Flimrer i konfrontationens dage med en ildevarslende blodrød farve og forårsager primitiv mystisk frygt, den mystiske og mystiske stjerne, som de gamle romere navngav til ære for krigsguden Mars (Ares blandt grækerne), ville næppe passe et kvindenavn. Grækerne kaldte det også Phaeton for dets "strålende og strålende" udseende, som Mars' overflade skylder den lyse farve og "måne"-relief med vulkankratere, buler fra gigantiske meteoritnedslag, dale og ørkener.
Orbitalkarakteristika
Excentriciteten af Mars' elliptiske bane er 0,0934, hvilket forårsager forskellen mellem de maksimale (249 millioner km) og minimumsafstande (207 millioner km) til Solen, som følge af hvilken mængden af solenergi, der kommer ind i planet varierer inden for 20-30%.
Den gennemsnitlige omløbshastighed er 24,13 km/s. Marsgår helt rundt om Solen på 686,98 jorddage, hvilket overskrider Jordens periode to gange, og drejer rundt om sin egen akse på næsten samme måde som Jorden (på 24 timer 37 minutter). Banens hældningsvinkel til ekliptikkens plan, ifølge forskellige skøn, bestemmes fra 1,51 ° til 1,85 °, og hældningen af banen til ækvator er 1,093 °. I forhold til Solens ækvator hælder Mars' bane i en vinkel på 5,65° (og Jorden er omkring 7°). En betydelig hældning af planetens ækvator til kredsløbets plan (25,2°) fører til betydelige sæsonbestemte klimaændringer.
Planets fysiske parametre
Mars blandt solsystemets planeter er på en syvendeplads med hensyn til størrelse, og med hensyn til afstand fra Solen indtager den fjerde position. Planetens rumfang er 1,638×1011 km³, og vægten er 0,105-0,108 jordmasser (6,441023 kg), hvilket giver efter i tæthed omkring 30 % (3,95 g/cm3)). Den frie faldsacceleration i ækvatorialområdet på Mars er bestemt i området fra 3,711 til 3,76 m/s². Overfladearealet er anslået til 144.800.000 km². Atmosfærisk tryk svinger inden for 0,7-0,9 kPa. Den hastighed, der kræves for at overvinde tyngdekraften (second space) er 5.072 m/s. På den sydlige halvkugle er Mars' gennemsnitlige overflade 3-4 km højere end på den nordlige halvkugle.
Klimatiske forhold
Den samlede masse af Mars atmosfære er omkring 2,51016 kg, men i løbet af året varierer den meget på grund af smeltningen eller "frysningen" af de kuldioxidholdige polarkapper. Det gennemsnitlige tryk på overfladen (ca. 6,1 mbar) er næsten 160 gange mindre end nær overfladen af vores planet, men i dybe lavningernår 10 mbar. Ifølge forskellige kilder varierer sæsonbetingede trykfald fra 4,0 til 10 mbar.
95,32 % af atmosfæren på Mars består af kuldioxid, omkring 4 % er argon og nitrogen, og oxygen sammen med vanddamp er mindre end 0,2 %.
En meget sjælden atmosfære kan ikke holde på varmen længe. På trods af den "varme farve", der adskiller planeten Mars fra andre, falder temperaturen på overfladen til -160°C ved polen om vinteren, og ved ækvator om sommeren kan overfladen kun varme op til +30°C i løbet af om dagen.
Klimaet er sæsonbestemt, ligesom på Jorden, men forlængelsen af Mars' kredsløb fører til betydelige forskelle i årstidernes varighed og temperaturregime. Det kølige forår og sommer på den nordlige halvkugle varer tilsammen meget mere end halvdelen af marsåret (371 martsdage), og vinteren og efteråret er korte og moderate. De sydlige somre er varme og korte, mens vintrene er kolde og lange.
Sæsonbestemte klimaændringer kommer tydeligst til udtryk i polarkappernes adfærd, der er sammensat af is med en blanding af fine, støvlignende partikler af sten. Forsiden af den nordlige polarkappe kan bevæge sig væk fra polen med næsten en tredjedel af afstanden til ækvator, og grænsen for den sydlige kasket når halvdelen af denne afstand.
Temperaturen på planetens overflade blev bestemt allerede i begyndelsen af 20'erne af forrige århundrede af et termometer, der var placeret nøjagtigt i fokus for et reflekterende teleskop rettet mod Mars. De første målinger (indtil 1924) viste værdier fra -13 til -28 ° C, og i 1976 blev de nedre og øvre temperaturgrænser specificeretlandede på Mars af Viking-rumfartøjet.
Mars-støvstorme
"eksponeringen" af støvstorme, deres omfang og adfærd har afsløret et mysterium, som Mars længe har haft. Planetens overflade skifter på mystisk vis farve, fængslende iagttagere siden oldtiden. Støvstorme viste sig at være årsagen til "kamæleonismen".
Pludselige temperaturændringer på den røde planet forårsager voldsomme vinde, hvis hastighed når 100 m/s, og lav tyngdekraft, på trods af luftens tynde, gør det muligt for vindene at rejse enorme støvmasser til en højde på mere end 10 km.
Støvstorme er også drevet af en kraftig stigning i atmosfærisk tryk forårsaget af fordampning af frossen kuldioxid fra vinterens polarkapper.
Støvstorme, som vist af billeder af Mars' overflade, trækker rumligt mod polarkapperne og kan dække enorme områder, der varer op til 100 dage.
Et andet støvet syn, som Mars skylder unormale temperaturændringer, er tornadoer, der, i modsætning til jordiske "kolleger", strejfer ikke kun i ørkenområder, men også er værter på skråningerne af vulkankratere og nedslagstragte. op til 8 km. Deres spor viste sig at være gigantiske grenstribede tegninger, der forblev mystiske i lang tid.
Støvstorme og tornadoer opstår hovedsageligt under de store oppositioner, når sommeren på den sydlige halvkugle falder på den periode, hvor Mars passerer gennem det punkt i kredsløbet, der er tættest på Solenplaneter (perihelion).
Billederne af Mars' overflade, taget af Mars Global Surveyor-rumfartøjet, , som har kredset om planeten siden 1997, viste sig at være meget frugtbare for tornadoer.
Nogle tornadoer efterlader spor, fejer eller suger et løst overfladelag af fine jordpartikler ind, andre efterlader ikke engang "fingeraftryk", andre tegner rasende indviklede figurer, som de blev kaldt støvdjævle for. Hvirvelvinde virker som regel alene, men de afviser heller ikke gruppe-"repræsentationer".
Relieffunktioner
Sandsynligvis, alle, der, bevæbnet med et kraftigt teleskop, kiggede på Mars for første gang, lignede planetens overflade umiddelbart månelandskabet, og i mange områder er dette sandt, men stadig er Mars' geomorfologi ejendommelig og unik.
Regionale træk ved planetens relief skyldes asymmetrien på dens overflade. De overvejende flade overflader på den nordlige halvkugle er 2-3 km under det betingede nulniveau, og på den sydlige halvkugle er overfladen kompliceret af kratere, dale, kløfter, lavninger og bakker 3-4 km over basisniveauet. Overgangszonen mellem de to halvkugler, 100-500 km bred, er morfologisk udtrykt af en stærkt eroderet kæmpe scarp, næsten 2 km høj, der dækker næsten 2/3 af planeten i omkreds og spores af et system af forkastninger.
De fremherskende landformer, der karakteriserer Mars' overflade, er præsenteretoversået med kratere af forskellig oprindelse, opland og lavninger, stødstrukturer af cirkulære fordybninger (multi-ring bassiner), lineært aflange opland (kamme) og uregelmæssigt formede stejle bassiner.
fladtoppede hævninger med stejle kanter (mesas), omfattende flade kratere (skjoldvulkaner) med eroderede skråninger, bugtende dale med bifloder og grene, udjævnede højland (plateauer) og områder med tilfældigt vekslende kløftlignende dale (labyrinter) er udbredt.
Karakteristisk for Mars er synkende fordybninger med et kaotisk og formløst relief, udvidede, komplekst opbyggede trin (forkastninger), en række subparallelle kamme og furer, samt store sletter med et fuldstændig "jordisk" udseende.
Ringformede kraterbassiner og store (over 15 km på tværs) kratere er de definerende morfologiske træk ved store dele af den sydlige halvkugle.
De højeste områder på planeten med navnene Tharsis og Elysium er placeret på den nordlige halvkugle og repræsenterer enorme vulkanske højland. Tharsis-plateauet, der rejser sig over de flade omgivelser i næsten 6 km, strækker sig 4000 km i længdegrad og 3000 km i breddegrad. På plateauet er der 4 kæmpe vulkaner med en højde på 6,8 km (Mount Alba) til 21,2 km (Mount Olympus, diameter 540 km). Toppene af bjergene (vulkanerne) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) og Arsia (Arsia) er i en højde af henholdsvis 14, 18 og 19 km. Mount Alba står alene nordvest for en stram række af andre vulkaner ogDet er en skjold vulkansk struktur med en diameter på omkring 1500 km. Volcano Olympus (Olympus) - det højeste bjerg ikke kun på Mars, men i hele solsystemet.
To store meridionale lavlande støder op til provinsen Tharsis fra øst og vest. Overflademærkerne på den vestlige slette med navnet Amazonia er tæt på planetens nulniveau, og de laveste dele af den østlige lavning (Chris Plain) er 2-3 km under nulniveauet.
I ækvatorialområdet på Mars er Elysiums næststørste vulkanske højland, omkring 1500 km på tværs. Plateauet rejser sig 4-5 km over basen og bærer tre vulkaner (Mount Elysium, Albor Dome og Mount Hekate). Det højeste Mount Elysium er vokset til 14 km.
Øst for Tharsis-plateauet i ækvatorialregionen strækker Mariner sig et gigantisk sprækkelignende system af dale (kløfter) langs Mars skala (næsten 5 km) og overstiger længden af en af de største Grand Kløfter på jorden næsten 10 gange, og 7 gange bredere og dybere. Den gennemsnitlige bredde af dalene er 100 km, og næsten rene afsatser på deres sider når en højde på 2 km. Lineariteten af strukturerne angiver deres tektoniske oprindelse.
Inden for højderne af den sydlige halvkugle, hvor Mars' overflade simpelthen er fyldt med kratere, er der de største cirkulære chokfordybninger på planeten med navnene Argir (ca. 1500 km) og Hellas (2300 km).
Hellas-sletten er dybere end alle planetens lavninger (næsten 7000 m under gennemsnitsniveauet), og overskydningen af Argir-sletten eri forhold til niveauet af den omkringliggende bakke er 5,2 km. Et lignende afrundet lavland, Isis-sletten (1100 km på tværs), ligger i den ækvatoriale region på planetens østlige halvkugle og støder op til Elysian-sletten i nord.
På Mars kendes omkring 40 flere sådanne multiringbassiner, men mindre i størrelse.
På den nordlige halvkugle er det største lavland på planeten (den nordlige slette), der grænser op til polarområdet. Slettemarkører er under nulniveauet for planetens overflade.
Eoliske landskaber
Det ville være svært at beskrive Jordens overflade med få ord, med henvisning til planeten som helhed, men at få en idé om, hvilken slags overflade Mars har, hvis man blot kalder det er livløst og tørt, rødbrun, stenet sandørken, fordi planetens dissekerede relief udjævnes af løse alluviale aflejringer.
Eoliske landskaber, der er sammensat af sand-fint siltmateriale med støv og dannet som følge af vindaktivitet, dækker næsten hele planeten. Disse er almindelige (som på jorden) klitter (tværgående, langsgående og diagonale), der varierer i størrelse fra nogle få hundrede meter til 10 km, såvel som lagdelte eoliske-glaciale aflejringer af polarkapperne. Det særlige relief "skabt af Aeolus" er begrænset til lukkede strukturer - bunden af store kløfter og kratere.
Vindens morfologiske aktivitet, som bestemmer de særlige træk ved Mars overflade, manifesterede sig i intenserosion (deflation), hvilket resulterede i dannelsen af karakteristiske, "indgraverede" overflader med cellulære og lineære strukturer.
Laminerede eoliske-glaciale formationer, sammensat af is blandet med nedbør, dækker planetens polære hætter. Deres kraft er anslået til flere kilometer.
Geologiske karakteristika ved overfladen
Ifølge en af de eksisterende hypoteser om Mars' moderne sammensætning og geologiske struktur smeltede den indre kerne af en lille størrelse, der hovedsageligt består af jern, nikkel og svovl, først fra planetens primære stof. Derefter dannedes der omkring kernen en homogen litosfære med en tykkelse på omkring 1000 km sammen med skorpen, hvori den aktive vulkanske aktivitet sandsynligvis fortsætter i dag med udslyngning af stadig nye dele af magma til overfladen. Tykkelsen af Mars-skorpen er anslået til 50-100 km.
Siden mennesket begyndte at se på de klareste stjerner, var videnskabsmænd, ligesom alle mennesker, der ikke er ligeglade med de universelle naboer, blandt andre mysterier, primært interesseret i, hvilken overflade Mars har.
Næsten hele planeten er dækket af et lag brunligt-gulligt-rødt støv blandet med fint siltet og sandet materiale. Hovedkomponenterne i løs jord er silikater med en stor blanding af jernoxider, hvilket giver overfladen en rødlig farvetone.
Ifølge resultaterne af talrige undersøgelser udført af rumfartøjer er udsving i grundstofsammensætningen af løse aflejringer af planetens overfladelag ikke så signifikante, at de antyder en bred vifte af mineralsammensætninger i bjergesten, der udgør Mars-skorpen.
Etableret i jordens gennemsnitsindhold af silicium (21%), jern (12,7%), magnesium (5%), calcium (4%), aluminium (3%), svovl (3,1%), samt kalium og klor (<1%) viste, at grundlaget for løse aflejringer af overfladen er produkterne af ødelæggelsen af magmatiske og vulkanske bjergarter af den grundlæggende sammensætning, tæt på jordens bas alter. Først tvivlede forskere på den betydelige differentiering af planetens stenskal med hensyn til mineralsammensætning, men undersøgelser af Mars grundbjergarter udført som en del af Mars Exploration Rover (USA)-projektet førte til den sensationelle opdagelse af analoger af jordbaserede andesitter (bjergarter af mellemsammensætning).
Denne opdagelse, senere bekræftet af adskillige fund af lignende bjergarter, gjorde det muligt at bedømme, at Mars ligesom Jorden kan have en differentieret skorpe, hvilket fremgår af det betydelige indhold af aluminium, silicium og kalium.
Baseret på et stort antal billeder taget af rumfartøjer og gjort det muligt at bedømme, hvad Mars' overflade består af, udover magmatiske og vulkanske bjergarter, er tilstedeværelsen af vulkansk-sedimentære bjergarter og sedimentære aflejringer tydelig på planeten, som genkendes af den karakteristiske pladeadskillelse og lagdeling af fragmenter af fremspring.
Karten af lagdelingen af klipper kan indikere deres dannelse i havene og søerne. Områder med sedimentære bjergarter er blevet registreret mange steder på planeten og findes oftest i store kratere.
Forskere udelukker ikke den "tørre" dannelse af nedbør af deres marsstøv med deres yderligerelithificering (forstening).
Permafrostformationer
En særlig plads i morfologien af Mars overflade er optaget af permafrostformationer, hvoraf de fleste optrådte på forskellige stadier af planetens geologiske historie som et resultat af tektoniske bevægelser og påvirkningen af eksogene faktorer.
Baseret på undersøgelsen af et stort antal rumbilleder konkluderede videnskabsmænd enstemmigt, at vand spiller en væsentlig rolle i at forme Mars' udseende sammen med vulkansk aktivitet. Vulkanudbrud førte til smeltningen af isdækket, som igen tjente til at udvikle vanderosion, som man stadig kan se spor af i dag.
Den kendsgerning, at permafrosten på Mars blev dannet allerede i de tidligste stadier af planetens geologiske historie, bevises ikke kun af polarkapperne, men også af specifikke landformer, der ligner landskabet i permafrostzoner på Jorden.
Hvirvellignende formationer, der ligner lagdelte aflejringer i planetens polare områder på satellitbilleder, tæt på er et system af terrasser, afsatser og fordybninger, der danner en række forskellige former.
Polarhætteaflejringer, der er flere kilometer tykke, består af lag af kuldioxid og vandis blandet med siltet og fint siltet materiale.
Dip-sænknings-landformer, der er karakteristiske for Mars ækvatoriale zone, er forbundet med processen med ødelæggelse af kryogene lag.
Vand på Mars
På det meste af Mars' overflade kan vand ikke eksistere i væsketilstand på grund af lavt tryk, men i nogle regioner med et samlet areal på omkring 30 % af planetens areal indrømmer NASA-eksperter tilstedeværelsen af flydende vand.
Plideligt etablerede vandreserver på den røde planet er hovedsageligt koncentreret i det overfladenære lag af permafrost (kryosfæren) med en tykkelse på op til mange hundrede meter.
Forskere udelukker ikke eksistensen af relikte søer med flydende vand og under lagene af polarhætterne. Baseret på det estimerede volumen af Mars kryolithosfære, er vand (is) reserver estimeret til omkring 77 millioner km³, og hvis vi tager højde for det sandsynlige volumen af optøede sten, kan dette tal falde til 54 millioner km³.
Derudover er der en opfattelse af, at der under kryolithosfæren kan være lag med kolossale reserver af s altvand.
Mange fakta indikerer tilstedeværelsen af vand på planetens overflade i fortiden. De vigtigste vidner er mineraler, hvis dannelse indebærer deltagelse af vand. Først og fremmest er det hæmatit, lermineraler og sulfater.
Marsskyer
Den samlede mængde vand i atmosfæren på den "udtørrede" planet er mere end 100 millioner gange mindre end på Jorden, og alligevel er Mars' overflade dækket, omend sjældent og upåfaldende, men ægte og endda blålige skyer, dog bestående af isstøv. Skyet er dannet i en bred vifte af højder fra 10 til 100 km og er hovedsageligt koncentreret i ækvatorialbæltet og stiger sjældent over 30 km.
Iståge og -skyer er også almindelige i nærheden af polarkapperne om vinteren (polar dis), men her kan de"falde" under 10 km.
Skyer kan få en bleg lyserød farve, når ispartikler blandes med støv, der hæves fra overfladen.
Der er registreret skyer af en lang række forskellige former, inklusive bølgede, stribede og cirrus.
Mars-landskab fra menneskelig højde
For første gang at se, hvordan overfladen på Mars ser ud fra højden af en høj mand (2,1 m) tillod curiosity-roverens "arm" bevæbnet med et kamera i 2012. Foran robottens forbløffede blik dukkede en "sand", grusbelagt slette, oversået med små brosten, med sjældne flade fremspring, muligvis grundfjeld, vulkanske klipper, op.
Et kedeligt og monotont billede på den ene side blev oplivet af den bakkede højderyg på kanten af Gale-krateret, og på den anden side af den let skrånende masse af Mount Sharp, 5,5 km høj, som var genstand for rumskibets jagt.
Da de planlagde ruten langs bunden af krateret, havde forfatterne til projektet tilsyneladende ikke engang mistanke om, at overfladen af Mars, taget af Curiosity-roveren, ville være så forskelligartet og heterogen, i modsætning til forventning om kun at se en kedelig og monoton ørken.
På vej til Mount Sharp måtte robotten overvinde sprængte, flade flade overflader, svagt trappede skråninger af vulkansk-sedimentære (at dømme efter den lagdelte tekstur på spånerne) sten samt blokkollaps af mørkeblålige vulkanske bjergarter med en cellulær overflade.
Apparatet undervejs affyrede mod "angivet ovenfra" mål (brosten) med laserimpulser og borede små brønde (op til 7 cm dybe) for at studere materialesammensætningen af prøverne. Analysen af det opnåede materiale viste ud over indholdet af klippedannende elementer, der er karakteristiske for bjergarter af basisk sammensætning (bas alt), tilstedeværelsen af forbindelser af svovl, nitrogen, kulstof, klor, metan, brint og fosfor, dvs. "komponenter af livet".
Derudover blev der fundet lermineraler, dannet i nærværelse af vand med en neutral surhedsgrad og lav s altkoncentration.
Baseret på denne information, sammenholdt med tidligere opnået information, var videnskabsmænd tilbøjelige til at konkludere, at der for milliarder af år siden var flydende vand på Mars' overflade, og atmosfærens tæthed er meget højere end i dag.
Morning Star of Mars
Lige siden Mars Global Surveyor-rumfartøjet kredsede om den røde planet i en afstand af 139 millioner km rundt om verden i maj 2003, er det sådan Jorden ser ud fra Mars' overflade.
Men faktisk ser vores planet ud derfra omtrent som vi ser Venus i morgen- og aftentimerne, og lyser kun i den brunlige sorte på Mars-himlen, en ensom (bortset fra den svagt skelnelige måne) lille prik er lidt lysere end Venus.
Det første billede af Jorden fra overfladen varlavet i den lille time fra Spirit-roveren i marts 2004, og Jorden poserede "hånd i hånd med Månen" for Curiosity-rumfartøjet i 2012, og det blev endnu "smukkere" end første gang.
