede van ewekansig afwisselende canyon-agtige valleie (doolhowe)) is wydverspreid.
Kenmerkend van Mars is sinkende depressies met 'n chaotiese en vormlose reliëf, uitgebreide, kompleks gekonstrueerde trappe (foute), 'n reeks subparallelle rante en vore, sowel as uitgestrekte vlaktes met 'n heeltemal "aardse" voorkoms.
Ringvormige kraterbekkens en groot (meer as 15 km deursnee) kraters is die bepalende morfologiese kenmerke van baie van die suidelike halfrond.
Die hoogste streke van die planeet met die name Tharsis en Elysium is in die noordelike halfrond geleë en verteenwoordig groot vulkaniese hooglande. Die Tharsis-plato, wat vir byna 6 km bo die plat omgewing uitstyg, strek oor 4000 km in lengtegraad en 3000 km in breedtegraad. Op die plato is daar 4 reuse-vulkane met 'n hoogte van 6,8 km (berg Alba) tot 21,2 km (berg Olympus, deursnee 540 km). Die pieke van die berge (vulkane) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) en Arsia (Arsia) is op 'n hoogte van onderskeidelik 14, 18 en 19 km. Berg Alba staan alleen ten noordweste van 'n streng ry ander vulkane enDit is 'n skild vulkaniese struktuur met 'n deursnee van ongeveer 1500 km. Vulkaan Olympus (Olympus) - die hoogste berg nie net op Mars nie, maar in die hele sonnestelsel.
Twee uitgestrekte meridionale laaglande grens van die ooste en weste af aan die provinsie Tharsis. Die oppervlakmerke van die westelike vlakte met die naam Amazonia is naby die nulvlak van die planeet, en die laagste dele van die oostelike depressie (Chris Plain) is 2-3 km onder die nulvlak.
In die ekwatoriale gebied van Mars is die tweede grootste vulkaniese hooglande van Elysium, ongeveer 1500 km in deursnee. Die plato styg 4–5 km bokant die basis en dra drie vulkane (Elysium-berg, Albor Dome en Mount Hekate). Die hoogste berg Elysium het tot 14 km gegroei.
Oos van die Tharsis-plato in die ekwatoriale streek strek 'n reuse-skeuragtige stelsel van valleie (canyons) Mariner langs die skaal van Mars (byna 5 km), wat die lengte van een van die grootste Grande oorskry. Canyons op aarde byna 10 keer, en 7 keer wyer en dieper. Die gemiddelde breedte van die valleie is 100 km, en byna blote rande van hul sye bereik 'n hoogte van 2 km. Die lineariteit van die strukture dui hul tektoniese oorsprong aan.
Binne die hoogtes van die suidelike halfrond, waar die oppervlak van Mars eenvoudig met kraters besaai is, is daar die grootste sirkelvormige skokdepressies op die planeet met die name Argir (sowat 1500 km) en Hellas (2300 km).
Die Hellas-vlakte is dieper as al die depressies van die planeet (byna 7000 m onder die gemiddelde vlak), en die oormaat van die Argir-vlakte isin verhouding tot die vlak van die omliggende heuwel is 5,2 km. 'n Soortgelyke geronde laagland, die Isis-vlakte (1100 km deursnee), is in die ekwatoriale gebied van die oostelike halfrond van die planeet geleë en grens aan die Elysiese Vlakte in die noorde.
Op Mars is nog sowat 40 sulke veelringbekken bekend, maar kleiner in grootte.
In die noordelike halfrond is die grootste laagland op die planeet (Noordelike Vlakte), wat aan die poolgebied grens. Vlaktemerkers is onder die nulvlak van die planeet se oppervlak.
Eoliese landskappe
Dit sal moeilik wees om die oppervlak van die Aarde in 'n paar woorde te beskryf, met verwysing na die planeet as geheel, maar om 'n idee te kry van watter soort oppervlak Mars het, as jy bloot noem dit leweloos en droë, rooibruin, rotsagtige sandwoestyn, want die gedissekteer reliëf van die planeet word deur los alluviale afsettings gladgemaak.
Eoliese landskappe, saamgestel uit sand-fyn slikmateriaal met stof en gevorm as gevolg van windaktiwiteit, bedek byna die hele planeet. Dit is gewone (soos op aarde) duine (dwars, longitudinaal en diagonaal) wat in grootte wissel van 'n paar honderd meter tot 10 km, sowel as gelaagde eoliese-glaciale afsettings van die poolkappe. Die spesiale reliëf "geskep deur Aeolus" is beperk tot geslote strukture - die bodems van groot canyons en kraters.
Die morfologiese aktiwiteit van die wind, wat die eienaardige kenmerke van die oppervlak van Mars bepaal, het hom in intense gemanifesteererosie (deflasie), wat gelei het tot die vorming van kenmerkende, "gegraveerde" oppervlaktes met sellulêre en lineêre strukture.
Gelamineerde eoliese-glasiale formasies, saamgestel uit ys gemeng met neerslag, bedek die poolkappe van die planeet. Hulle krag word op etlike kilometer geskat.
Geologiese kenmerke van die oppervlak
Volgens een van die bestaande hipoteses van die moderne samestelling en geologiese struktuur van Mars, het die binnekern van 'n klein grootte, wat hoofsaaklik uit yster, nikkel en swael bestaan, eers uit die primêre stof van die planeet gesmelt. Toe, rondom die kern, het 'n homogene litosfeer met 'n dikte van ongeveer 1000 km, saam met die kors, gevorm, waarin, waarskynlik, aktiewe vulkaniese aktiwiteit vandag voortduur met die uitwerping van steeds nuwe gedeeltes magma na die oppervlak. Die dikte van die Marskors word op 50-100 km geskat.
Sedert die mens na die helderste sterre begin kyk het, het wetenskaplikes, soos alle mense wat nie onverskillig teenoor die universele bure is nie, onder andere raaisels, hoofsaaklik geïnteresseerd in watter oppervlak Mars het.
Amper die hele planeet is bedek met 'n laag bruin-geel-rooi stof gemeng met fyn slik en sanderige materiaal. Die hoofkomponente van los grond is silikate met 'n groot mengsel van ysteroksiede, wat die oppervlak 'n rooierige tint gee.
Volgens die resultate van talle studies wat deur ruimtetuie uitgevoer is, is fluktuasies in die elementêre samestelling van los afsettings van die oppervlaklaag van die planeet nie so betekenisvol dat dit 'n wye verskeidenheid minerale samestelling van berge voorstel nierotse waaruit die Mars-kors bestaan.
Gevestig in grond gemiddelde inhoud van silikon (21%), yster (12,7%), magnesium (5%), kalsium (4%), aluminium (3%), swael (3,1%), asook kalium en chloor (<1%) het aangedui dat die basis van los neerslae van die oppervlak die produkte is van die vernietiging van stollings- en vulkaniese gesteentes van die basiese samestelling, naby die basale van die aarde. Aanvanklik betwyfel wetenskaplikes die beduidende differensiasie van die klipdop van die planeet in terme van mineraalsamestelling, maar studies van die grondgesteentes van Mars wat as deel van die Mars Exploration Rover (VSA)-projek uitgevoer is, het gelei tot die opspraakwekkende ontdekking van analoë van terrestriële andesiete (gesteentes van intermediêre samestelling).
Hierdie ontdekking, later bevestig deur talle vondste van soortgelyke gesteentes, het dit moontlik gemaak om te oordeel dat Mars, soos die Aarde, 'n gedifferensieerde kors kan hê, soos blyk uit die beduidende inhoud van aluminium, silikon en kalium.
Gegrond op 'n groot aantal beelde wat deur ruimtetuie geneem is en dit moontlik gemaak het om te oordeel waaruit die oppervlak van Mars bestaan, benewens stollings- en vulkaniese gesteentes, is die teenwoordigheid van vulkaniese-sedimentêre gesteentes en sedimentêre afsettings duidelik op die planeet, wat herken word aan die kenmerkende platvormige skeiding en gelaagde fragmente van uitlopers.
Die aard van die lae van rotse kan dui op die vorming daarvan in die see en mere. Gebiede van sedimentêre gesteentes is op baie plekke op die planeet aangeteken en word meestal in uitgestrekte kraters aangetref.
Wetenskaplikes sluit nie die "droë" vorming van neerslag van hul Mars-stof uit met hul verderelithifikasie (versteenvorming).
Permafrostformasies
'n Spesiale plek in die morfologie van die oppervlak van Mars word ingeneem deur permafrostformasies, waarvan die meeste in verskillende stadiums van die geologiese geskiedenis van die planeet verskyn het as gevolg van tektoniese bewegings en die invloed van eksogene faktore.
Gegrond op die studie van 'n groot aantal ruimtebeelde, het wetenskaplikes eenparig tot die gevolgtrekking gekom dat water 'n beduidende rol speel in die vorming van die voorkoms van Mars saam met vulkaniese aktiwiteit. Vulkaanuitbarstings het gelei tot die smelting van die ysbedekking, wat op sy beurt gedien het om watererosie te ontwikkel, waarvan spore vandag nog sigbaar is.
Die feit dat die permafrost op Mars reeds in die vroegste stadiums van die geologiese geskiedenis van die planeet gevorm is, word nie net deur die poolkappe bewys nie, maar ook deur spesifieke landvorme soortgelyk aan die landskap in permafrost-sones op Aarde.
Werkelvormige formasies, wat op satellietbeelde soos gelaagde neerslae in die poolstreke van die planeet lyk, naby is 'n stelsel van terrasse, rande en holtes wat 'n verskeidenheid vorms vorm.
Poolkappe-afsettings etlike kilometers dik bestaan uit lae koolstofdioksied en waterys gemeng met slikagtige en fyn slikagtige materiaal.
Dip-insakking landvorme kenmerkend van die ekwatoriale sone van Mars word geassosieer met die proses van vernietiging van kryogeniese strata.
Water op Mars
Op die meeste van die oppervlak van Mars kan water nie in vloeistof bestaan niestaat as gevolg van lae druk, maar in sommige streke met 'n totale oppervlakte van ongeveer 30% van die planeet se oppervlakte, erken NASA-kundiges die teenwoordigheid van vloeibare water.
Betroubaar gevestigde waterreserwes op die Rooi Planeet is hoofsaaklik gekonsentreer in die naby-oppervlak laag permafrost (kriosfeer) met 'n dikte van tot baie honderde meters.
Wetenskaplikes sluit nie die bestaan van relikte mere van vloeibare water en onder die lae van die poolkappe uit nie. Gebaseer op die beraamde volume van die Mars-kriolitosfeer, word water (ys) reserwes geskat op ongeveer 77 miljoen km³, en as ons die waarskynlike volume van ontdooide rotse in ag neem, kan hierdie syfer tot 54 miljoen km³ afneem.
Daarbenewens is daar 'n mening dat daar onder die kryolitosfeer lae met kolossale reserwes soutwater kan wees.
Baie feite dui op die teenwoordigheid van water op die oppervlak van die planeet in die verlede. Die hoofgetuies is minerale, waarvan die vorming die deelname van water impliseer. Eerstens is dit hematiet, kleiminerale en sulfate.
Marswolke
Die totale hoeveelheid water in die atmosfeer van die "verdroogde" planeet is meer as 100 miljoen keer minder as op Aarde, en tog is die oppervlak van Mars bedek, al is dit skaars en onopvallend, maar egte en selfs blouerige wolke, egter bestaande uit ysstof. Bewolkheid word gevorm in 'n wye reeks hoogtes van 10 tot 100 km en is hoofsaaklik in die ekwatoriale gordel gekonsentreer, en styg selde bo 30 km.
Ysmis en wolke is ook algemeen naby die poolkappe in die winter (poolwaas), maar hier kan hulle"val" onder 10 km.
Wolke kan 'n ligte pienkerige kleur verander wanneer ysdeeltjies meng met stof wat van die oppervlak af opgelig word.
Wolke van 'n wye verskeidenheid vorms is aangeteken, insluitend golwende, gestreepte en sirrus.
Mars-landskap vanaf menslike hoogte
Vir die eerste keer om te sien hoe die oppervlak van Mars lyk vanaf die hoogte van 'n lang man (2,1 m), het die "arm" van die curiosity-rover gewapen met 'n kamera in 2012 toegelaat. Voor die verstomde blik van die robot het 'n "sandagtige", gruis-gruisvlakte, besaai met klein keistene, met seldsame plat uitlopers, moontlik grondrots, vulkaniese rotse, verskyn.
'n Dowwe en eentonige prentjie aan die een kant is verlewendig deur die heuwelagtige rant van die rand van die Gale-krater, en aan die ander kant deur die lig skuins massa van Mount Sharp, 5,5 km hoog, wat die voorwerp was van die ruimtetuig se jag.
Toe die roete langs die bodem van die krater beplan word, het die skrywers van die projek blykbaar nie eers vermoed dat die oppervlak van Mars, geneem deur die Curiosity-rover, so divers en heterogeen sou wees nie, in teenstelling met die verwagting om net 'n vaal en eentonige woestyn te sien.
Op pad na Mount Sharp moes die robot gebreekte, plat plat oppervlaktes, sagte trapvormige hellings van vulkaniese-sedimentêre (geoordeel aan die gelaagde tekstuur op die skyfies) rotse oorkom, sowel as blok-instortings van donkerblou. vulkaniese gesteentes met 'n sellulêre oppervlak.
Die apparaat langs die pad het met laserpulse op "van bo-aangewys" teikens (keistene) geskiet en klein putte (tot 7 cm diep) geboor om die materiaalsamestelling van die monsters te bestudeer. Die ontleding van die verkryde materiaal, benewens die inhoud van rotsvormende elemente kenmerkend van gesteentes van basiese samestelling (bas alt), het die teenwoordigheid van verbindings van swael, stikstof, koolstof, chloor, metaan, waterstof en fosfor getoon, dit wil sê, "komponente van die lewe".
Boonop is kleiminerale gevind, gevorm in die teenwoordigheid van water met 'n neutrale suurheid en lae soutkonsentrasie.
Op grond van hierdie inligting, in samewerking met inligting wat voorheen verkry is, was wetenskaplikes geneig om tot die gevolgtrekking te kom dat daar miljarde jare gelede vloeibare water op die oppervlak van Mars was, en die digtheid van die atmosfeer is baie hoër as vandag.
Morning Star of Mars
Vandat die Mars Global Surveyor-ruimtetuig in Mei 2003 op 'n afstand van 139 miljoen km om die wêreld om die Rooi Planeet wentel, is dit hoe die Aarde vanaf die oppervlak van Mars lyk.
Maar in werklikheid lyk ons planeet van daar af ongeveer soos ons Venus in die oggend- en aand-ure sien, net gloeiend in die bruinerige swart van die Mars-hemel, 'n eensame (behalwe vir die vaag onderskeibare Maan) klein kolletjie is effens helderder as Venus.
Die eerste prentjie van die Aarde vanaf die oppervlak wasgemaak in die klein uur van die Spirit-rover in Maart 2004, en die Aarde het in 2012 "hand aan hand met die Maan" geposeer vir die Curiosity-ruimtetuig en dit het selfs "mooier" geword as die eerste keer.
