Mirgojot konfrontācijas dienās ar draudīgu asinssarkanu krāsu un izraisot primitīvas mistiskas bailes, noslēpumainā un noslēpumainā zvaigzne, kuru senie romieši nosauca par godu kara dievam Marsam (grieķu vidū Aresam), diez vai derētu sievietes vārdam. Grieķi to sauca arī par Faetonu tā "spožā un spoža" izskata dēļ, ko Marsa virsma ir radījusi spilgtās krāsas un "mēness" reljefa dēļ ar vulkāna krāteriem, milzu meteorītu triecienu iespiedumiem, ielejām un tuksnešiem.
Orbitālās īpašības
Marsa eliptiskās orbītas ekscentriskums ir 0,0934, tādējādi radot atšķirību starp maksimālo (249 milj. km) un minimālo (207 milj. km) attālumu līdz Saulei, kā dēļ Saules enerģijas daudzums, kas nonāk Saulē planēta atšķiras 20–30% robežās.
Vidējais orbītas ātrums ir 24,13 km/s. Marsspilnībā apceļo Sauli 686,98 Zemes dienās, kas divas reizes pārsniedz Zemes periodu, un apgriežas ap savu asi gandrīz tādā pašā veidā kā Zeme (24 stundās 37 minūtēs). Orbītas slīpuma leņķis pret ekliptikas plakni saskaņā ar dažādiem aprēķiniem tiek noteikts no 1,51 ° līdz 1,85 °, un orbītas slīpums pret ekvatoru ir 1,093 °. Attiecībā pret Saules ekvatoru Marsa orbīta ir slīpa 5,65 ° leņķī (un Zeme ir aptuveni 7 °). Būtisks planētas ekvatora slīpums pret orbītas plakni (25,2°) izraisa ievērojamas sezonālās klimata izmaiņas.
Planētas fiziskie parametri
Marss starp Saules sistēmas planētām ir septītajā vietā pēc izmēra un attāluma no Saules ziņā ieņem ceturto pozīciju. Planētas tilpums ir 1,638 × 1011 km³, un tās svars ir 0,105–0,108 Zemes masas (6,441023 kg), blīvumā tai ir aptuveni 30% (3,95 g/cm3).). Brīvā kritiena paātrinājums Marsa ekvatoriālajā reģionā tiek noteikts diapazonā no 3,711 līdz 3,76 m/s². Tiek lēsts, ka platība ir 144 800 000 km². Atmosfēras spiediens svārstās 0,7-0,9 kPa robežās. Ātrums, kas nepieciešams, lai pārvarētu gravitāciju (otrā telpa) ir 5072 m/s. Dienvidu puslodē Marsa vidējā virsma ir par 3–4 km augstāka nekā ziemeļu puslodē.
Klimatiskie apstākļi
Marsa atmosfēras kopējā masa ir aptuveni 2,51016 kg, taču gada laikā tā ļoti mainās ogļskābo gāzi saturošo polāro vāciņu kušanas vai "sasalšanas" dēļ. Vidējais spiediens virsmas līmenī (apmēram 6,1 mbar) ir gandrīz 160 reizes mazāks nekā mūsu planētas virsmas tuvumā, bet dziļās ieplakāssasniedz 10 mbar. Saskaņā ar dažādiem avotiem sezonālie spiediena kritumi svārstās no 4,0 līdz 10 mbar.
95,32% Marsa atmosfēras sastāv no oglekļa dioksīda, apmēram 4% ir argons un slāpeklis, un skābeklis kopā ar ūdens tvaikiem ir mazāks par 0,2%.
Ļoti reta atmosfēra nevar ilgstoši saglabāt siltumu. Neskatoties uz "karsto krāsu", kas atšķir planētu Marss no citām, ziemā uz virsmas temperatūra polā pazeminās līdz -160°C, bet vasarā pie ekvatora, virsma var sasilt tikai līdz +30°C. dienas laikā.
Klimats ir sezonāls, tāpat kā uz Zemes, taču Marsa orbītas pagarināšanās rada būtiskas atšķirības gadalaiku ilguma un temperatūras režīmā. Vēsais ziemeļu puslodes pavasaris un vasara kopā ilgst daudz vairāk nekā pusi no Marsa gada (371 marta diena), un ziema un rudens ir īss un mērens. Dienvidu vasaras ir karstas un īsas, savukārt ziemas ir aukstas un garas.
Sezonas klimata izmaiņas visspilgtāk izpaužas polāro vāciņu uzvedībā, ko veido ledus un smalku, putekļiem līdzīgu iežu daļiņu piejaukums. Ziemeļu polārā cepures priekšpuse var attālināties no pola gandrīz par trešdaļu attāluma līdz ekvatoram, un dienvidu cepures robeža sasniedz pusi no šī attāluma.
Temperatūru uz planētas virsmas noteica jau pagājušā gadsimta 20. gadu sākumā ar termometru, kas atradās precīzi uz Marsu vērsta atstarojošā teleskopa fokusā. Pirmie mērījumi (līdz 1924. gadam) uzrādīja vērtības no -13 līdz -28 ° C, un 1976. gadā tika noteiktas apakšējās un augšējās temperatūras robežas.nolaidās uz Marsa ar kosmosa kuģi Viking.
Marsa putekļu vētras
Putekļu vētru "ekspozīcija", to mērogs un uzvedība ir atklājusi noslēpumu, ko ilgi glabājis Marss. Planētas virsma mistiski maina krāsu, aizraujot novērotājus kopš seniem laikiem. Putekļu vētras izrādījās "hameleonisma" cēlonis.
Pēkšņas temperatūras izmaiņas uz Sarkanās planētas izraisa niknus, spēcīgus vējus, kuru ātrums sasniedz 100 m/s, un zemā gravitācija, neskatoties uz gaisa retumu, ļauj vējiem pacelt augstumā milzīgas putekļu masas. vairāk nekā 10 km.
Putekļu vētras veicina arī straujš atmosfēras spiediena pieaugums, ko izraisa sasalušā oglekļa dioksīda iztvaikošana no ziemas polārajiem vāciņiem.
Putekļu vētras, kā redzams Marsa virsmas attēlos, telpiski gravitējas uz polārajiem vāciņiem un var aptvert milzīgus apgabalus, ilgstot līdz 100 dienām.
Cits putekļains skats, ko Marss rada anomālas temperatūras izmaiņas, ir viesuļvētras, kas atšķirībā no zemes "kolēģiem" klīst ne tikai tuksnešainās vietās, bet arī mitinās vulkānu krāteru un triecienpiltuvju nogāzēs, to saprotot. uz augšu līdz 8 km. To pēdas izrādījās milzīgi zaraini svītraini zīmējumi, kas ilgu laiku palika noslēpumaini.
Putekļu vētras un viesuļvētras notiek galvenokārt lielo opozīciju laikā, kad dienvidu puslodē vasara iekrīt Marsa pārejas periodā caur Saulei tuvāko orbītas punktu.planētas (perihēlijs).
Marsa virsmas attēli, kas uzņemti ar Mars Global Surveyor kosmosa kuģi, , kas riņķo ap planētu kopš 1997. gada, izrādījās ļoti auglīgi viesuļvētrām.
Daži tornado atstāj pēdas, aizslaukot vai iesūcot irdenu smalko augsnes daļiņu virsmas slāni, citi pat neatstāj "pirkstu nospiedumus", citi nikni zīmē sarežģītas figūras, par kurām tos sauca par putekļu velniem. Viesuļi, kā likums, darbojas atsevišķi, taču neatsaka arī grupu "pārstāvības".
Atvieglojumu funkcijas
Iespējams, visi, kas, bruņojušies ar jaudīgu teleskopu, pirmo reizi paskatījās uz Marsu, planētas virsma uzreiz atgādināja Mēness ainavu, un daudzās jomās tā ir taisnība, bet tomēr Marsa ģeomorfoloģija ir savdabīgs un unikāls.
Planētas reljefa reģionālās iezīmes ir saistītas ar tās virsmas asimetriju. Ziemeļu puslodē dominējošās plakanās virsmas atrodas 2–3 km zem nosacīti nulles līmeņa, bet dienvidu puslodē krāteru, ieleju, kanjonu, ieplaku un pauguru sarežģītā virsma atrodas 3–4 km virs bāzes līmeņa. Pārejas zonu starp abām puslodēm 100–500 km platumā morfoloģiski izsaka spēcīgi erodēta, gandrīz 2 km augsta, gandrīz 2 km augsta milzu skarba, kas aptver gandrīz 2/3 planētas apkārtmērā un kuru izseko lūzumu sistēma.
Tiek parādītas dominējošās reljefa formas, kas raksturo Marsa virsmuizraibināti ar dažādas ģenēzes krāteriem, augstienēm un ieplakām, apļveida ieplaku triecienkonstrukcijām (daudzgredzenu baseini), lineāri iegarenām augstienēm (grēdām) un neregulāras formas stāviem baseiniem.
Plakanas virsotnes pacēlumi ar stāvām malām (mesas), plaši plakani krāteri (vairoga vulkāni) ar erodētām nogāzēm, līkumainas ielejas ar pietekām un atzariem, līdzenas augstienes (plato) un nejauši mainīgu kanjonam līdzīgu ieleju (labirintu) apgabali) ir plaši izplatīti.
Marsam raksturīgas grimstošās ieplakas ar haotisku un bezveidīgu reljefu, paplašinātiem, sarežģīti būvētiem pakāpieniem (defektiem), virkni subparalēlu izciļņu un vagu, kā arī plaši līdzenumi ar pilnīgi "zemes" izskatu.
Gredzenveida krāteru baseini un lieli (vairāk nekā 15 km šķērsgriezumā) krāteri ir raksturīgās morfoloģiskās pazīmes lielai daļai dienvidu puslodes.
Planētas augstākie reģioni ar nosaukumiem Tharsis un Elysium atrodas ziemeļu puslodē un pārstāv milzīgas vulkāniskas augstienes. Tharsis plato, kas paceļas virs līdzenās apkārtnes gandrīz 6 km garumā, stiepjas 4000 km garumā un 3000 km platuma grādos. Plato atrodas 4 milzu vulkāni ar augstumu no 6,8 km (Albas kalns) līdz 21,2 km (Olimpa kalns, diametrs 540 km). Kalnu (vulkānu) virsotnes Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) un Arsia (Arsia) atrodas attiecīgi 14, 18 un 19 km augstumā. Albas kalns stāv viens uz ziemeļrietumiem no stingras citu vulkānu rindas unTā ir vairoga vulkāniska struktūra, kuras diametrs ir aptuveni 1500 km. Olimpa vulkāns (Olympus) - augstākais kalns ne tikai uz Marsa, bet visā Saules sistēmā.
Divas plašas meridionālas zemienes austrumos un rietumos robežojas ar Tarsis provinci. Rietumu līdzenuma virsmas zīmes ar nosaukumu Amazonija ir tuvu planētas nulles līmenim, un austrumu ieplakas (Chris Plain) zemākās daļas atrodas 2–3 km zem nulles līmeņa.
Marsa ekvatoriālajā reģionā atrodas Elīsijas otra lielākā vulkāniskā augstiene, kuras garums ir aptuveni 1500 km. Plato paceļas 4–5 km virs pamatnes, un tajā atrodas trīs vulkāni (pareizais Elīsijas kalns, Albor Dome un Hekate kalns). Augstākais Elīsijas kalns ir pieaudzis līdz 14 km.
Ekvatoriālajā reģionā uz austrumiem no Tharsis plato milzu plaisām līdzīga ieleju (kanjonu) sistēma Mariner stiepjas gar Marsa mērogu (gandrīz 5 km), pārsniedzot viena no lielākajām Grande. Kanjoni uz zemes gandrīz 10 reizes un 7 reizes platāki un dziļāki. Ieleju vidējais platums ir 100 km, un gandrīz caurspīdīgās to malu dzegas sasniedz 2 km augstumu. Struktūru linearitāte norāda uz to tektonisko izcelsmi.
Dienvidu puslodes augstumos, kur Marsa virsma ir vienkārši nosēta ar krāteriem, ir uz planētas lielākās apļveida trieciena ieplakas ar nosaukumiem Argir (apmēram 1500 km) un Hellas (2300 km).
Hellas līdzenums ir dziļāks par visām planētas ieplakām (gandrīz 7000 m zem vidējā līmeņa), un Argiras līdzenuma pārpalikums irattiecībā pret apkārtējā kalna līmeni ir 5,2 km. Līdzīga noapaļota zemiene Isis līdzenums (1100 km diametrā) atrodas planētas austrumu puslodes ekvatoriālajā reģionā un ziemeļos piekļaujas Elīzes līdzenumam.
Uz Marsa ir zināmi vēl aptuveni 40 šādi daudzgredzenu baseini, taču mazāki izmēri.
Ziemeļu puslodē atrodas lielākā zemiene uz planētas (Ziemeļu līdzenums), kas robežojas ar polāro reģionu. Līdzenumu marķieri atrodas zem planētas virsmas nulles līmeņa.
Eola ainavas
Būtu grūti aprakstīt Zemes virsmu dažos vārdos, atsaucoties uz planētu kopumā, taču, lai gūtu priekšstatu par to, kāda veida virsma ir Marsam, vienkārši piezvanot tas ir nedzīvs un sauss, sarkanbrūns, akmeņains smilšains tuksnesis, jo planētas sadalīto reljefu izlīdzina irdenas aluviālās nogulsnes.
Eola ainavas, kas sastāv no smilšaini-smalki dūņaina materiāla ar putekļiem un veidojas vēja darbības rezultātā, aptver gandrīz visu planētu. Tās ir parastas (kā uz zemes) kāpas (šķērsvirziena, garenvirziena un diagonālas), kuru izmērs svārstās no dažiem simtiem metru līdz 10 km, kā arī polāro cepuru slāņveida eolā-ledāju nogulsnes. Īpašais reljefs, "radījis Eolu", ir ierobežots ar slēgtām konstrukcijām - lielu kanjonu un krāteru dibeniem.
Vēja morfoloģiskā aktivitāte, kas nosaka Marsa virsmas savdabīgās iezīmes, izpaudās intensīvierozija (deflācija), kā rezultātā veidojās raksturīgas, "iegravētas" virsmas ar šūnu un lineārām struktūrām.
Planētas polāros vāciņus klāj laminēti eola-ledāju veidojumi, kas sastāv no ledus, kas sajaukts ar nokrišņiem. Tiek lēsts, ka to jauda ir vairāki kilometri.
Virsmas ģeoloģiskās īpašības
Saskaņā ar vienu no esošajām hipotēzēm par Marsa mūsdienu sastāvu un ģeoloģisko struktūru, neliela izmēra iekšējais kodols, kas sastāv galvenokārt no dzelzs, niķeļa un sēra, vispirms izkusis no planētas primārās vielas. Tad ap kodolu izveidojās viendabīga litosfēra aptuveni 1000 km biezumā kopā ar garozu, kurā, iespējams, arī šodien turpinās aktīva vulkāniskā darbība, uz virsmas izplūstot arvien jaunas magmas porcijas. Tiek lēsts, ka Marsa garozas biezums ir 50–100 km.
Kopš cilvēks sāka skatīties uz spožākajām zvaigznēm, zinātniekus, tāpat kā visus cilvēkus, kuri nav vienaldzīgi pret universālajiem kaimiņiem, starp citiem noslēpumiem, galvenokārt interesēja Marsa virsma.
Gandrīz visu planētu klāj brūngani dzeltenīgi sarkanu putekļu slānis, kas sajaukts ar smalku dūņainu un smilšainu materiālu. Irdenas augsnes galvenās sastāvdaļas ir silikāti ar lielu dzelzs oksīdu piejaukumu, kas piešķir virsmai sarkanīgu nokrāsu.
Saskaņā ar daudzu kosmosa kuģu veikto pētījumu rezultātiem planētas virsmas slāņa irdeno nogulumu elementārā sastāva svārstības nav tik nozīmīgas, lai varētu domāt par kalnu minerālu sastāva daudzveidību.klintis, kas veido Marsa garozu.
Noteikts augsnē vidējais silīcija (21%), dzelzs (12,7%), magnija (5%), kalcija (4%), alumīnija (3%), sēra (3,1%), kā arī kālijs un hlors (<1%) norādīja, ka virsmas irdeno nogulšņu pamatā ir pamatsastāva magmatisko un vulkānisko iežu iznīcināšanas produkti, kas atrodas tuvu zemes baz altiem. Sākumā zinātnieki apšaubīja planētas akmens čaulas būtisko diferenciāciju minerālu sastāva ziņā, bet Marsa pamatiežu pētījumi, kas tika veikti Mars Exploration Rover (ASV) projekta ietvaros, noveda pie sensacionāliem sauszemes analogiem. andezīti (vidēja sastāva ieži).
Šis atklājums, ko vēlāk apstiprināja daudzi līdzīgu iežu atradumi, ļāva spriest, ka Marsam, tāpat kā Zemei, varētu būt diferencēta garoza, par ko liecina ievērojamais alumīnija, silīcija un kālija saturs.
Pamatojoties uz milzīgu skaitu kosmosa kuģu uzņemtu attēlu, kas ļāva spriest, no kā sastāv Marsa virsma, papildus magmatiskajiem un vulkāniskajiem iežiem, vulkāniski nogulumiežu ieži un nogulumu nogulsnes ir acīmredzamas planēta, ko atpazīst pēc raksturīgās šķīvju atdalīšanas un atsegumu fragmentu slāņošanās.
Iežu slāņošanās raksturs var liecināt par to veidošanos jūrās un ezeros. Nogulumiežu apgabali ir reģistrēti daudzās vietās uz planētas, un visbiežāk tie atrodas lielos krāteros.
Zinātnieki neizslēdz savu Marsa putekļu "sauso" nokrišņu veidošanos ar tālākulitifikācija (pārakmeņošanās).
Mūžīgā sasaluma veidojumi
Īpašu vietu Marsa virsmas morfoloģijā ieņem mūžīgā sasaluma veidojumi, no kuriem lielākā daļa radās dažādos planētas ģeoloģiskās vēstures posmos tektonisku kustību un eksogēnu faktoru ietekmes rezultātā.
Pamatojoties uz daudzu kosmosa attēlu izpēti, zinātnieki vienbalsīgi secināja, ka ūdenim līdzās vulkāniskajai darbībai ir nozīmīga loma Marsa izskata veidošanā. Vulkāna izvirdumi izraisīja ledus segas kušanu, kas savukārt veicināja ūdens erozijas attīstību, kuras pēdas ir redzamas vēl šodien.
Par to, ka mūžīgais sasalums uz Marsa veidojies jau agrākajos planētas ģeoloģiskās vēstures posmos, liecina ne tikai polārie cepures, bet arī specifiskas reljefa formas, kas līdzīgas ainavai mūžīgā sasaluma zonās uz Zemes.
Virpuļiem līdzīgi veidojumi, kas satelītattēlos izskatās kā slāņveida nogulsnes planētas polārajos apgabalos, tuvplānā ir terašu, dzegas un ieplaku sistēma, kas veido dažādas formas.
Vairāku kilometru biezas polāro vāciņu nogulsnes sastāv no oglekļa dioksīda un ūdens ledus slāņiem, kas sajaukti ar dūņainu un smalku dūņainu materiālu.
Marsa ekvatoriālajai zonai raksturīgās nogrimšanas reljefa formas ir saistītas ar kriogēno slāņu iznīcināšanas procesu.
Ūdens uz Marsa
Lielākajā daļā Marsa virsmas ūdens nevar pastāvēt šķidrumāstāvokli zemā spiediena dēļ, bet atsevišķos reģionos, kuru kopējā platība ir aptuveni 30% no planētas platības, NASA eksperti atzīst šķidra ūdens klātbūtni.
Uzticami izveidotās ūdens rezerves uz Sarkanās planētas koncentrējas galvenokārt virszemes slānī (kriosfērā) līdz pat daudziem simtiem metru biezumā.
Zinātnieki neizslēdz reliktu šķidra ūdens ezeru esamību un zem polāro vāciņu slāņiem. Pamatojoties uz aplēsto Marsa kriolitosfēras tilpumu, tiek lēsts, ka ūdens (ledus) rezerves ir aptuveni 77 miljoni km³, un, ja ņemam vērā iespējamo atkusušo iežu apjomu, šis skaitlis varētu samazināties līdz 54 miljoniem km³.
Turklāt pastāv uzskats, ka zem kriolitosfēras var būt slāņi ar kolosālām sālsūdens rezervēm.
Daudzi fakti liecina par ūdens klātbūtni uz planētas virsmas pagātnē. Galvenie liecinieki ir minerāli, kuru veidošanās nozīmē ūdens līdzdalību. Pirmkārt, tas ir hematīts, mālu minerāli un sulfāti.
Marsa mākoņi
Kopējais ūdens daudzums "izk altušās" planētas atmosfērā ir vairāk nekā 100 miljonus reižu mazāks nekā uz Zemes, un tomēr Marsa virsmu klāj, lai arī reti un neuzkrītoši, bet īsti un pat zilgani mākoņi. tomēr sastāv no ledus putekļiem. Mākoņainība veidojas plašā augstuma diapazonā no 10 līdz 100 km un koncentrējas galvenokārt ekvatoriālajā joslā, reti paceļoties virs 30 km.
Ledus miglas un mākoņi ir izplatīti arī pie polārajiem cepurēm ziemā (polārā dūmaka), taču šeit tie var"nokrist" zem 10 km.
Mākoņi var kļūt gaiši rozā krāsā, kad ledus daļiņas sajaucas ar putekļiem, kas pacelti no virsmas.
Ir reģistrēti dažādu formu mākoņi, tostarp viļņaini, svītraini un cirrusi.
Marsa ainava no cilvēka augstuma
Pirmo reizi, lai redzētu, kā Marsa virsma izskatās no gara vīrieša augstuma (2,1 m), 2012. gadā ļāva ar kameru bruņoto ziņkārības rovera "roku". Pirms robota izbrīnītā skatiena parādījās "smilšains", grants-grants līdzenums, izraibināts ar nelieliem bruģakmeņiem, ar retiem plakaniem atsegumiem, iespējams, pamatiežiem, vulkāniskajiem iežiem.
Blāvu un vienmuļu attēlu vienā pusē atdzīvināja Geilas krātera malas kalnainā grēda, bet otrā pusē lēzeni nogāztā Šārpa kalna masa, kas bija 5,5 km augsta. kosmosa kuģa medības.
Plānojot maršrutu pa krātera dibenu, projekta autori, acīmredzot, pat nenojauta, ka Marsa virsma, ko uzņēma Curiosity rover, būs tik daudzveidīga un neviendabīga, pretēji cerības redzēt tikai blāvu un vienmuļu tuksnesi.
Ceļā uz Sharp kalnu robotam bija jāpārvar saplaisājušas, plakanas plakanas virsmas, vulkāniski nogulumiežu lēzenas nogāzes (spriežot pēc skaidu slāņainās tekstūras), kā arī tumši zilganu bloku sabrukumi. vulkāniskie ieži ar šūnu virsmu.
Aparāts pa ceļam apšaudīja "no augšas norādītos" mērķus (bruģakmeņus) ar lāzera impulsiem un urbtām nelielām urbumiem (līdz 7 cm dziļumā), lai pētītu paraugu materiāla sastāvu. Iegūtā materiāla analīze papildus iežu veidojošo elementu saturam, kas raksturīgs pamata sastāva iežiem (baz altiem), parādīja sēra, slāpekļa, oglekļa, hlora, metāna, ūdeņraža un fosfora savienojumu klātbūtni, tas ir, "dzīves sastāvdaļas".
Turklāt tika atrasti mālu minerāli, kas veidojušies ūdens klātbūtnē ar neitrālu skābumu un zemu sāls koncentrāciju.
Pamatojoties uz šo informāciju, saistībā ar iepriekš iegūto informāciju, zinātnieki sliecās secināt, ka pirms miljardiem gadu uz Marsa virsmas bija šķidrs ūdens un atmosfēras blīvums ir daudz lielāks nekā mūsdienās.
Marsa rīta zvaigzne
Kopš 2003. gada maijā, kad kosmosa kuģis Mars Global Surveyor riņķoja ap Sarkano planētu 139 miljonu km attālumā, Zeme izskatās šādi no Marsa virsmas.
Bet patiesībā mūsu planēta no turienes izskatās apmēram tā, kā mēs redzam Venēru rīta un vakara stundās, tikai mirdzošu Marsa debesu brūngani melnumā, vientuļu (izņemot vāji atšķiramo Mēnesi) mazu punktu. ir nedaudz gaišāka par Venēru.
Pirmais Zemes attēls no virsmas bijaizgatavots 2004. gada martā no lidmašīnas Spirit, un Zeme pozēja "roku rokā ar Mēnesi" kosmosa kuģim Curiosity 2012. gadā, un tas izrādījās pat "skaistāks" nekā pirmajā reizē.
