A konfrontáció napjaiban egy baljós vérvörös színnel villódzik és primitív misztikus félelmet kelt, a titokzatos és titokzatos csillag, amelyet az ókori rómaiak a háború istene, Mars (a görögöknél Ares) tiszteletére neveztek el, aligha passzolna női névhez. A görögök Phaetonnak is nevezték "sugárzó és ragyogó" megjelenése miatt, amelyet a Mars felszíne az élénk színnek és a vulkáni kráterekkel, az óriási meteoritok becsapódásából származó horpadásokkal, völgyekkel és sivatagokkal tarkított holdi domborműnek köszönhető.
Orbitális jellemzők
A Mars elliptikus pályájának excentricitása 0,0934, így a Naphoz mért maximális (249 millió km) és minimális (207 millió km) távolság különbségét okozza, aminek következtében a bejutó napenergia mennyisége bolygó 20-30% között változik.
Az átlagos keringési sebesség 24,13 km/s. Mars686,98 földi nap alatt teljesen megkerüli a Napot, ami kétszer meghaladja a Föld periódusát, és szinte ugyanúgy megfordul saját tengelye körül, mint a Föld (24 óra 37 perc alatt). A pálya dőlésszöge az ekliptika síkjához képest különböző becslések szerint 1,51 ° és 1,85 ° között van, és a pálya dőlése az egyenlítőhöz képest 1,093 °. A Nap egyenlítőjéhez képest a Mars pályája 5,65 ° -os szögben hajlik (és a Föld körülbelül 7 °). A bolygó egyenlítőjének jelentős dőlése a pálya síkjához képest (25,2°) jelentős évszakos éghajlatváltozásokhoz vezet.
A bolygó fizikai paraméterei
A Mars a Naprendszer bolygói között méretét tekintve a hetedik helyen áll, a Naptól való távolságát tekintve pedig a negyedik helyet foglalja el. A bolygó térfogata 1,638 × 1011 km³, tömege 0,105-0,108 földtömeg (6,441023 kg), így sűrűsége körülbelül 30% (3,95 g/cm3).). A szabadesés gyorsulása a Mars egyenlítői régiójában a 3,711 és 3,76 m/s² közötti tartományban van meghatározva. Felületét 144 800 000 km²-re becsülik. A légköri nyomás 0,7-0,9 kPa között ingadozik. A gravitáció (második tér) leküzdéséhez szükséges sebesség 5072 m/s. A déli féltekén a Mars átlagos felszíne 3-4 km-rel magasabb, mint az északi féltekén.
Éghajlati viszonyok
A Mars atmoszférájának össztömege körülbelül 2,51016 kg, de év közben ez a szén-dioxid tartalmú sarki sapkák olvadása vagy "fagyása" miatt nagymértékben változik. Az átlagos nyomás a felszínen (körülbelül 6,1 mbar) csaknem 160-szor kisebb, mint bolygónk felszíne közelében, de mély mélyedésekbeneléri a 10 mbar-t. Különféle források szerint a szezonális nyomásesések 4,0 és 10 mbar között mozognak.
A Mars légkörének 95.32%-a szén-dioxid, körülbelül 4%-a argon és nitrogén, az oxigén a vízgőzzel együtt kevesebb, mint 0,2%.
A rendkívül ritka légkör nem képes sokáig megtartani a hőt. A Mars bolygót a többitől megkülönböztető "forró szín" ellenére a felszín hőmérséklete télen -160°C-ra csökken a sarkon, nyáron pedig az Egyenlítőnél, a felszínen csak +30°C-ig melegedhet fel a felszín. a nappali.
Az éghajlat szezonális, akárcsak a Földön, de a Mars pályájának megnyúlása jelentős eltérésekhez vezet az évszakok időtartamában és hőmérsékleti rendszerében. Az északi féltekén a hűvös tavasz és nyár együtt a marsi év több mint felét (371 márciusi napot) tart, a tél és az ősz pedig rövid és mérsékelt. A déli nyarak forróak és rövidek, míg a telek hidegek és hosszúak.
Az évszakos éghajlatváltozás a legvilágosabban a sarki sapkák viselkedésében nyilvánul meg, amelyek jégből és finom, porszerű kőzetszemcsék keverékéből állnak. Az északi sarki sapka eleje az egyenlítői távolság közel harmadával távolodhat el a pólustól, a déli sarki sapka határa pedig eléri ennek a távolságnak a felét.
A bolygó felszínének hőmérsékletét már a múlt század 20-as éveinek elején határozták meg egy hőmérővel, amely pontosan a Marsot célzó fényvisszaverő távcső fókuszában helyezkedett el. Az első mérések (1924-ig) -13 és -28 °C közötti értékeket mutattak, 1976-ban pedig meghatározták az alsó és felső hőmérsékleti határokat.leszállt a Marson a Viking űrszonda.
Marsi porviharok
A porviharok "kitettsége", mértéke és viselkedése feltárt egy rejtélyt, amelyet régóta őriz a Mars. A bolygó felszíne titokzatosan megváltoztatja a színét, ősidők óta leköti a megfigyelőket. Kiderült, hogy a "kaméleonizmus" oka a porvihar.
A Vörös Bolygó hirtelen hőmérséklet-változásai tomboló heves szeleket okoznak, amelyek sebessége eléri a 100 m/s-t, és az alacsony gravitáció a levegő vékonysága ellenére lehetővé teszi, hogy a szelek hatalmas portömegeket emeljenek a magasba több mint 10 km.
A porviharokat a légköri nyomás meredek emelkedése is gerjeszti, amelyet a téli sarki sapkákból fagyott szén-dioxid párolgása okoz.
A porviharok, amint azt a Mars felszínéről készült képek is mutatják, térben a sarki sapkák felé gravitálódnak, és hatalmas területeket boríthatnak be, akár 100 napig is eltarthatnak.
Egy másik poros látvány, amelyet a Mars a rendellenes hőmérséklet-változásoknak köszönhet, a tornádók, amelyek a földi "kollégákkal ellentétben" nemcsak sivatagi területeken kóborolnak, hanem vulkánkráterek és becsapódási tölcsérek lejtőin is otthont adnak. felfelé 8 km-ig. Nyomuk óriás ágas-csíkos rajzoknak bizonyult, amelyek sokáig titokzatosak maradtak.
Porviharok és tornádók főleg a nagy ellentétek idején fordulnak elő, amikor a déli féltekén a nyár arra az időszakra esik, amikor a Mars áthalad a pálya Naphoz legközelebbi pontjánbolygók (perihélium).
A bolygó körül 1997 óta keringő Mars Global Surveyor űrszonda, által készített képek a Mars felszínéről nagyon termékenynek bizonyultak a tornádók számára.
Egyes tornádók nyomokat hagynak maguk után, elsöprik vagy magukba szívják a finom talajrészecskék laza felületi rétegét, mások még "ujjlenyomatokat" sem hagynak maguk után, mások dühösen bonyolult figurákat rajzolnak, amiért porördögnek nevezték őket. A forgószelek általában egyedül működnek, de nem utasítják el a csoportos "reprezentációkat" sem.
Kikönnyítési jellemzők
Valószínűleg mindenki, aki egy erős távcsővel felfegyverkezve először nézett a Marsra, a bolygó felszíne azonnal a holdbéli tájra emlékeztetett, és ez sok területen igaz is, de a Mars geomorfológiája mégis különös és egyedi.
A bolygó domborművének regionális jellemzői a felszínének aszimmetriájából adódnak. Az északi félteke domináns sík felületei 2-3 km-rel a feltételesen nulla szint alatt, a déli féltekén pedig a kráterek, völgyek, kanyonok, mélyedések, dombok által bonyolított felszín 3-4 km-rel az alapszint felett vannak. A két félteke közötti, 100–500 km széles átmeneti zónát morfológiailag egy erősen erodált, csaknem 2 km magas, a bolygó csaknem 2/3-át beborító óriás hegély fejezi ki, amelyet egy hibarendszer követ.
Bemutatjuk a Mars felszínét jellemző uralkodó felszínformákatkülönféle eredetű kráterekkel, magaslatokkal és mélyedésekkel tarkított, kör alakú mélyedések (többgyűrűs medencék), lineárisan megnyúlt magaslatok (gerincek) és szabálytalan alakú meredek medencék ütközőszerkezetei.
Lapos tetejű kiemelkedések meredek élekkel (mesák), kiterjedt lapos kráterek (pajzsvulkánok) erodált lejtőkkel, kanyargós völgyek mellékfolyókkal és ágakkal, egyenetlen felföldek (fennsíkok) és véletlenszerűen váltakozó kanyonszerű völgyek (labirintusok)) széles körben elterjedt.
A Marsra jellemzőek a süllyedő mélyedések kaotikus és formátlan domborzattal, kiterjedt, összetett felépítésű lépcsők (hibák), szubpárhuzamos gerincek és barázdák sorozata, valamint a teljesen "földi" megjelenésű hatalmas síkságok.
A gyűrű alakú krátermedencék és a nagy (több mint 15 km átmérőjű) kráterek a déli félteke nagy részének meghatározó morfológiai jellemzői.
A bolygó Tharsis és Elysium elnevezésű legmagasabb régiói az északi féltekén helyezkednek el, és hatalmas vulkanikus felföldeket képviselnek. A sík környezet fölé közel 6 km-en át magasodó Tharsis-fennsík 4000 km hosszúságban és 3000 km szélességben húzódik. A fennsíkon 4 óriási vulkán található, amelyek magassága 6,8 km (Alba-hegy) 21,2 km-ig (Olympus-hegy, átmérője 540 km). A hegycsúcsok (vulkánok) a Pavlina / Pavonis (Pavonis), az Askrian (Ascraeus) és az Arsia (Arsia) 14, 18 és 19 km magasságban találhatók. Az Alba-hegy egyedül áll északnyugatra a többi vulkán szigorú sorától ésEz egy pajzsvulkáni szerkezet, amelynek átmérője körülbelül 1500 km. Olympus vulkán (Olympus) - a legmagasabb hegy nem csak a Marson, hanem az egész Naprendszerben.
Két hatalmas meridionális alföld csatlakozik Tharsis tartományhoz keletről és nyugatról. Az Amazonia nevű nyugati síkság felszíni jegyei közel vannak a bolygó nulla szintjéhez, a keleti mélyedés legalacsonyabb részei (Chris Plain) pedig 2-3 km-rel a nulla szint alatt vannak.
A Mars egyenlítői régiójában található Elysium második legnagyobb vulkáni hegyvidéke, körülbelül 1500 km átmérőjű. A fennsík 4-5 km-rel az alapja fölé emelkedik, és három vulkán található rajta (az Elysium-hegy, az Albor Dome és a Hekate-hegy). A legmagasabb Mount Elysium 14 km-re nőtt.
A Tharsis fennsíktól keletre, az egyenlítői régióban egy óriási, hasadékszerű völgyrendszer (kanyon) húzódik a Mariner a Mars léptéke mentén (majdnem 5 km), meghaladva az egyik legnagyobb Grand hosszát. A földi kanyonok csaknem 10-szer, hétszer szélesebbek és mélyebbek. A völgyek átlagos szélessége 100 km, oldalaik szinte puszta párkányai elérik a 2 km magasságot. A szerkezetek linearitása jelzi tektonikus eredetüket.
A déli félteke magasságában, ahol a Mars felszíne egyszerűen tele van kráterekkel, ott vannak a bolygó legnagyobb körkörös lökésszerű mélyedései Argir (kb. 1500 km) és Hellas (2300 km) néven..
A Hellas-síkság mélyebb, mint a bolygó összes mélyedése (majdnem 7000 méterrel az átlagos szint alatt), és az Argir-síkság túlsúlyaa környező domb szintjéhez viszonyítva 5,2 km. Hasonló lekerekített síkság, az Ízisz-síkság (1100 km átmérőjű) a bolygó keleti féltekéjének egyenlítői régiójában található, és északon az Elíziai-síksághoz csatlakozik.
A Marson még körülbelül 40 ilyen többgyűrűs medence ismert, de méretük kisebb.
Az északi féltekén található a bolygó legnagyobb alföldje (Northern Plain), amely a sarkvidéket határolja. A síksági jelzők a bolygó felszínének nulla szintje alatt vannak.
Eolian tájak
Nehéz lenne néhány szóban leírni a Föld felszínét, a bolygó egészére utalva, de ahhoz, hogy képet kapjunk arról, milyen felülettel rendelkezik a Mars, ha egyszerűen csak hívjuk élettelen és száraz, vörösesbarna, sziklás homokos sivatag, mert a bolygó feldarabolt domborzatát laza hordaléklerakódások simítják ki.
Az eoli tájak, amelyek homokos-finom iszapos, poros anyagból állnak, és a szél tevékenysége következtében alakultak ki, szinte az egész bolygót beborítják. Ezek közönséges (mint a földön) dűnék (keresztirányú, hosszanti és átlós), amelyek mérete néhány száz métertől 10 km-ig terjed, valamint a sarki sapkák réteges eolikus-glaciális lerakódásai. Az "Aeolus által alkotott" különleges dombormű zárt szerkezetekre korlátozódik - nagy kanyonok és kráterek fenekére.
A szél morfológiai tevékenysége, amely meghatározza a Mars felszínének sajátos jellemzőit, intenzíven nyilvánult megerózió (defláció), ami jellegzetes, "bevésett" felületek kialakulását eredményezte sejtes és lineáris szerkezettel.
Laminált eolikus-glaciális képződmények, amelyek csapadékkal kevert jégből állnak, borítják a bolygó sarki sapkáit. Teljesítményüket több kilométerre becsülik.
A felszín geológiai jellemzői
A Mars modern összetételére és geológiai szerkezetére vonatkozó egyik létező hipotézis szerint a kis méretű, főleg vasból, nikkelből és kénből álló belső mag először kiolvadt a bolygó elsődleges anyagából. Ezután a mag körül egy körülbelül 1000 km vastag homogén litoszféra alakult ki a kéreggel együtt, amelyben valószínűleg ma is folytatódik az aktív vulkáni tevékenység, egyre újabb magmarészek kilökésével a felszínre. A marsi kéreg vastagságát 50-100 km-re becsülik.
Amióta az ember elkezdte a legfényesebb csillagokat nézni, a tudósokat, mint minden olyan embert, akit nem közömbösek az egyetemes szomszédok, többek között a rejtélyek, elsősorban az érdekelte, hogy milyen felszíne van a Marsnak.
Szinte az egész bolygót barnás-sárgásvörös porréteg borítja, amely finom iszapos és homokos anyaggal keveredik. A laza talaj fő összetevői a szilikátok nagy mennyiségű vas-oxid keverékkel, ami vöröses árnyalatot ad a felületnek.
Számos űrhajókkal végzett tanulmány eredményei szerint a bolygó felszíni rétegének laza lerakódásainak elemi összetételének ingadozása nem olyan jelentős, hogy a hegyek ásványi összetételének sokféleségére utaljon.a marsi kérget alkotó sziklák.
A talajban megállapított átlagos szilícium (21%), vas (12,7%), magnézium (5%), kalcium (4%), alumínium (3%), kén (3,1%), valamint kálium és klór (<1%) jelezte, hogy a felszín laza lerakódásainak alapját a föld baz altjaihoz közeli, magmás és vulkáni eredetű kőzetek pusztulási termékei képezik. A tudósok eleinte kételkedtek a bolygó kőhéjának jelentős eltérésében az ásványi összetétel tekintetében, de a Mars Exploration Rover (USA) projekt részeként a Mars alapkőzeteinek vizsgálata a földi analógok szenzációs felfedezéséhez vezetett. andezitek (köztes összetételű kőzetek).
Ez a felfedezés, amelyet később számos hasonló kőzetlelet is megerősített, lehetővé tette annak megítélését, hogy a Marsnak, akárcsak a Földnek, lehet egy eltérő kérge, amit a jelentős alumínium-, szilícium- és káliumtartalom bizonyít.
Az űrhajók által készített hatalmas számú kép alapján, amely lehetővé tette annak megítélését, hogy miből áll a Mars felszíne, a magmás és vulkáni eredetű kőzeteken kívül nyilvánvaló a vulkáni-üledékes kőzetek és üledékes lerakódások jelenléte a bolygó, amelyeket a jellegzetes lemezes elválasztás és a kiemelkedések réteges töredékei ismernek fel.
A kőzetek rétegződésének jellege a tengerekben és tavakban való kialakulására utalhat. A bolygón számos helyen feljegyeztek üledékes kőzeteket, és leggyakrabban hatalmas kráterekben találhatók.
A tudósok nem zárják ki marsi poruk „száraz” csapadékképződését a továbbilitifikáció (kövesedés).
Permafrost képződmények
A Mars felszínének morfológiájában különleges helyet foglalnak el a permafroszt képződmények, amelyek többsége a bolygó geológiai történetének különböző szakaszaiban jelent meg a tektonikus mozgások és az exogén tényezők hatására.
Számos űrfelvétel vizsgálata alapján a tudósok egyöntetűen arra a következtetésre jutottak, hogy a víz a vulkáni tevékenység mellett jelentős szerepet játszik a Mars megjelenésének kialakításában. A vulkánkitörések a jégtakaró olvadásához vezettek, ami viszont vízerózió kialakulásához vezetett, melynek nyomai ma is láthatók.
Azt a tényt, hogy a Marson a permafrost már a bolygó geológiai történetének legkorábbi szakaszában kialakult, nemcsak a sarki sapkák, hanem a Föld permafrost zónáiban a tájhoz hasonló sajátos felszínformák is bizonyítják.
Az örvényszerű képződmények, amelyek a műholdfelvételeken réteges lerakódásoknak tűnnek a bolygó sarki régióiban, közelről teraszok, párkányok és mélyedések rendszere, amelyek változatos formákat alkotnak.
A sarki sapkák több kilométer vastag lerakódásai iszapos és finom iszapos anyaggal kevert szén-dioxid és vízjég rétegekből állnak.
A Mars egyenlítői zónájára jellemző süllyedő felszínformák a kriogén rétegek pusztulásának folyamatához kapcsolódnak.
Víz a Marson
A Mars felszínének nagy részén a víz nem létezhet folyadékbanaz alacsony nyomás miatti állapot, de egyes régiókban, amelyek összterülete a bolygó területének körülbelül 30%-a, a NASA szakértői elismerik folyékony víz jelenlétét.
A Vörös Bolygó megbízhatóan kialakított vízkészletei főleg a felszínhez közeli permafrost rétegben (krioszférában) koncentrálódnak, amelynek vastagsága akár sok száz méter is lehet.
A tudósok nem zárják ki a folyékony vizű reliktum tavak létezését és a sarki sapkák rétegei alatt. A marsi kriolitoszféra becsült térfogata alapján a víz (jég) készleteket körülbelül 77 millió km³-re becsülik, és ha figyelembe vesszük a felolvadt kőzetek valószínű térfogatát, ez a szám 54 millió km³-re csökkenhet.
Emellett az a vélemény is létezik, hogy a kriolitoszféra alatt hatalmas sósvízkészletekkel rendelkező rétegek lehetnek.
Sok tény utal arra, hogy a múltban víz volt jelen a bolygó felszínén. A fő tanúk az ásványok, amelyek képződése a víz részvételével jár. Mindenekelőtt hematit, agyagásványok és szulfátok.
Marsi felhők
A "kiszáradt" bolygó atmoszférájában a víz teljes mennyisége több mint 100 milliószor kevesebb, mint a Földön, és a Mars felszínét mégis borítják, bár ritka és nem feltűnő, de valódi, sőt kékes felhők, azonban jégporból áll. A felhőzet a tengerszint feletti magasságok széles tartományában, 10 és 100 km között alakul ki, és főleg az egyenlítői övezetben koncentrálódik, ritkán emelkedik 30 km fölé.
Télen a sarki sapkák közelében is gyakoriak a jégködök és felhők (sarki köd), de itt előfordulhatnak"esik" 10 km alá.
A felhők halvány rózsaszínűvé válhatnak, ha jégszemcsék keverednek a felszínről felszállt porral.
Sokféle formájú felhőt rögzítettek, beleértve a hullámos, csíkos és cirrus alakú felhőket.
Marsi táj emberi magasságból
Először 2012-ben engedte meg a kamerával felfegyverzett curiosity rover "karját", hogy megnézze, hogyan néz ki a Mars felszíne egy magas ember magasságából (2,1 m). A robot csodálkozó tekintete előtt egy "homokos", kavicsos-kavicsos síkság tűnt fel, apró macskakövekkel tarkítva, ritka lapos kiemelkedésekkel, esetleg alapkőzetekkel, vulkáni kőzetekkel.
Az egyik oldalon tompa és monoton képet a Gale-kráter peremének dombos gerince, a másik oldalon pedig az 5,5 km magas Sharp-hegy enyhén lejtős tömege élénkítette az űrhajó vadászata.
A kráter alja mentén vezető útvonal megtervezésekor a projekt készítői láthatóan nem is sejtették, hogy a Curiosity rover által felvett Mars felszíne ennyire változatos és heterogén lesz, ellentétben a elvárás, hogy csak egy unalmas és egyhangú sivatagot lássunk.
A Mount Sharp felé vezető úton a robotnak le kellett küzdenie a töredezett, lapos lapos felületeket, a vulkáni-üledékes sziklák enyhe lépcsőzetes lejtőit (a forgácsok réteges textúrájából ítélve), valamint a sötétkék színű blokkok összeomlásain. sejtfelületű vulkáni kőzetek.
A készülék az út során "felülről jelzett" célpontokra (macskakövekre) lőtt lézerimpulzusokkal és fúrt kis (maximum 7 cm mélységű) kutakra, hogy tanulmányozza a minták anyagösszetételét. A kapott anyag elemzése az alapösszetételű kőzetekre jellemző kőzetképző elemek (baz altok) tartalmán kívül kén-, nitrogén-, szén-, klór-, metán-, hidrogén- és foszforvegyületek jelenlétét is kimutatta, azaz "az élet összetevői".
Ezen kívül agyagásványokat is találtak, amelyek semleges savasságú és alacsony sókoncentrációjú víz jelenlétében keletkeztek.
Ezen információk alapján, a korábban megszerzett információkkal összefüggésben, a tudósok hajlamosak voltak arra a következtetésre jutni, hogy évmilliárdokkal ezelőtt folyékony víz volt a Mars felszínén, és a légkör sűrűsége sokkal nagyobb, mint ma.
Mars hajnalcsillaga
Amióta a Mars Global Surveyor űrszonda 2003 májusában a Vörös Bolygó körül keringett 139 millió km távolságra a világ körül, így néz ki a Föld a Mars felszínéről.
De valójában bolygónk onnan nagyjából úgy néz ki, ahogy a Vénuszt látjuk a reggeli és esti órákban, csak a marsi égbolt barnás feketeségében ragyogva, magányos (a halványan megkülönböztethető Hold kivételével) kis pötty. valamivel világosabb, mint a Vénusz.
A Föld első képe a felszínről az volt2004 márciusában a Spirit roverről a kis órában készült, és a Föld "kéz a kézben" pózolt a Holddal a Curiosity űrszonda számára 2012-ben, és még "szebbnek" bizonyult, mint az első alkalommal.
