Марс се характеризира с това, което е там. Марс - мистериозната червена планета

Марс е четвъртата най-отдалечена планета от Слънцето и седмата (предпоследна) по големина планета в Слънчевата система; Масата на планетата е 10,7% от масата на Земята. Наречен на Марс, древноримския бог на войната, съответстващ на древногръцкия Арес. Марс понякога се нарича „червената планета“ поради червеникавия оттенък на повърхността му, придаден от железен оксид.

Марс е планета от земен тип с разредена атмосфера (налягането на повърхността е 160 пъти по-ниско от това на Земята). Характеристиките на повърхностния релеф на Марс могат да се считат за ударни кратери като тези на Луната, както и вулкани, долини, пустини и полярни ледени шапки като тези на Земята.

Марс има два естествени спътника - Фобос и Деймос (в превод от старогръцки - "страх" и "ужас" - имената на двамата синове на Арес, които го придружаваха в битка), които са сравнително малки (Фобос - 26x21 км, Деймос - 13 км напречно ) и имат неправилна форма.

Големите противопоставяния на Марс, 1830-2035 г

година	Дата	Разстояние, а. д.
1830	19 септември	0,388
1845	18 август	0,373
1860	17 юли	0,393
1877	5 септември	0,377
1892	4 август	0,378
1909	24 септември	0,392
1924	23 август	0,373
1939	23 юли	0,390
1956	10 септември	0,379
1971	10 август	0,378
1988	22 септември	0,394
2003	28 август	0,373
2018	27 юли	0,386
2035	15 септември	0,382

Марс е четвъртата най-отдалечена от Слънцето (след Меркурий, Венера и Земята) и седмата по големина (надминаваща само Меркурий по маса и диаметър) планета в Слънчевата система. Масата на Марс е 10,7% от масата на Земята (6,423 1023 kg срещу 5,9736 1024 kg за Земята), обемът му е 0,15 обема на Земята, а средният линеен диаметър е 0,53 диаметъра на Земята (6800 км).

Топографията на Марс има много уникални характеристики. марсиански изгаснал вулканОлимп е най-високата планина в слънчева система, а Valles Marineris е най-големият каньон. Освен това, през юни 2008 г., три статии, публикувани в списание Nature, предоставят доказателства за най-големия известен ударен кратер в Слънчевата система в северното полукълбо на Марс. Дължината му е 10 600 км, а ширината му е 8 500 км, което е около четири пъти по-голямо от най-големия ударен кратер, открит преди това на Марс, близо до южния му полюс.

В допълнение към подобна топография на повърхността, Марс има период на въртене и сезонни цикли, подобни на тези на Земята, но климатът му е много по-студен и сух от земния.

До първото прелитане на Марс от космическия кораб Mariner 4 през 1965 г. много изследователи вярваха, че на повърхността му има течна вода. Това мнение се основава на наблюдения на периодични промени в светлите и тъмните области, особено в полярните ширини, които са подобни на континенти и морета. Тъмните бразди по повърхността на Марс се тълкуват от някои наблюдатели като напоителни канали за течна вода. По-късно беше доказано, че тези жлебове са оптична илюзия.

Поради ниското налягане водата не може да съществува в течно състояние на повърхността на Марс, но вероятно условията са били различни в миналото и следователно не може да се изключи наличието на примитивен живот на планетата. На 31 юли 2008 г. на Марс беше открита вода под формата на лед космически корабНАСА "Феникс" (англ. "Phoenix").

През февруари 2009 г. съзвездието за орбитално изследване, обикалящо около Марс, имаше три работещи космически кораба: Mars Odyssey, Mars Express и Mars Reconnaissance Satellite, повече от всяка друга планета освен Земята.

В момента повърхността на Марс е изследвана от два марсохода: Spirit и Opportunity. На повърхността на Марс има и няколко неактивни спускаеми апарата и марсохода, които са приключили изследването.

Геоложките данни, които събраха, предполагат, че по-голямата част от повърхността на Марс преди е била покрита с вода. Наблюденията през последното десетилетие разкриха слаба гейзерна активност на някои места на повърхността на Марс. Според наблюдения от космическия кораб Mars Global Surveyor части от южната полярна шапка на Марс постепенно се оттеглят.

Марс може да се види от Земята с просто око. Видимата му величина достига 2,91 m (при най-близкия си подход към Земята), на второ място по яркост след Юпитер (и не винаги по време на голяма опозиция) и Венера (но само сутрин или вечер). Обикновено по време на голяма опозиция оранжевият Марс е най-яркият обект в нощното небе на Земята, но това се случва само веднъж на всеки 15-17 години за една до две седмици.

Орбитални характеристики

Минимално разстояниеот Марс до Земята е 55,76 милиона км (когато Земята е точно между Слънцето и Марс), максимумът е около 401 милиона км (когато Слънцето е точно между Земята и Марс).

Средното разстояние от Марс до Слънцето е 228 милиона км (1,52 AU), а периодът на въртене около Слънцето е 687 земни дни. Орбитата на Марс има доста забележим ексцентрицитет (0,0934), така че разстоянието до Слънцето варира от 206,6 до 249,2 милиона км. Наклонът на орбитата на Марс е 1,85°.

Марс е най-близо до Земята по време на опозиция, когато планетата е в обратна посока спрямо Слънцето. Противопоставянето се повтаря на всеки 26 месеца в различни точки от орбитата на Марс и Земята. Но веднъж на всеки 15-17 години се случват противопоставяния във време, когато Марс е близо до своя перихелий; при тези така наречени големи противопоставяния (последното беше през август 2003 г.), разстоянието до планетата е минимално и Марс достига най-големия си ъглов размер от 25,1" и яркост от 2,88 m.

Физически характеристики

Сравнение на размерите на Земята (среден радиус 6371 km) и Марс (среден радиус 3386,2 km)

Марс е почти двойно по линеен размер по-малък от Земята- екваториалният му радиус е 3396,9 km (53,2% от земния). Повърхността на Марс е приблизително равна на земната площ.

Полярният радиус на Марс е приблизително с 20 km по-малък от екваториалния, въпреки че периодът на въртене на планетата е по-дълъг от този на Земята, което дава основание да се предположи промяна в скоростта на въртене на Марс с течение на времето.

Масата на планетата е 6,418·1023 kg (11% от масата на Земята). Ускорението на гравитацията на екватора е 3,711 m/s (0,378 земно); първата евакуационна скорост е 3,6 km/s, а втората е 5,027 km/s.

Периодът на въртене на планетата е 24 часа 37 минути 22,7 секунди. Така една марсианска година се състои от 668,6 марсиански слънчеви дни (наречени соли).

Марс се върти около оста си, наклонена към перпендикуляра на орбиталната равнина под ъгъл 24°56?. Наклонът на оста на въртене на Марс води до промяна на сезоните. В същото време удължаването на орбитата води до големи разлики в тяхната продължителност - например северната пролет и лято, взети заедно, продължават 371 сол, тоест забележимо повече от половината от марсианската година. В същото време те се случват в част от орбитата на Марс, която е отдалечена от Слънцето. Затова на Марс северното лято е дълго и прохладно, а южното е кратко и горещо.

Атмосфера и климат

Атмосферата на Марс, снимка на орбиталния апарат Viking, 1976 г. „Усмихнатият кратер“ на Хале се вижда отляво

Температурите на планетата варират от -153 на полюсите през зимата до над 20 °C на екватора по обяд. Средната температура е -50°C.

Атмосферата на Марс, състояща се главно от въглероден диоксид, е много тънка. Налягането на повърхността на Марс е 160 пъти по-малко от това на Земята - 6,1 mbar на средно ниво на повърхността. Поради голямата разлика в надморската височина на Марс, налягането на повърхността варира значително. Приблизителната дебелина на атмосферата е 110 km.

Според НАСА (2004), атмосферата на Марс се състои от 95,32% въглероден диоксид; съдържа също 2,7% азот, 1,6% аргон, 0,13% кислород, 210 ppm водна пара, 0,08% въглероден окис, азотен оксид (NO) - 100 ppm, неон (Ne) - 2,5 ppm, полутежка вода водород-деутерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) - 0,08 ppm.

Според данните от спускаемия апарат Viking (1976 г.) в марсианската атмосфера са определени около 1-2% аргон, 2-3% азот и 95% въглероден диоксид. Според данните от спътниците Марс-2 и Марс-3 долната граница на йоносферата е на височина 80 km, максималната концентрация на електрони от 1,7 105 електрон/cm3 се намира на височина 138 km, другата два максимума са на височини 85 и 107 км.

Радиоосветяването на атмосферата при радиовълни 8 и 32 cm от Mars-4 AMS на 10 февруари 1974 г. показва наличието на нощна йоносфера на Марс с основен йонизационен максимум на височина 110 km и концентрация на електрони 4,6 103 електрон/cm3, както и вторични максимуми на височина 65 и 185 km.

Атмосферно налягане

По данни на НАСА за 2004 г. атмосферното налягане при среден радиус е 6,36 mb. Плътност на повърхността ~0,020 kg/m3, обща маса на атмосферата ~2,5·1016 kg.
Промените в атмосферното налягане на Марс в зависимост от времето на деня, регистрирани от спускаемия апарат Mars Pathfinder през 1997 г.

За разлика от Земята, масата на марсианската атмосфера варира значително през годината поради топенето и замръзването на полярните шапки, съдържащи въглероден диоксид. През зимата 20-30 процента от цялата атмосфера замръзва върху полярната шапка, състояща се от въглероден диоксид. Сезонните спадове на налягането, според различни източници, са следните стойности:

Според НАСА (2004): от 4,0 до 8,7 mbar при среден радиус;
Според Encarta (2000): 6 до 10 mbar;
Според Zubrin и Wagner (1996): 7 до 10 mbar;
Според спускаемия модул Viking 1: от 6,9 до 9 mbar;
Според спускаемия апарат Mars Pathfinder: от 6,7 mbar.

Hellas Impact Basin е най-дълбокото място, където можете да намерите най-високото атмосферно наляганена Марс

На мястото на кацане на сондата Марс-6 в Еритрейско море е регистрирано повърхностно налягане от 6,1 милибара, което по това време се счита за средното налягане на планетата и от това ниво е договорено да се изчислят височините и дълбочините на Марс. Според данните от този апарат, получени при спускане, тропопаузата се намира на надморска височина от около 30 km, където налягането е 5·10-7 g/cm3 (както на Земята на височина 57 km).

Регионът на Елада (Марс) е толкова дълбок, че атмосферното налягане достига около 12,4 милибара, което е над тройната точка на водата (~6,1 mb) и под точката на кипене. Когато достатъчно висока температураводата може да съществува там в течно състояние; при това налягане обаче водата кипи и се превръща в пара още при +10 °C.

На върха на най-високия 27 km вулкан Олимп налягането може да варира от 0,5 до 1 mbar (Zurek 1992).

Преди кацането на модулите за кацане на повърхността на Марс беше измерено налягането поради затихването на радиосигналите от сондите Маринър 4, Маринър 6 и Маринър 7 при навлизането им в марсианския диск - 6,5 ± 2,0 mb на средно ниво на повърхността, което е 160 пъти по-малко, отколкото на Земята; същият резултат беше показан от спектралните наблюдения на космическия кораб Марс-3. Освен това в райони, разположени под средното ниво (например в марсианската Амазонка), налягането, според тези измервания, достига 12 mb.

От 30-те години на миналия век. Съветските астрономи се опитаха да определят атмосферното налягане с помощта на методи на фотографска фотометрия - чрез разпределение на яркостта по диаметъра на диска в различни диапазони на светлинни вълни. За тази цел френските учени Б. Лиот и О. Долфус правят наблюдения върху поляризацията на светлината, разсеяна от атмосферата на Марс. Обобщение на оптичните наблюдения беше публикувано от американския астроном J. de Vaucouleurs през 1951 г. и те получиха налягане от 85 mb, надценено почти 15 пъти поради смущения от атмосферния прах.

Климат

Микроскопска снимка на 1,3 cm възел от хематит, направена от марсохода Opportunity на 2 март 2004 г., показва наличието на течна вода в миналото

Климатът, както и на Земята, е сезонен. През студения сезон, дори извън полярните шапки, на повърхността може да се образува лек скреж. Апаратът "Феникс" регистрира снеговалеж, но снежинките се изпариха, преди да достигнат повърхността.

Според НАСА (2004), средната температура е ~210 K (-63 °C). Според спускаемите апарати Viking дневният температурен диапазон е от 184 K до 242 K (-89 до -31 °C) (Viking-1), а скоростта на вятъра: 2-7 m/s (лято), 5-10 m /s (есен), 17-30 m/s (прашна буря).

Според сондата за кацане на Марс-6 средната температура на тропосферата на Марс е 228 К, в тропосферата температурата намалява средно с 2,5 градуса на километър, а стратосферата, разположена над тропопаузата (30 км), има почти постоянна температура 144 К.

Според изследователи от Центъра Карл Сейгън през последните десетилетия на Марс тече процес на затопляне. Други експерти смятат, че е твърде рано да се правят подобни заключения.

Има доказателства, че в миналото атмосферата е можела да бъде по-плътна, а климатът – топъл и влажен, а на повърхността на Марс е имало течна вода и дъжд. Доказателство за тази хипотеза е анализът на метеорита ALH 84001, който показа, че преди около 4 милиарда години температурата на Марс е била 18 ± 4 °C.

Прах дяволи

Прахови дяволи, заснети от марсохода Opportunity на 15 май 2005 г. Числата в долния ляв ъгъл показват времето в секунди от първия кадър.

От 1970 г. Като част от програмата Viking, както и от марсохода Opportunity и други превозни средства, бяха записани множество прахови дяволи. Това са въздушни вихри, които възникват близо до повърхността на планетата и издигат големи количества пясък и прах във въздуха. На Земята често се наблюдават вихри (в англоговорящите страни ги наричат ​​прахови дяволи), но на Марс те могат да достигнат много по-големи размери: 10 пъти по-високи и 50 пъти по-широки от тези на Земята. През март 2005 г. вихрушка почисти слънчевите панели на марсохода Spirit.

Повърхност

Две трети от повърхността на Марс е заета от светли зони, наречени континенти, около една трета са тъмни зони, наречени морета. Моретата са съсредоточени главно в южното полукълбо на планетата, между 10 и 40° н.ш. В северното полукълбо има само две големи морета - Ацидалия и Голям Сирт.

Природата на тъмните зони все още е въпрос на дебат. Те продължават да съществуват въпреки прашните бури, които бушуват на Марс. По едно време това подкрепяше предположението, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега се смята, че това са просто зони, от които, поради тяхната топография, прахът лесно се издухва. Мащабни изображения показват, че всъщност тъмните зони се състоят от групи тъмни ивици и петна, свързани с кратери, хълмове и други препятствия по пътя на ветровете. Сезонните и дългосрочни промени в размера и формата им очевидно са свързани с промяна в съотношението на повърхностите, покрити със светла и тъмна материя.

Полукълбата на Марс се различават значително по естеството на тяхната повърхност. В южното полукълбо повърхността е с 1-2 км над средното и е гъсто осеяна с кратери. Тази част от Марс наподобява лунните континенти. На север по-голямата част от повърхността е под средното ниво, има малко кратери и по-голямата част са относително гладки равнини, вероятно образувани от наводняване с лава и ерозия. Тази разлика между полукълба остава въпрос на дебат. Границата между полукълбата следва приблизително голям кръг, наклонена на 30° към екватора. Границата е широка и неправилна и образува наклон в посока север. По него са най-ерозираните участъци от марсианската повърхност.

Изложени са две алтернативни хипотези за обяснение на асиметрията на полукълбото. Според един от тях, на ранен геоложки етап литосферните плочи са се „преместили заедно“ (може би случайно) в едно полукълбо, подобно на континента Пангея на Земята, и след това „замръзнали“ в това положение. Друга хипотеза предполага сблъсък между Марс и космическо тяло с размерите на Плутон.
Топографска карта на Марс, според Mars Global Surveyor, 1999 г.

Големият брой кратери в южното полукълбо предполага, че повърхността тук е древна – на 3-4 милиарда години. Има няколко типа кратери: големи кратери с плоско дъно, по-малки и по-млади кратери с форма на купа, подобни на Луната, кратери с ръбове и повдигнати кратери. Последните два типа са уникални за Марс - кратери с ръбове, образувани там, където течни изхвърляния текат по повърхността, и повдигнати кратери, образувани там, където покривало от изхвърлени кратери предпазва повърхността от ерозия от вятъра. Най-голямата част от произхода на удара е Еладската равнина (приблизително 2100 km напречно).

В зоната на хаотичен пейзаж близо до границата на полукълбото повърхността е имала големи зони на счупване и компресия, понякога последвани от ерозия (поради свлачища или катастрофално изпускане на подпочвени води), както и наводнения от течна лава. Хаотични пейзажи често лежат в началото на големи канали, прорязани от вода. Най-приемливата хипотеза за съвместното им образуване е внезапното топене на подземния лед.

Valles Marineris на Марс

В северното полукълбо, в допълнение към обширните вулканични равнини, има две области на големи вулкани - Тарсис и Елизиум. Тарсис е обширна вулканична равнина с дължина 2000 км, достигаща надморска височина от 10 км над средното равнище. На него има три големи щитовидни вулкана - връх Арсия, връх Павлина и връх Аскриан. На ръба на Тарсис е планината Олимп, най-високата на Марс и в Слънчевата система. Олимп достига 27 км височина спрямо основата си и 25 км спрямо средното ниво на повърхността на Марс и обхваща площ от 550 км в диаметър, заобиколена от скали, които на места достигат 7 км височина. Обемът на Олимп е 10 пъти по-голям от обема на най-големия вулкан на Земята Мауна Кеа. Тук има и няколко по-малки вулкана. Елизиум - възвишение до шест километра над средното, с три вулкана - Купола на Хеката, планината Елизиум и Купола на Албор.

Според други данни (Faure and Mensing, 2007) височината на Олимп е 21 287 метра над нивото на земята и 18 километра над околностите, а диаметърът на основата е приблизително 600 km. Базата обхваща площ от 282 600 km2. Калдерата (вдлъбнатината в центъра на вулкана) е широка 70 км и дълбока 3 км.

Издигането на Тарсис също се пресича от много тектонични разломи, често много сложни и обширни. Най-големият от тях, Valles Marineris, се простира в ширина на почти 4000 km (една четвърт от обиколката на планетата), достигайки ширина 600 и дълбочина 7-10 km; Този разлом е сравним по размер с Източноафриканския рифт на Земята. Най-големите свлачища в Слънчевата система възникват по стръмните й склонове. Valles Marineris е най-големият известен каньон в Слънчевата система. Каньонът, който беше открит от космическия кораб Mariner 9 през 1971 г., може да покрие целите Съединени щати, от океан до океан.

Панорама на кратера Виктория, заснета от марсохода Opportunition. Сниман е в продължение на три седмици, между 16 октомври и 6 ноември 2006 г.

Панорама на повърхността на Марс в района на Husband Hill, заснета от марсохода Spirit 23-28 ноември 2005 г.

Лед и полярни шапки

Северната полярна шапка през лятото, снимка от Mars Global Surveyor. Дългият, широк разлом, пресичащ шапката отляво, е Северният разлом

Външен видМарс варира значително в зависимост от времето на годината. На първо място, промените в полярните ледени шапки са поразителни. Те растат и намаляват, създавайки сезонни модели в атмосферата и повърхността на Марс. Южната полярна шапка може да достигне до 50° ширина, северната – също 50°. Диаметърът на постоянната част на северната полярна шапка е 1000 км. Тъй като полярната шапка в едно полукълбо се отдръпва през пролетта, характеристиките на повърхността на планетата започват да потъмняват.

Полярните шапки се състоят от два компонента: сезонен - ​​въглероден диоксид и вековен - воден лед. Според данни от сателита Mars Express дебелината на шапките може да варира от 1 m до 3,7 km. Сондата Mars Odyssey откри активни гейзери в южната полярна шапка на Марс. Според експертите на НАСА, струи въглероден диоксид с пролетно затопляне избухват нагоре до големи височини, отнасяйки със себе си прах и пясък.

Снимки на Марс, показващи прашна буря. юни - септември 2001 г

Пролетното топене на полярните шапки води до рязко повишаване на атмосферното налягане и движението на големи маси газ към противоположното полукълбо. Скоростта на духащите ветрове в този случай е 10-40 m/s, понякога до 100 m/s. Вятърът вдига големи количества прах от повърхността, което води до прашни бури. Силните прашни бури почти напълно закриват повърхността на планетата. Прашните бури имат забележим ефект върху разпределението на температурата в марсианската атмосфера.

През 1784 г. астрономът У. Хершел обръща внимание на сезонните промени в размера на полярните шапки по аналогия с топенето и замръзването на леда в полярните региони на Земята. През 1860г. Френският астроном Е. Лие наблюдава вълна на потъмняване около топящата се пролетна полярна шапка, която след това се тълкува от хипотезата за разпространение разтопена водаи растеж на растителността. Спектрометрични измервания, извършени в началото на 20 век. в обсерваторията Ловел във Флагстаф от W. Slifer обаче не показва наличието на линия от хлорофил, зеления пигмент на сухоземните растения.

От снимките на Mariner 7 беше възможно да се определи, че полярните ледени шапки са с дебелина няколко метра, а измерената температура от 115 K (-158 °C) потвърди възможността, че се състои от замръзнал въглероден диоксид - „сух лед“.

Хълмът, който се нарича планината Мичъл, разположен близо до южния полюс на Марс, изглежда като бял остров, когато полярната шапка се топи, тъй като ледниците в планините се топят по-късно, включително на Земята.

Данните от спътника за разузнаване на Марс направиха възможно откриването на значителен слой лед под скалисти сипеи в подножието на планините. Глетчерът с дебелина стотици метри покрива площ от хиляди квадратни километри и по-нататъшното му изследване може да предостави информация за историята на марсианския климат.

"Речни" легла и други функции

На Марс има много геоложки образувания, които приличат на водна ерозия, особено сухи речни корита. Според една хипотеза тези канали биха могли да се образуват в резултат на краткотрайни катастрофални събития и не са доказателство за дългосрочното съществуване на речната система. Въпреки това, последните доказателства сочат, че реките са текли през геологично значими периоди от време. По-специално бяха открити обърнати канали (т.е. канали, издигнати над околната среда). На Земята такива образувания се образуват поради дългогодишното натрупване на плътни дънни утайки, последвано от изсушаване и изветряне на околните скали. Освен това има доказателства за изместване на канали в делтата на реката, тъй като повърхността постепенно се издига.

В югозападното полукълбо, в кратера Еберсвалде, е открита делта на река с площ от около 115 km2. Реката, която измива делтата, е дълга повече от 60 км.

Данните от марсоходите Spirit и Opportunity на НАСА също показват наличието на вода в миналото (открити са минерали, които могат да се образуват само в резултат на продължително излагане на вода). Апаратът Феникс откри ледени отлагания директно в земята.

Освен това бяха открити тъмни ивици по склоновете, което показва появата на течна солена вода на повърхността в съвременните времена. Те се появяват скоро след настъпването на лятото и изчезват през зимата, „обикалят“ различни препятствия, сливат се и се разминават. „Трудно е да си представим, че такива структури биха могли да се образуват от нещо различно от потоци течности“, каза ученият от НАСА Ричард Зурек.

Няколко необичайни дълбоки кладенеца са открити на вулканичната планина Тарсис. Съдейки по снимката на Mars Reconnaissance Satellite, направена през 2007 г., единият от тях е с диаметър 150 метра, а осветената част от стената се простира на дълбочина най-малко 178 метра. Изложена е хипотеза за вулканичния произход на тези образувания.

Грундиране

Елементният състав на повърхностния слой на марсианската почва, според данните от спускаемите апарати, не е еднакъв на различните места. Основният компонент на почвата е силициев диоксид (20-25%), съдържащ добавка от хидрати на железен оксид (до 15%), което придава на почвата червеникав цвят. Има значителни примеси от съединения на сяра, калций, алуминий, магнезий и натрий (няколко процента за всяко).

По данни от сондата Phoenix на НАСА (кацнала на Марс на 25 май 2008 г.) pH съотношението и някои други параметри на марсианските почви са близки до тези на Земята и теоретично върху тях би било възможно да се отглеждат растения. „Всъщност открихме, че почвата на Марс отговаря на изискванията и също така съдържа необходимите елементи за появата и поддържането на живот както в миналото, настоящето, така и в бъдещето“, каза водещият химик на проекта Сам Кунавс. Също така, според него, много хора могат да намерят този алкален тип почва в „своя двор“ и е доста подходяща за отглеждане на аспержи.

Има и значително количество воден лед в земята на мястото на кацане. Орбиталният апарат Mars Odyssey също откри, че под повърхността на червената планета има отлагания от воден лед. По-късно това предположение беше потвърдено от други устройства, но въпросът за наличието на вода на Марс беше окончателно разрешен през 2008 г., когато сондата Phoenix, която кацна близо до северния полюс на планетата, получи вода от марсианската почва.

Геология и вътрешно устройство

В миналото на Марс, както и на Земята, е имало движение на литосферни плочи. Това се потвърждава от характеристиките магнитно полеМарс, местоположението на някои вулкани, например в провинция Тарсис, както и формата на Valles Marineris. Текуща ситуацияслучаите, когато вулканите могат да съществуват много повече дълго времеотколкото на Земята и постигане гигантски размерипредполага, че сега това движение по-скоро липсва. Това се подкрепя от факта, че щитовите вулкани растат в резултат на повтарящи се изригвания от един и същ отвор за дълъг период от време. На Земята, поради движението на литосферните плочи, вулканичните точки постоянно променят позицията си, което ограничава растежа на щитовите вулкани и може би не им позволява да достигнат височини като на Марс. От друга страна, разликата в максималната височина на вулканите може да се обясни с факта, че поради по-ниската гравитация на Марс е възможно да се изградят по-високи структури, които няма да се срутят под собствената си тежест.

Сравнение на структурата на Марс и други планети от земна група

Настоящите модели на вътрешната структура на Марс предполагат, че Марс се състои от кора със средна дебелина 50 km (и максимална дебелина до 130 km), силикатна мантия с дебелина 1800 km и ядро ​​с радиус от 1480 км. Плътността в центъра на планетата трябва да достигне 8,5 g/cm2. Ядрото е частично течно и се състои основно от желязо с примес от 14-17% (по маса) сяра, а съдържанието на леки елементи е два пъти по-високо от това в ядрото на Земята. Според съвременни оценкиобразуването на ядрото съвпадна с периода на ранния вулканизъм и продължи около милиард години. Приблизително същото време отне частичното топене на мантийните силикати. Поради по-ниската гравитация на Марс, обхватът на налягането в марсианската мантия е много по-малък, отколкото на Земята, което означава, че има по-малко фазови преходи. Предполага се, че фазовият преход на оливин в шпинелна модификация започва на доста големи дълбочини - 800 км (400 км на Земята). Естеството на релефа и други характеристики предполагат наличието на астеносфера, състояща се от зони от частично разтопено вещество. За някои райони на Марс е съставена подробна геоложка карта.

Според наблюдения от орбита и анализ на колекция от марсиански метеорити, повърхността на Марс се състои главно от базалт. Има някои доказателства, които предполагат, че върху части от марсианската повърхност материалът е по-богат на кварц от обикновения базалт и може да е подобен на андезитните скали на Земята. Същите тези наблюдения обаче могат да се тълкуват в полза на наличието на кварцово стъкло. Голяма част от по-дълбокия слой се състои от гранулиран прах от железен оксид.

Магнитно поле на Марс

В близост до Марс е открито слабо магнитно поле.

Според показанията на магнитометрите на станциите Марс-2 и Марс-3 силата на магнитното поле на екватора е около 60 гама, на полюса 120 гама, което е 500 пъти по-слабо от земното. Според данните на AMS Mars-5 силата на магнитното поле на екватора е 64 гама, а магнитният момент е 2,4 1022 oersted cm2.

Магнитното поле на Марс е изключително нестабилно, силата му може да се различава от 1,5 до 2 пъти, а магнитните полюси не съвпадат с физическите. Това предполага, че желязното ядро ​​на Марс е относително неподвижно по отношение на неговата кора, тоест планетарният динамо механизъм, отговорен за магнитното поле на Земята, не работи на Марс. Въпреки че Марс няма стабилно планетарно магнитно поле, наблюденията показват, че части от планетарната кора са намагнетизирани и че в миналото е наблюдавано обръщане на магнитните полюси на тези части. Оказа се, че намагнитването на тези части е подобно на лентовите магнитни аномалии в световните океани.

Според една теория, публикувана през 1999 г. и повторно тествана през 2005 г. (с помощта на безпилотния Mars Global Surveyor), тези ивици показват тектониката на плочите преди 4 милиарда години, преди динамото на планетата да спре да функционира, причинявайки рязко отслабващо магнитно поле. Причините за това рязко отслабване са неясни. Има предположение, че функционирането на динамото 4 милиарда. преди години се обяснява с наличието на астероид, който се върти на разстояние 50-75 хиляди километра около Марс и предизвиква нестабилност в ядрото му. След това астероидът падна до границата на Рош и се срина. Самото това обяснение обаче съдържа неясноти и се оспорва в научните среди.

Геоложка история

Глобална мозайка от 102 изображения на орбиталния кораб Viking 1 от 22 февруари 1980 г.

Може би в далечното минало в резултат на сблъсък с голямо небесно тяло е спряло въртенето на ядрото, както и загубата на основния обем на атмосферата. Смята се, че загубата на магнитното поле е настъпила преди около 4 милиарда години. Поради слабостта на магнитното поле, слънчевият вятър прониква почти безпрепятствено в атмосферата на Марс и много от фотохимичните реакции под въздействието на слънчевата радиация, които се случват в йоносферата и над Земята, могат да се наблюдават на Марс почти в самия му край. повърхност.

Геоложката история на Марс включва следните три епохи:

Епоха на Ноах (наречена на "Земята на Ноах", регион на Марс): Формиране на най-старата оцеляла повърхност на Марс. Продължава от преди 4,5 милиарда до 3,5 милиарда години. По време на тази епоха повърхността е била белязана от множество ударни кратери. Платото на провинция Тарсис вероятно се е образувало през този период, с интензивен воден поток по-късно.

Ерата на Хесперия: от преди 3,5 милиарда години до преди 2,9 - 3,3 милиарда години. Тази ера е белязана от образуването на огромни полета от лава.

Амазонска ера (наречена на "Амазонската равнина" на Марс): преди 2,9-3,3 милиарда години до наши дни. Областите, образувани през тази епоха, имат много малко метеоритни кратери, но иначе са напълно различни. През този период се формира планината Олимп. По това време потоци лава се разпространяват в други части на Марс.

Луните на Марс

Естествените спътници на Марс са Фобос и Деймос. И двете са открити от американския астроном Асаф Хол през 1877 г. Фобос и Деймос са с неправилна форма и много малки размери. Според една хипотеза те може да представляват астероиди като (5261) Еврика от троянската група астероиди, уловени от гравитационното поле на Марс. Сателитите са кръстени на героите, придружаващи бог Арес (т.е. Марс), Фобос и Деймос, олицетворяващи страха и ужаса, които са помагали на бога на войната в битки.

И двата спътника се въртят около осите си със същия период като около Марс, така че винаги са обърнати с една и съща страна към планетата. Приливното влияние на Марс постепенно забавя движението на Фобос и в крайна сметка ще доведе до падане на спътника върху Марс (ако настоящата тенденция продължи) или до неговото разпадане. Напротив, Деймос се отдалечава от Марс.

И двата спътника имат форма, близка до триаксиален елипсоид, Фобос (26,6x22,2x18,6 km) е малко по-голям от Деймос (15x12,2x10,4 km). Повърхността на Деймос изглежда много по-гладка поради факта, че повечето от кратерите са покрити с финозърнест материал. Очевидно на Фобос, който е по-близо до планетата и по-масив, веществото, изхвърлено по време на сблъсъци с метеорит, или е причинило многократни сблъсъци на повърхността, или е паднало на Марс, докато на Деймос е останало в орбита около сателита за дълго време, като постепенно се е утаило и скриване на неравни терени.

Живот на Марс

Популярната идея, че Марс е обитаван от интелигентни марсианци, става широко разпространена в края на 19 век.

Наблюденията на Скиапарели върху така наречените канали, съчетани с книгата на Пърсивал Лоуел по същата тема, популяризират идеята за планета, чийто климат става по-сух, по-студен, умира и на която съществуват древна цивилизация, извършване на поливна дейност.

Множество други наблюдения и съобщения от известни хора доведоха до така наречената „Марсианска треска“ около тази тема. През 1899 г., докато изучава атмосферните смущения в радиосигналите с помощта на приемници в обсерваторията в Колорадо, изобретателят Никола Тесла наблюдава повтарящ се сигнал. Тогава той предположи, че това може да е радиосигнал от други планети, като Марс. В интервю от 1901 г. Тесла каза, че е имал идеята, че смущенията могат да бъдат причинени изкуствено. Въпреки че не можеше да дешифрира значението им, за него беше невъзможно те да са възникнали напълно случайно. Според него това е поздрав от една планета към друга.

Теорията на Тесла предизвика ентусиазираната подкрепа на известния британски физик Уилям Томсън (лорд Келвин), който, посещавайки Съединените щати през 1902 г., каза, че според него Тесла е уловил сигнала от марсианците, изпратен до Съединените щати. След това обаче Келвин започна категорично да отрича това твърдение, преди да напусне Америка: „Всъщност аз казах, че жителите на Марс, ако съществуваха, със сигурност биха могли да видят Ню Йорк, особено светлината от електричество.“

Днес наличието на течна вода на нейната повърхност се счита за условие за развитието и поддържането на живота на планетата. Има и изискване орбитата на планетата да е в така наречената обитаема зона, която за Слънчевата система започва зад Венера и завършва с голямата полуос на орбитата на Марс. По време на перихелия Марс е вътре в тази зона, но тънката атмосфера с ниско налягане предотвратява появата на течна вода на голяма площ за дълъг период от време. Последните доказателства показват, че всяка вода на повърхността на Марс е твърде солена и кисела, за да поддържа постоянен живот, подобен на Земята.

Липсата на магнитосфера и изключително тънката атмосфера на Марс също са предизвикателство за поддържането на живот. Има много слабо движение на топлинните потоци на повърхността на планетата, тя е слабо изолирана от бомбардировка от частици на слънчевия вятър, освен това, когато се нагрява, водата моментално се изпарява, заобикаляйки течното състояние поради ниско налягане. Марс също е на прага на т.нар. „геологична смърт“. Краят на вулканичната дейност очевидно е спрял циркулацията на минерали и химични елементи между повърхността и вътрешността на планетата.

Доказателствата сочат, че преди планетата е била много по-склонна да поддържа живот, отколкото сега. Към днешна дата обаче по него не са открити останки от организми. Програмата Viking, проведена в средата на 70-те години на миналия век, проведе серия от експерименти за откриване на микроорганизми в марсианска почва. Тя даде положителни резултати, например, временно увеличаване на отделянето на CO2, когато почвени частици се поставят във вода и среда за отглеждане. След това обаче това доказателство за живот на Марс беше оспорено от някои учени [от кого?]. Това доведе до техния дълъг спор с учения от НАСА Гилбърт Левин, който твърдеше, че Викингът е открил живота. След преоценка на данните от Viking в светлината на настоящите научни познания за екстремофилите, беше установено, че проведените експерименти не са достатъчно напреднали, за да открият тези форми на живот. Освен това тези тестове могат дори да убият организмите, дори ако се съдържат в пробите. Тестовете, проведени като част от програмата Phoenix, показаха, че почвата има много алкално pH и съдържа магнезий, натрий, калий и хлорид. В почвата има достатъчно хранителни вещества за поддържане на живота, но формите на живот трябва да бъдат защитени от интензивна ултравиолетова светлина.

Интересно е, че в някои метеорити от марсиански произход са открити образувания, които имат форма на най-простите бактерии, въпреки че отстъпват по размер на най-малките земни организми. Един такъв метеорит е ALH 84001, открит в Антарктика през 1984 г.

Въз основа на наблюдения от Земята и данни от космическия кораб Mars Express е открит метан в атмосферата на Марс. В условията на Марс този газ се разлага доста бързо, така че трябва да има постоянен източник на неговото попълване. Такъв източник може да бъде или геоложка активност (но на Марс не са открити активни вулкани), или дейността на бактерии.

Астрономически наблюдения от повърхността на Марс

След кацането на автоматични превозни средства на повърхността на Марс стана възможно провеждането астрономически наблюдениядиректно от повърхността на планетата. Поради астрономическото положение на Марс в Слънчевата система, характеристиките на атмосферата, орбиталния период на Марс и неговите спътници, картината на нощното небе на Марс (и астрономическите явления, наблюдавани от планетата) се различава от тази на Земята и в много отношения изглежда необичайно и интересно.

Цветът на небето на Марс

По време на изгрев и залез марсианското небе в зенита има червеникаво-розов цвят, а в непосредствена близост до слънчевия диск - от синьо до виолетово, което е напълно противоположно на картината на земните зари.

По обяд небето на Марс е жълто-оранжево. Причината за подобни различия от цветова гамаЗемно небе - свойствата на тънката, разредена атмосфера на Марс, съдържаща суспендиран прах. На Марс Релеевото разсейване на лъчите (което на Земята е причината за синия цвят на небето) играе незначителна роля, ефектът му е слаб. Предполага се, че жълто-оранжевият цвят на небето се дължи също и на наличието на 1% магнетит в прахови частици, постоянно суспендирани в марсианската атмосфера и повдигнати от сезонни прашни бури. Здрачът започва много преди изгрев и продължава дълго след залез. Понякога цветът на марсианското небе придобива лилав оттенък в резултат на разсейване на светлина върху микрочастици от воден лед в облаците (последното е доста рядко явление).

Слънце и планети

Ъгловият размер на Слънцето, наблюдаван от Марс, е по-малък от видимия от Земята и е 2/3 от последния. Меркурий от Марс ще бъде практически недостъпен за наблюдение с невъоръжено око поради изключителната си близост до Слънцето. Най-ярката планета в небето на Марс е Венера, Юпитер е на второ място (четирите му най-големи спътника могат да се наблюдават без телескоп), а Земята е на трето място.

Земята е вътрешна планета за Марс, точно както Венера е за Земята. Съответно от Марс Земята се наблюдава като сутрин или вечерна звезда, изгряващ преди зазоряване или видим на вечерното небе след залез слънце.

Максималното удължение на Земята в небето на Марс ще бъде 38 градуса. С невъоръжено око Земята ще се вижда като ярка (максимален видим магнитуд около -2,5) зеленикава звезда, до която лесно ще се вижда жълтеникава и по-бледа (около 0,9) звезда на Луната. През телескоп и двата обекта ще показват еднакви фази. Революцията на Луната около Земята ще се наблюдава от Марс, както следва: при максималното ъглово разстояние на Луната от Земята невъоръженото око може лесно да раздели Луната и Земята: след седмица „звездите“ на Луната и Земята ще се слее в една единствена звезда, неразделна за окото, след още една седмица Луната отново ще се вижда на максимално разстояние, но от другата страна на Земята. От време на време наблюдател на Марс ще може да види преминаването (транзита) на Луната през земния диск или, обратно, покриването на Луната от земния диск. Максималното видимо разстояние на Луната от Земята (и тяхната видима яркост), когато се наблюдава от Марс, ще варира значително в зависимост от относителните позиции на Земята и Марс и, съответно, разстоянието между планетите. В ери на противопоставяне ще бъде около 17 дъгови минути, при максималното разстояние между Земята и Марс - 3,5 дъгови минути. Земята, подобно на други планети, ще се наблюдава в лентата на зодиакалните съзвездия. Астроном на Марс също ще може да наблюдава преминаването на Земята през диска на Слънцето, като най-близкото ще се случи на 10 ноември 2084 г.

Сателити - Фобос и Деймос

Преминаване на Фобос през слънчевия диск. Снимки от Opportunity

Фобос, когато се наблюдава от повърхността на Марс, има привиден диаметър от около 1/3 от диска на Луната в земното небе и видима величина от около -9 (приблизително същата като на Луната във фазата на първата й четвърт). Фобос изгрява на запад и залязва на изток, само за да изгрее отново 11 часа по-късно, като по този начин пресича марсианското небе два пъти на ден. Движението на тази бърза луна по небето ще бъде лесно забележимо през цялата нощ, както и променящите се фази. С невъоръжено око ще можете да различите най-голямата релефна част на Фобос - кратера Стикни. Деймос изгрява на изток и залязва на запад, изглежда като ярка звезда без забележим видим диск, около величина -5 (малко по-ярка от Венера в земното небе), бавно пресича небето в продължение на 2,7 марсиански дни. И двата спътника могат да се наблюдават в нощното небе едновременно, в този случай Фобос ще се движи към Деймос.

И Фобос, и Деймос са достатъчно ярки, за да могат обектите на повърхността на Марс да хвърлят ясни сенки през нощта. И двата спътника имат сравнително нисък орбитален наклон към екватора на Марс, което изключва тяхното наблюдение във високите северни и южни ширини на планетата: например Фобос никога не се издига над хоризонта на север от 70,4° с.ш. w. или южно от 70,4° ю.ш. ш.; за Деймос тези стойности са 82,7° с.ш. w. и 82,7° ю.ш. w. На Марс може да се наблюдава затъмнение на Фобос и Деймос, когато навлизат в сянката на Марс, както и слънчево затъмнение, което е само пръстеновидно поради малкия ъглов размер на Фобос в сравнение със слънчевия диск.

Небесна сфера

Северният полюс на Марс, поради наклона на оста на планетата, се намира в съзвездието Лебед (екваториални координати: право изкачване 21h 10m 42s, деклинация +52° 53.0? и не е маркиран от ярка звезда: най-близката до полюс е слаба звезда от шеста величина BD +52 2880 (други нейни обозначения са HR 8106, HD 201834, SAO 33185), може да се счита за звездата на Южния полюс на Марс.

Зодиакални съзвездияМарсианската еклиптика е подобна на тази, наблюдавана от Земята, с една разлика: когато се наблюдава годишното движение на Слънцето между съзвездията, то (подобно на други планети, включително Земята), напускайки източната част на съзвездието Риби, ще премине за 6 дни през северната част на съзвездието Кит преди как да влезете отново в западната част на Риби.

История на изследването на Марс

Изследването на Марс започна много отдавна, преди 3,5 хиляди години, през Древен Египет. Първите подробни доклади за позицията на Марс са съставени от вавилонски астрономи, които разработват серия математически методида предскаже положението на планетата. Използвайки данни от египтяните и вавилонците, древногръцките (елинистически) философи и астрономи разработиха подробен геоцентричен модел, за да обяснят движението на планетите. Няколко века по-късно индийски и ислямски астрономи изчислиха размера на Марс и разстоянието му от Земята. През 16 век Николай Коперник предлага хелиоцентричен модел за описване на слънчевата система с кръгови планетарни орбити. Резултатите му са ревизирани от Йоханес Кеплер, който въвежда по-точна елиптична орбита на Марс, съвпадаща с наблюдаваната.

През 1659 г. Франческо Фонтана, гледайки Марс през телескоп, прави първата рисунка на планетата. Той изобразява черно петно ​​в центъра на ясно очертана сфера.

През 1660 г. към черното петно ​​са добавени две полярни шапки, добавени от Жан Доминик Касини.

През 1888 г. Джовани Скиапарели, който учи в Русия, дава първите имена на отделни повърхностни характеристики: моретата на Афродита, Еритрейско, Адриатическо, Кимерийско; езерата Слънце, Лунное и Феникс.

Разцветът на телескопичните наблюдения на Марс настъпва през края на XIX- средата на 20 век. Това до голяма степен се дължи на обществения интерес и добре известните научни спорове около наблюдаваните марсиански канали. Сред астрономите от предкосмическата ера, които извършват телескопични наблюдения на Марс през този период, най-известните са Скиапарели, Пърсивал Ловел, Слайфър, Антониади, Барнард, Джари-Делог, Л. Еди, Тихов, Вакульор. Именно те поставиха основите на ареографията и съставиха първата подробни картиповърхността на Марс - въпреки че те се оказаха почти напълно неверни, след като автоматичните сонди полетяха към Марс.

Колонизация на Марс

Очакван вид на Марс след тераформиране

Сравнително близо до земното природни условиянаправи тази задача малко по-лесна. По-специално, на Земята има места, в които природните условия са подобни на тези на Марс. Изключително ниските температури в Арктика и Антарктика са сравними дори с най-ниските температури на Марс, а екваторът на Марс може да бъде толкова топъл (+20 °C) през летните месеци, колкото на Земята. На Земята има и пустини, които приличат на външен вид на марсианския пейзаж.

Но има значителни разлики между Земята и Марс. По-специално, магнитното поле на Марс е приблизително 800 пъти по-слабо от това на Земята. Заедно с разредената (стотици пъти в сравнение със Земята) атмосфера, това увеличава количеството йонизиращо лъчение, достигащо нейната повърхност. Измерванията, извършени от американския безпилотен космически кораб The Mars Odyssey, показаха, че радиационният фон в орбитата на Марс е 2,2 пъти по-висок от фоновото лъчение на Международната космическа станция. Средната доза е приблизително 220 милирада на ден (2,2 милиграя на ден или 0,8 грея на година). Количеството радиация, получено в резултат на пребиваване в такъв фон за определен период три години, се доближава до установените граници за безопасност за астронавти. На повърхността на Марс радиационният фон е малко по-нисък и дозата е 0,2-0,3 Gy годишно, като варира значително в зависимост от терена, надморската височина и локалните магнитни полета.

Химичен съставминералите, които се срещат на Марс, са по-разнообразни от останалите небесни телаблизо до Земята. Според корпорацията 4Frontiers има достатъчно от тях, за да снабдят не само самия Марс, но и Луната, Земята и астероидния пояс.

Времето за полет от Земята до Марс (при сегашните технологии) е 259 дни в полуелипса и 70 дни в парабола. За комуникация с потенциални колонии може да се използва радиокомуникация, която има забавяне от 3-4 минути във всяка посока при най-близкото приближаване на планетите (което се повтаря на всеки 780 дни) и около 20 минути. при максимално разстояние на планетите; виж Конфигурация (астрономия).

Към днешна дата няма практически стъпкине са положени усилия за колонизиране на Марс, но развитието на колонизацията е в ход, например проектът Centenary Spaceship, разработването на обитаем модул за престой на планетата Deep Space Habitat.

Орбитата на Марс е удължена, така че разстоянието до Слънцето се променя с 21 милиона километра през годината. Разстоянието до Земята също не е постоянно. По време на Големите противостояния на планетите, които се случват веднъж на 15-17 години, когато Слънцето, Земята и Марс се наредят в една линия, Марс се доближава до Земята на максимум 50-60 милиона км. Последната голяма конфронтация се състоя през 2003 г. Максималното разстояние на Марс от Земята достига 400 милиона километра.

Една година на Марс е почти два пъти по-дълга от тази на Земята - 687 земни дни. Оста е наклонена спрямо орбитата - 65°, което води до смяната на сезоните. Периодът на въртене около оста й е 24,62 часа, т.е. само с 41 минути повече от периода на въртене на Земята. Наклонът на екватора към орбитата е почти като този на Земята. Това означава, че смяната на деня и нощта и смяната на сезоните на Марс протича почти по същия начин, както на Земята.

Според изчисленията ядрото на Марс има маса до 9% от масата на планетата. Състои се от желязо и неговите сплави и е в течно състояние. Марс има дебела кора с дебелина 100 km. Между тях има силикатна мантия, обогатена с желязо. Червеният цвят на Марс се обяснява именно с факта, че почвата му е наполовина съставена от железни оксиди. Планетата сякаш е „ръждясала“.

Небето над Марс е тъмно лилаво и ярки звезди се виждат дори през деня при тихо, тихо време. Атмосферата има следния състав (фиг. 46): въглероден диоксид - 95%, азот - 2,5%, атомен водород, аргон - 1,6%, останалото е водна пара, кислород. През зимата въглеродният диоксид замръзва, превръщайки се в сух лед. В атмосферата има редки облаци, през студения сезон има мъгла над низините и на дъното на кратерите.

ориз. 46. ​​​​Състав на атмосферата на Марс

Средното атмосферно налягане на повърхността е около 6,1 mbar. Това е 15 000 пъти по-малко от и 160 пъти по-малко от повърхността на Земята. В най-дълбоките падини налягането достига 12 mbar. Атмосферата на Марс е много тънка. Марс е студена планета. Най-ниската регистрирана температура на Марс е -139°C. Характеристика на планетата рязък спадтемператури Температурната амплитуда може да бъде 75-60 °C. Марс има климатични зони, подобни на тези на Земята. В екваториалната зона по обяд температурата се повишава до +20-25 °C, а през нощта пада до -40 °C. В умерения пояс сутрешните температури са 50-80°C.

Смята се, че преди няколко милиарда години Марс е имал атмосфера с плътност 1-3 бара. При това налягане водата трябва да е в течно състояние и въглеродният диоксид трябва да се изпари и може да възникне парников ефект (както на Венера). Марс обаче постепенно загуби атмосферата си поради ниската си маса. Парниковият ефект намаля, появиха се вечна замръзналост и полярни ледени шапки, които се наблюдават и днес.

Марс има най-много висок вулканСлънчева система - Олимп. Височината му е 27 400 м, а диаметърът на основата на вулкана достига 600 км. Това е изгаснал вулкан, който най-вероятно е изригнал лава преди около 1,5 милиарда години.

Обща характеристика на планетата Марс

В момента на Марс не е открит нито един активен вулкан. В близост до Олимп има и други гигантски вулкани: планината Аскриан, планината Паволина и планината Арсия, чиято височина надвишава 20 км. Изтичащата от тях лава, преди да се втвърди, се е разпространила във всички посоки, така че вулканите са оформени повече като торти, отколкото като конуси. На Марс има и пясъчни дюни, гигантски каньони и разломи, както и метеоритни кратери. Най-амбициозната система от каньони е Valles Marineris, дълга 4 хиляди километра. В миналото на Марс може да са текли реки, които са напуснали наблюдаваните днес канали.

През 1965 г. американската сонда Mariner 4 предава първите изображения на Марс. Въз основа на тях, както и на снимки от Маринър 9, съветските сонди Марс 4 и Марс 5 и американските Викинг 1 и Викинг 2, които оперираха през 1974 г., първата карта на Марс. А през 1997 г. американски космически кораб достави на Марс робот - количка с шест колела с дължина 30 см и тегло 11 кг. Роботът е бил на Марс от 4 юли до 27 септември 1997 г., изучавайки тази планета. Предавания за неговите движения бяха излъчени по телевизията и интернет.

Марс има два спътника - Деймос и Фобос.

Предположението за съществуването на два спътника на Марс е направено през 1610 г. от немски математик, астроном, физик и астролог Йоханес Кеплер (1571 — 1630), който открива законите на движението на планетите.

Спътниците на Марс обаче са открити едва през 1877 г. от американски астролог Асаф Хол (1829-1907).

Историята за Марс за деца съдържа информация за това каква е температурата на Марс, за неговите спътници и характеристики. Можете да допълните съобщението за Марс с интересни факти.

Кратко съобщение за Марс

Марс е четвъртата планета от Слънцето. Наречен на бога на войната заради кървавочервения си цвят.

Повърхността на планетата съдържа голямо количество желязо, което при окисляване дава червен цвят. Поради факта, че Марс е близо до Земята, учените предполагат, че на тази планета също може да има живот. В крайна сметка на Марс, както и на Земята, има смяна на сезоните.

Марсианската година е 2 пъти по-дълга от земната - 687 дни, а денят е съвсем малко по-дълъг от земния - 24 часа 37 минути. След изследване с помощта на междупланетна станция предположенията за живот на Марс бяха опровергани.

Марс е почти 2 пъти по-малък от Земята. Климатът на Марс е студена, суха пустиня с голяма надморска височина с планини, кратери и вулкани. Марс има два спътника - Фобос и Деймос, които се превеждат от латински като "Страх" и "Ужас". Деймос е най-малкият спътник на планетата в Слънчевата система.

Съобщение за планетата Марс

Петата планета от Слънцето се нарича "червена планета". Планетата е кръстена на древноримския бог на войната - хората свързват червеникавата й повърхност с кървави битки. Този цвят се създава поради отразяването на слънчевата светлина от повърхността на планетата, която е покрита с метален прах от силиций, желязо и магнезий. Желязото на Марс се окислява (ръждясва) и придобива червеникав оттенък.

Марс е почти наполовина по-малък от Земята - екваториалният му радиус е 3396,9 километра (53,2% от земния). Повърхността на Марс е приблизително равна на земната площ.

На Марс, както и на Земята, има смяна на сезоните. Температури на Марснай-благоприятната от всички планети в Слънчевата система, с изключение на Земята. През деня достигат средно 30ºС, а през нощта падат до – 80ºС. На полюсите на Марс температурата е по-ниска, така че те, подобно на полюсите на Земята, са покрити с лед и сняг. Така на Марс има две благоприятни условия за възникване на живот: благоприятна температура и вода, но няма основно нещо - въздух. Атмосферата на Марс се състои главно от въглероден диоксид (95%) и съдържа само около 0,1% от необходимия за живот кислород.

Водата на Марс е концентрирана главно на полюсите под формата на сняг и лед. Ако целият този лед се разтопи, повърхността на Марс ще бъде покрита от световен океан, подобен на земния, чиято дълбочина ще бъде няколкостотин метра. Някои учени дори излагат версии, че е възможно изкуствено да се създадат благоприятни условия за човешки живот на Марс. За да направите това, трябва да повишите температурата на повърхността на „червената планета“ и да засадите там растения, които ще превърнат въглеродния диоксид в кислород. Всички тези идеи обаче все още са далеч от реалността. Марс има два естествени спътника: Деймос и Фобос.

Марс е известен с наличието на множество планини - най-високите в цялата Слънчева система. Марсианската планина Олимп е висока 21 км!

Средното разстояние от Марс до Слънцето е 228 милиона километра, а периодът на въртене около Слънцето е 687 земни дни. Един ден на Марс е малко по-дълъг от този на Земята.

Надяваме се, че представената информация за Марс ви е помогнала. И можете да оставите своя доклад за Марс чрез формата за коментари.

Марс е четвъртата планета от Слънцето и последната от планетите от земния тип. Подобно на останалите планети в Слънчевата система (без Земята) тя носи името на митологичната фигура - римския бог на войната. В допълнение към официалното си име, Марс понякога се нарича Червената планета, поради кафяво-червения цвят на повърхността му. С всичко това Марс е втората най-малка планета в Слънчевата система след.

През почти целия деветнадесети век се смяташе, че на Марс има живот. Причината за това вярване е отчасти грешка и отчасти човешко въображение. През 1877 г. астрономът Джовани Скиапарели успява да наблюдава това, което според него са прави линии на повърхността на Марс. Подобно на други астрономи, когато забеляза тези ивици, той предположи, че такава прямота е свързана със съществуването на интелигентен живот на планетата. Популярна теория по онова време за природата на тези линии беше, че те са напоителни канали. Въпреки това, с развитието на повече мощни телескопив началото на двадесети век астрономите успяха да видят повърхността на Марс по-ясно и установиха, че тези прави линии са просто оптична илюзия. В резултат на това всички по-ранни предположения за живота на Марс останаха без доказателства.

Голяма част от научната фантастика, написана през двадесети век, е пряко следствие от вярата, че животът съществува на Марс. От малки зелени човечета до извисяващи се нашественици с лазерни оръжия, марсианците са били във фокуса на много телевизионни и радио програми, комикси, филми и романи.

Въпреки факта, че откритието за живот на Марс през осемнадесети век в крайна сметка се оказа невярно, Марс си остава за научните среди най-благоприятната за живот планета (без да броим Земята) в Слънчевата система. Последвалите планетарни мисии несъмнено бяха посветени на търсенето на поне някаква форма на живот на Марс. Така мисия, наречена Viking, проведена през 70-те години на миналия век, провежда експерименти върху марсианска почва с надеждата да открие микроорганизми в нея. По това време се смяташе, че образуването на съединения по време на експерименти може да бъде резултат от биологични агенти, но по-късно беше открито, че съединения на химични елементи могат да бъдат създадени без биологични процеси.

Но дори и тези данни не лишиха учените от надежда. След като не откриха признаци на живот на повърхността на Марс, те предположиха, че всичко необходими условияможе да съществува под повърхността на планетата. Тази версия е актуална и днес. Най-малкото такива планетарни мисии на настоящето като ExoMars и Mars Science включват тестване на всички възможни вариантисъществуването на живот на Марс в миналото или настоящето, на повърхността и под нея.

Атмосферата на Марс

Съставът на атмосферата на Марс е много подобен на този на Марс, една от най-малко гостоприемните атмосфери в цялата слънчева система. Основният компонент и в двете среди е въглеродният диоксид (95% за Марс, 97% за Венера), но има голяма разлика - на Марс няма парников ефект, така че температурата на планетата не надвишава 20°C, в контраст с 480°C на повърхността на Венера. Такива огромна разликасе свързва с различни плътности на атмосферите на тези планети. При сравнима плътност атмосферата на Венера е изключително дебела, докато атмосферата на Марс е доста тънка. Просто казано, ако атмосферата на Марс беше по-плътна, тя щеше да прилича на Венера.

Освен това Марс има много разредена атмосфера - атмосферното налягане е само около 1% от налягането на Земята. Това е еквивалентно на налягане от 35 километра над повърхността на Земята.

Едно от най-ранните направления в изследването на атмосферата на Марс е нейното влияние върху наличието на вода на повърхността. Въпреки факта, че полярните ледени шапки съдържат вода в твърдо състояние, а въздухът съдържа водни пари, образувани в резултат на замръзване и ниско налягане, всички изследвания днес показват, че „слабата“ атмосфера на Марс не поддържа съществуването на течност вода на повърхността на планетите.

Въпреки това, базирайки се на последните данни от мисиите на Марс, учените са уверени, че течна вода съществува на Марс и се намира на един метър под повърхността на планетата.

Вода на Марс: спекулации / wikipedia.org

Въпреки това, въпреки тънкия атмосферен слой, Марс има климатични условия, които са доста приемливи за земните стандарти. Най-екстремните форми на това време са ветрове, прашни бури, слана и мъгла. В резултат на такава метеорологична активност са наблюдавани значителни признаци на ерозия в някои райони на Червената планета.

Друг интересен момент относно марсианската атмосфера е, че според няколко съвременни научни изследвания в далечното минало тя е била достатъчно плътна за съществуването на океани от течна вода на повърхността на планетата. Въпреки това, според същите изследвания, атмосферата на Марс е драматично променена. Водещата версия за подобна промяна в момента е хипотезата за сблъсък на планетата с друго доста обемно космическо тяло, което е довело до загуба на по-голямата част от атмосферата на Марс.

Повърхността на Марс има две важни характеристики, които по интересно съвпадение се свързват с разликите в полукълбата на планетата. Факт е, че северното полукълбо има доста гладка топография и само няколко кратера, докато южното полукълбо е буквално осеяно с хълмове и кратери с различни размери. В допълнение към топографските различия, които показват различия в релефа на полукълбата, има и геоложки - проучванията показват, че районите в северното полукълбо са много по-активни, отколкото в южното.

На повърхността на Марс се намира най-големият известен вулкан Олимпус Монс и най-големият известен каньон Маринър. Нищо по-грандиозно все още не е открито в Слънчевата система. Височината на планината Олимп е 25 километра (това е три пъти по-високо от Еверест, най-високата планина на Земята), а диаметърът на основата е 600 километра. Дължината на Valles Marineris е 4000 километра, ширината е 200 километра, а дълбочината е почти 7 километра.

Най-значимото откритие за марсианската повърхност досега е откриването на канали. Особеността на тези канали е, че според експертите на НАСА те са създадени от течаща вода и по този начин са най-надеждното доказателство за теорията, че в далечното минало повърхността на Марс е била значително подобна на земната.

Най-известният перидол, свързан с повърхността на Червената планета, е така нареченото „Лице на Марс“. Теренът всъщност много приличаше на човешко лице, когато първото изображение на района беше направено от космическия кораб Viking I през 1976 г. Много хора по това време смятаха това изображение за истинско доказателство, че на Марс съществува разумен живот. Последвалите снимки показаха, че това е просто трик на осветлението и човешкото въображение.

Подобно на други планети от земна група, вътрешността на Марс има три слоя: кора, мантия и ядро.
Въпреки че все още не са направени точни измервания, учените са направили определени прогнози за дебелината на марсианската кора въз основа на данни за дълбочината на Valles Marineris. Дълбоката, обширна долинна система, разположена в южното полукълбо, не би могла да съществува, освен ако кората на Марс не е значително по-дебела от тази на Земята. Предварителните оценки показват, че дебелината на кората на Марс в северното полукълбо е около 35 километра и около 80 километра в южното полукълбо.

Доста изследвания са посветени на ядрото на Марс, по-специално за определяне дали е твърдо или течно. Някои теории сочат липсата на достатъчно силно магнитно поле като знак за твърдо ядро. През последното десетилетие обаче хипотезата, че ядрото на Марс е поне частично течно, набира все по-голяма популярност. Това беше показано от откриването на магнетизирани скали на повърхността на планетата, което може да е знак, че Марс има или е имал течно ядро.

Орбита и въртене

Орбитата на Марс е забележителна по три причини. Първо, ексцентричността му е втората по големина сред всички планети, само Меркурий има по-малко. С тази елиптична орбита перихелият на Марс е 2,07 x 108 километра, което е много по-далеч от неговия афелий от 2,49 x 108 километра.

Второ, научните доказателства сочат, че такава висока степен на ексцентричност не винаги е присъствала и може да е била по-малка от тази на Земята в някакъв момент от историята на Марс. Учените казват, че причината за тази промяна са гравитационните сили на съседните планети, действащи върху Марс.

Трето, от всички планети от земния тип Марс е единствената, на която годината продължава по-дълго, отколкото на Земята. Това естествено е свързано с орбиталното му разстояние от Слънцето. Една марсианска година се равнява на почти 686 земни дни. Марсианският ден продължава приблизително 24 часа и 40 минути, което е времето, необходимо на планетата да направи едно пълно завъртане около оста си.

Друго забележително сходство между планетата и Земята е нейният аксиален наклон, който е приблизително 25°. Тази характеристика показва, че сезоните на Червената планета следват един след друг по абсолютно същия начин, както на Земята. Въпреки това, полукълбата на Марс преживяват напълно различни, различни от тези на Земята, температурни условияза всеки сезон. Това отново се дължи на много по-големия ексцентричност на орбитата на планетата.

SpaceX планира да колонизира Марс

Знаем, че SpaceX иска да изпрати хора на Марс през 2024 г., но първата им мисия на Марс ще бъде капсулата Red Dragon през 2018 г. Какви стъпки ще предприеме компанията, за да постигне тази цел?

• 2018 г Изстрелване на космическата сонда Red Dragon за демонстрация на технология. Целта на мисията е да се стигне до Марс и да се извърши проучване на мястото за кацане в малък мащаб. Може би предоставяне на допълнителна информация на НАСА или космически агенции на други страни.
• 2020 г Изстрелване на космическия кораб Mars Colonial Transporter MCT1 (безпилотен). Целта на мисията е изпращане на товари и връщане на проби. Мащабни демонстрации на технологии за местообитание, поддържане на живота и енергия.
• 2022 г Изстрелване на космическия кораб Mars Colonial Transporter MCT2 (безпилотен). Втора итерация на MCT. По това време MCT1 ще бъде на път обратно към Земята, носейки марсиански проби. MCT2 доставя оборудване за първия пилотиран полет. MCT2 ще бъде готов за изстрелване, след като екипажът пристигне на Червената планета след 2 години. В случай на проблеми (както във филма „Марсианецът“) екипът ще може да го използва, за да напусне планетата.
• 2024 г Трета итерация на Mars Colonial Transporter MCT3 и първи пилотиран полет. В този момент всички технологии ще са доказали своята функционалност, MCT1 ще е пътувал до Марс и обратно, а MCT2 ще бъде готов и тестван на Марс.

Марс е четвъртата планета от Слънцето и последната от планетите от земния тип. Разстоянието от Слънцето е около 227940000 километра.

Планетата е кръстена на Марс, римския бог на войната. На древните гърци той е бил известен като Арес. Смята се, че Марс е получил тази асоциация поради кървавочервения цвят на планетата. Благодарение на цвета си планетата е била позната и на други древни култури. Ранните китайски астрономи наричат ​​Марс „Огнената звезда“, а древните египетски свещеници го наричат ​​„Ee Desher“, което означава „червен“.

Земните маси на Марс и Земята са много сходни. Въпреки факта, че Марс заема само 15% от обема и 10% от масата на Земята, той има земна маса, сравнима с нашата планета, в резултат на факта, че водата покрива около 70% от земната повърхност. В същото време повърхностната гравитация на Марс е около 37% от гравитацията на Земята. Това означава, че теоретично можете да скочите три пъти по-високо на Марс, отколкото на Земята.

Само 16 от 39 мисии до Марс бяха успешни. От мисията Mars 1960A, стартирана от СССР през 1960 г., общо 39 спускаеми апарата и марсохода са изпратени на Марс, но само 16 от тези мисии са успешни. През 2016 г. беше изстреляна сонда като част от руско-европейската мисия ExoMars, чиято основна цел ще бъде търсене на признаци на живот на Марс, изследване на повърхността и топографията на планетата и съставяне на карта на потенциалните опасности от средаза бъдещи пилотирани мисии до Марс.

Отломки от Марс са открити на Земята. Смята се, че следи от част от атмосферата на Марс са открити в метеорити, които са отскочили от планетата. След като напуснаха Марс, тези метеорити дълго време, в продължение на милиони години, летяха около Слънчевата система сред други обекти и космически отпадъци, но бяха уловени от гравитацията на нашата планета, паднаха в нейната атмосфера и се сринаха на повърхността. Изследването на тези материали позволи на учените да научат много за Марс още преди да започнат космическите полети.

В близкото минало хората бяха сигурни, че Марс е дом на интелигентен живот. Това до голяма степен беше повлияно от откриването на прави линии и бразди на повърхността на Червената планета от италианския астроном Джовани Скиапарели. Той вярваше, че такива прави линии не могат да бъдат създадени от природата и са резултат от интелигентна дейност. По-късно обаче беше доказано, че това не е нищо повече от оптична илюзия.

Най-високата известна планетарна планина в Слънчевата система е на Марс. Нарича се Olympus Mons (планината Олимп) и се издига на 21 километра височина. Смята се, че това е вулкан, образуван преди милиарди години. Учените са открили доста доказателства, че възрастта на вулканичната лава на обекта е доста малка, което може да е доказателство, че Олимп все още може да е активен. В Слънчевата система обаче има планина, на която Олимп е по-нисък по височина - това е централният връх на Реасилвия, разположен на астероида Веста, чиято височина е 22 километра.

На Марс се случват прашни бури - най-мащабните в Слънчевата система. Това се дължи на елиптичната форма на орбитата на планетата около Слънцето. Орбиталният път е по-удължен от много други планети и тази овална орбитална форма води до свирепи прашни бури, които покриват цялата планета и могат да продължат много месеци.

Слънцето изглежда е около половината от визуалния размер на Земята, когато се гледа от Марс. Когато Марс е най-близо до Слънцето в своята орбита и южното му полукълбо е обърнато към Слънцето, планетата преживява много кратко, но невероятно горещо лято. В същото време в северното полукълбо се задава кратка, но студена зима. Когато планетата е по-далеч от Слънцето и северното полукълбо сочи към него, Марс преживява дълго и меко лято. В южното полукълбо настъпва дълга зима.

С изключение на Земята учените смятат Марс за най-подходящата планета за живот. Водещи космически агенции планират поредица от космически мисии през следващото десетилетие, за да разберат дали има потенциал за живот на Марс и дали е възможно да се изгради колония върху него.

Марсианци и извънземни от Марс са били водещите кандидати за извънземни от доста дълго време, което прави Марс една от най-популярните планети в Слънчевата система.

Марс е единствената планета в системата, освен Земята, която има полярен лед. Твърда вода е открита под полярните шапки на Марс.

Точно както на Земята, Марс има сезони, но те продължават двойно по-дълго. Това е така, защото Марс е наклонен по оста си на около 25,19 градуса, което е близо до аксиалния наклон на Земята (22,5 градуса).

Марс няма магнитно поле. Някои учени смятат, че е съществувал на планетата преди около 4 милиарда години.

Двете луни на Марс, Фобос и Деймос, са описани в книгата „Пътешествията на Гъливер“ от Джонатан Суифт. Това е било 151 години преди да бъдат открити.

Най-голямата мистерия за човечеството остава всичко, което е извън нашата планета. Колко непознато и неоткрито тъмно пространство крие в себе си. Радвам се, че днес знаем информация, макар и не цялата, за близките планети. Нека поговорим за Марс днес.

Марс е четвъртата най-отдалечена от Слънцето и най-близо до Земята планета. Тази планета е на приблизително 4,6 милиарда години, като Земята, Венера и останалите планети в Слънчевата система.

Името на планетата идва от името на древния римлянин и гръцки богвойни - АРЕС. Римляните и гърците свързват планетата с война поради приликата й с кръвта. Гледан от Земята, Марс е червено-оранжев на цвят. Цветът на планетата се дължи на изобилието от железни минерали в почвата.

В близкото минало учените са открили канали, долини и канавки на повърхността на Марс, а отлагания от дебели слоеве лед са открити и на северния и южния полюс, което доказва, че някога на Марс е имало вода. Ако това е вярно, тогава водата все още може да се намери в пукнатини и кладенци в подземните скали на планетата. Освен това група изследователи твърдят, че някога на Марс са живели живи същества. Като доказателство те цитират определени видове материали, открити в метеорит, паднал на Земята. Вярно е, че твърденията на тази група не убедиха повечето учени.

Повърхността на Марс е много разнообразна. Някои от впечатляващите характеристики включват система от каньони, която е много по-дълбока и по-дълга от Големия каньон в САЩ, и планинска система най-висока точкакойто е много по-висок от връх Еверест. Плътността на атмосферата на Марс е 100 пъти по-малка от тази на Земята. Това обаче не пречи на образуването на такива явления като облаци и вятър. Огромни прашни бури понякога бушуват по цялата планета.

На Марс е много по-студено, отколкото на Земята. Температурите на повърхността варират от най-ниски от -125° по Целзий, регистрирани близо до полюсите през зимата, до високи от +20° по Целзий, регистрирани по обяд близо до екватора. Средната температура е около -60° по Целзий.

Тази планета не е като Земята за много хора, главно защото е много по-далеч от Слънцето и много по-малка от Земята. Средното разстояние от Марс до Слънцето е около 227 920 000 км, което е 1,5 пъти повече от разстоянието от Земята до Слънцето. Средният радиус на Марс е 3390 км, което е около половината от радиуса на Земята.

Физически характеристики на Марс

Орбита и въртене на планетата

Подобно на останалите планети в Слънчевата система, Марс се върти около Слънцето по елиптична орбита. Но орбитата му е по-издължена от орбитата на Земята и други планети. Най-голямото разстояние от Слънцето до Марс е 249 230 000 км, а най-малкото е 206 620 000 км. Продължителността на годината е 687 земни дни. Продължителността на деня е 24 часа 39 минути и 35 секунди.

Разстоянието между Земята и Марс зависи от позицията на тези планети в техните орбити. Може да варира от 54 500 000 км до 401 300 000 км. Марс е най-близо до Земята по време на опозиция, когато планетата е в обратна посока спрямо Слънцето. Противопоставянето се повтаря на всеки 26 месеца в различни точки от орбитата на Марс и Земята.

Подобно на Земята, оста на Марс е наклонена спрямо орбиталната равнина с 25,19° в сравнение с 23,45° на Земята. Това се отразява в количеството слънчева светлина, падаща върху някои части на планетата, което от своя страна влияе върху появата на сезони, подобни на тези на Земята.

Маса и плътност

Масата на Марс е 6,42*1020 тона, което е 10 пъти по-малко от масата на Земята. Плътността е около 3,933 грама на кубичен сантиметър, което е приблизително 70% от плътността на Земята.

Гравитационни сили

Поради по-малкия размер и плътност на планетата, гравитацията на Марс е 38% от тази на Земята. Следователно, ако човек застане на Марс, той ще се почувства така, сякаш теглото му е намалено с 62%. Или, ако пусне камък, тогава този камък ще падне много по-бавно от същия камък на Земята.

Вътрешна структура на Марс

Цялата получена информация за вътрешна структурапланета се основава на: изчисления, свързани с масата, въртенето, плътността на планетата; върху познаването на свойствата на други планети; върху анализа на марсианските метеорити, паднали на Земята, както и върху данните, събрани от изследователски апарати в орбита на планетата. Всичко това позволява да се предположи, че Марс, подобно на Земята, може да се състои от три основни слоя:

1. Марсианска кора;
2. мантия;
3. сърцевина.

Кора.Учените предполагат, че дебелината на марсианската кора е приблизително 50 км. Най-тънката част от земната кора е в северното полукълбо. Останалата по-голямата част от кората се състои от вулканични скали.

Мантия.Мантията е сходна по състав със земната мантия. Както и на Земята, основният източник на топлина на планетата е радиоактивният разпад – разпадането на ядрата на атомите на елементи като уран, калий и торий. Поради радиоактивното излъчване средната температура на марсианската мантия може да бъде приблизително 1500 градуса по Целзий.

Ядро.Основните компоненти на марсианското ядро ​​вероятно са желязо, никел и сяра. Информацията за плътността на планетата дава известна представа за размера на ядрото, което се очаква да бъде по-малко от ядрото на Земята. Възможно е радиусът на ядрото на Марс да е приблизително 1500-2000 км.

За разлика от ядрото на Земята, което е частично разтопено, ядрото на Марс трябва да е твърдо, тъй като планетата няма силно магнитно поле. Въпреки това данните, получени от космическата станция, показват, че някои от най-старите марсиански скали са се образували в резултат на влиянието на голямо магнитно поле - което предполага, че Марс е имал разтопено ядро ​​в далечното минало.

Описание на повърхността на Марс

Повърхността на Марс е много разнообразна. Освен планини, равнини и полярен лед, почти цялата повърхност е гъсто осеяна с кратери. Освен това цялата планета е обвита в финозърнест червеникав прах.

Равнини

По-голямата част от повърхността се състои от плоски, ниско разположени равнини, които са разположени главно в северното полукълбо на планетата. Една от тези равнини е най-ниската и сравнително гладка сред всички равнини в Слънчевата система. Тази гладкост вероятно е постигната от седиментни отлагания (малки частици, които се утаяват на дъното на течността), образувани в резултат на водата в района - едно доказателство, че Марс някога е имал вода.

каньони

По протежение на екватора на планетата се намира едно от най-зашеметяващите места в света, система от каньони, известна като Valles Marineris, кръстена на космическата изследователска станция Marinera 9, която за първи път откри долината през 1971 г. Valles Marineris се простира от изток на запад и е с дължина около 4000 km, което е равно на ширината на континента Австралия. Учените смятат, че тези каньони са се образували в резултат на разцепването и разтягането на кората на планетата, дълбочината на някои места достига 8-10 км.

Valles Marineris на Марс. Снимка от astronet.ru

От източната част на долината излизат канали, като на места са установени слоести наслаги. Въз основа на тези данни може да се предположи, че каньоните са били частично пълни с вода.

Вулкани на Марс

На Марс се намира най-големият вулкан в Слънчевата система - вулканът Olympus Mons (в превод от латински: Mount Olympus) с височина 27 км. Диаметърът на планината е 600 км. Други три големи вулкана - планините Арсия, Аскреус и Повонис - са разположени на огромна вулканична планина, наречена Тарсис.

Всички склонове на вулканите на Марс постепенно се издигат, подобно на вулканите в Хавай. Хавайските и марсианските вулкани са стенни вулкани, образувани от изригвания на лава. В момента на Марс не е открит нито един активен вулкан. Следи от вулканична пепел по склоновете на други планини предполагат, че Марс някога е бил вулканично активен.

Кратери и речни басейни на Марс

Голям брой метеорити причиниха щети на планетата, образувайки кратери на повърхността на Марс. Феноменът на ударните кратери е рядък на Земята поради две причини: 1) онези кратери, които са се образували в началото на историята на планетата, вече са ерозирали; 2) Земята има много плътна атмосфера, която предотвратява падането на метеорити.

Марсианските кратери са подобни на кратерите на Луната и други обекти на Слънчевата система, които имат дълбоки подове с форма на купа с повдигнати ръбове с форма на колело. Големите кратери може да имат централни върхове, образувани в резултат на ударната вълна.

Усмихнат кратер. Снимка от astrolab.ru

Броят на кратерите на Марс варира от място на място. Почти цялото южно полукълбо е осеяно с кратери различни размери. Най-големият кратер на Марс е Еладският басейн (лат. Hellas Planitia) в южното полукълбо, чийто диаметър е приблизително 2300 км. Дълбочината на падината е около 9 км.

На повърхността на Марс са открити канали и речни долини, много от които са били разположени в ниските равнини. Учените предполагат, че марсианският климат е бил достатъчно топъл, ако водата е съществувала в течна форма.

Полярни находища

Повечето интересна функцияМарс са дебели натрупвания от фино слоести седименти, разположени на двата полюса на Марс. Учените смятат, че слоевете се състоят от смес от воден лед и прах. Атмосферата на Марс вероятно е запазила тези слоеве за дълъг период. Те могат да предоставят доказателства за сезонни метеорологични модели и дългосрочни климатични промени. Ледените шапки на двете полукълба на Марс остават замръзнали през цялата година.

Климат и атмосфера на Марс

атмосфера

Атмосферата на Марс е тънка, съдържанието на кислород в атмосферата е само 0,13%, докато в атмосферата на Земята е 21%. Съдържание на въглероден диоксид - 95,3%. Други газове, съдържащи се в атмосферата, включват азот - 2,7%; аргон - 1,6%; въглероден оксид - 0,07% и вода - 0,03%.

Атмосферно налягане

Атмосферното налягане на повърхността на планетата е само 0,7 kPascal, което е 0,7% от атмосферното налягане на повърхността на Земята. Със смяната на сезоните атмосферното налягане се променя.

Температура на Марс

На голяма надморска височина в района на 65-125 км от повърхността на планетата атмосферната температура е -130 градуса по Целзий. По-близо до повърхността средната дневна температура на Марс варира от -30 до -40 градуса. Точно под повърхността температурата на атмосферата може да варира значително през деня. Дори близо до екватора може да достигне -100 градуса късно през нощта.

Температурата на атмосферата може да се повиши, когато на планетата бушуват прашни бури. Прахът абсорбира слънчевата светлина и след това предава по-голямата част от топлината на газовете в атмосферата.

Облаци

Облаците на Марс се образуват само на голяма надморска височина под формата на замръзнали частици въглероден диоксид. Слана и мъгла се появяват особено често рано сутрин. Мъглата, скрежът и облаците на Марс са много сходни един с друг.

Облак прах. Снимка от astrolab.ru

Вятър

На Марс, както и на Земята, има обща циркулация на атмосферата, изразена под формата на вятър, който е характерен за цялата планета. Основната причина за ветровете е слънчевата енергия и неравномерността на нейното разпределение по повърхността на планетата. Средната скорост на приземните ветрове е приблизително 3 m/s. Учените са регистрирали пориви на вятъра до 25 м/с. Поривите на вятъра на Марс обаче са много по-малко мощни от същите пориви на Земята - това се дължи на ниската плътност на атмосферата на планетата.

Прашни бури

Прашните бури са най-впечатляващи метеорологичен феноменна Марс. Това е въртящ се вятър, който може кратко времеповдигнете прах от повърхността. Вятърът прилича на торнадо.

Образуването на големи прашни бури на Марс става по следния начин: когато силните ветрове започнат да вдигат прах в атмосферата, този прах абсорбира слънчевата светлина и по този начин затопля въздуха около себе си. Веднага щом се издигне топъл въздух, се появява още по-силен вятър, който вдига още повече прах. В резултат на това бурята става още по-силна.

В големи мащаби прашните бури могат да покрият площ от повече от 320 km. По време на най-големите бури цялата повърхност на Марс може да бъде покрита с прах. Бури с такъв размер могат да продължат с месеци, закривайки цялата планета от поглед. Такива бури са регистрирани през 1987 и 2001 г. Прашните бури се случват по-често, когато Марс е най-близо до Слънцето, тъй като в такива моменти слънчевата енергия загрява повече атмосферата на планетата.

Луните на Марс

Марс е придружен от два малки спътника - Фобос и Деймос (синове на бог Арес), които са наречени и открити през 1877 г. от американския астроном Асаф Хол. И двата сателита имат неправилна форма. Най-големият диаметър на Фобос е приблизително 27 км, Деймос - 15 км.

Луните имат голям брой кратери, повечето от които са се образували в резултат на сблъсъци с метеорити. В допълнение, Фобос има много канали - пукнатини, които биха могли да се образуват, когато спътникът се сблъска с голям астероид.

Учените все още не знаят как и къде са се образували тези спътници. Смята се, че са се образували по време на образуването на планетата Марс. Според друга версия спътниците са били астероиди, летящи близо до Марс, и гравитационната сила на планетата ги е изтеглила в тяхната орбита. Доказателство за последното е, че и двете луни имат тъмносив цвят, който е подобен на цвета на някои видове астероиди.

Астрономически наблюдения от Марс

След кацането на автоматични превозни средства на повърхността на Марс стана възможно провеждането на астрономически наблюдения директно от повърхността на планетата. Поради астрономическото положение на Марс в Слънчевата система, характеристиките на атмосферата, орбиталния период на Марс и неговите спътници, картината на нощното небе на Марс (и астрономическите явления, наблюдавани от планетата) се различава от тази на Земята и в много отношения изглежда необичайно и интересно.

По време на изгрев и залез марсианското небе в зенита има червеникаво-розов цвят, а в непосредствена близост до слънчевия диск - от синьо до виолетово, което е напълно противоположно на картината на земните зари.

По обяд небето на Марс е жълто-оранжево. Причината за такива разлики от цветовете на земното небе са свойствата на тънката, разредена, съдържаща прах атмосфера на Марс. Предполага се, че жълто-оранжевият цвят на небето се дължи и на наличието на 1% магнетит в прахови частици, които постоянно присъстват в марсианската атмосфера и се повдигат от сезонните прашни бури. Здрачът започва много преди изгрев и продължава дълго след залез. Понякога цветът на марсианското небе придобива лилав оттенък в резултат на разсейване на светлина върху микрочастици воден лед в облаците (последното е доста рядко явление). Земята на Марс се наблюдава като утринна или вечерна звезда, изгряваща преди зазоряване или видима на вечерното небе след залез слънце. Меркурий от Марс е практически недостъпен за наблюдение с невъоръжено око поради изключителната си близост до Слънцето. Най-ярката планета в небето на Марс е Венера, Юпитер е на второ място (четирите му най-големи спътника могат да се видят с просто око), а Земята е на трето място.

Сателитът Фобос, когато се наблюдава от повърхността на Марс, има привиден диаметър около 1/3 от диска на Луната в земното небе. Фобос изгрява на запад и залязва на изток и пресича небето на Марс два пъти на ден. Движението на Фобос по небето е лесно забележимо през нощта, както и фазовите промени. С невъоръжено око можете да видите най-голямата релефна част на Фобос - кратера Стикни.

Вторият спътник, Деймос, изгрява на изток и залязва на запад, изглежда като ярка звезда без забележим видим диск, пресичаща бавно небето в продължение на 2,7 марсиански дни. И двата спътника могат да се наблюдават в нощното небе едновременно, в този случай Фобос ще се движи към Деймос. И Фобос, и Деймос са достатъчно ярки, за да могат обектите на повърхността на Марс да хвърлят ясни сенки през нощта.

Еволюция на Марс

Изучавайки повърхността на Марс, учените са научили как Марс се е развил от своето формиране. Те сравняват етапите на еволюцията на планетата с възрастта на различни региони на повърхността. как по-голям бройкратери в даден регион, колкото по-стара е повърхността там.

Учените условно са разделили продължителността на живота на планетата на три етапа: Ноаева ера, Хеспарска и Амазонска ера.

Ноева ера. Ерата на Ной е кръстена на огромен планински район в южното полукълбо на планетата. През този период огромно количествообекти, вариращи от малки метеорити до големи астероиди, се сблъскаха с Марс, оставяйки след себе си много кратери с различни размери.
Ноевият период също се характеризира с голяма вулканична активност. Освен това през този период може да са се образували речни долини, които са оставили отпечатък върху повърхността на планетата. Съществуването на тези долини предполага, че по време на епохата на Ной климатът на планетата е бил по-топъл, отколкото е сега.

Хесперска епоха. Ерата Хесперия е кръстена на равнината, разположена в ниските ширини на южното полукълбо. През този период интензивното увреждане на планетата от метеорити и астероиди постепенно затихва. Вулканичната активност обаче продължава. Вулканичните изригвания са покрили повечето от кратерите.

Амазонска ера. Ерата е кръстена на равнината, разположена в северното полукълбо на планетата. По това време ударите на метеорити се наблюдават в по-малка степен. Вулканична дейностсъщо е характерно, а изригванията на най-големите вулкани са настъпили точно през този период. Също така през този период се образуват нови геоложки материали, включително слоести ледени отлагания.

Има ли живот на Марс?

Учените смятат, че Марс има три основни компонента, необходими за живота:

1. химични елементи като въглерод, водород, кислород и азот, с помощта на които се образуват органични елементи;
2. източник на енергия, който може да се използва от живите организми;
3. вода в течна форма.

Изследователите предполагат: ако някога е имало живот на Марс, то днес могат да съществуват живи организми. Като доказателство те цитират следните аргументи: основните химични елементи, необходими за живота, вероятно са присъствали на планетата през цялата й история. Източникът на енергия може да бъде и слънцето вътрешна енергиясамата планета. Вода в течна форма също може да съществува, тъй като на повърхността на Марс са открити канали, канавки и огромно количество лед, с височина над 1 m, следователно водата все още може да съществува в течна форма под повърхността на планетата. И това доказва възможността за съществуване на живот на планетата.

През 1996 г. учени, ръководени от Дейвид С. Маккейн, съобщиха, че са открили доказателства за микроскопичен живот на Марс. Техните доказателства бяха потвърдени от метеорит, паднал на Земята от Марс. Доказателствата на екипа включват сложни органични молекули, зърна от минерала магнетит, които могат да се образуват в някои видове бактерии, и малки съединения, които приличат на фосилизирани микроби. Изводите на учените обаче са много противоречиви. Но все още няма общо научно съгласие, че на Марс никога не е имало живот.

Защо хората не могат да отидат на Марс?

Основната причина за невъзможността за полет до Марс е радиационното облъчване на астронавтите. Космическото пространство е изпълнено с протони от слънчеви изригвания, гама лъчи от новообразувани черни дупки и космически лъчи от експлодиращи звезди. Всички тези лъчения могат да причинят огромни щети на човешкото тяло. Учените са изчислили, че вероятността от рак при хората след полет до Марс ще се увеличи с 20%. Докато здрав човек, който не е летял в космоса, има 20% шанс да развие рак. Оказва се, че след като е летял до Марс, вероятността човек да умре от рак е 40%.

Най-голямата заплаха за астронавтите идва от галактическите космически лъчи, които могат да се ускорят до скоростта на светлината. Един вид такива лъчи са тежки лъчи от йонизирани ядра като Fe26. Тези лъчи са много по-енергични от типичните протони от слънчеви изригвания. Те могат да проникнат през повърхността на кораб, през кожата на хората и след проникване като малки пушки разкъсват нишките на ДНК молекулите, убивайки клетки и увреждайки гени.

Астронавтите от космическия кораб "Аполо" по време на своя полет до Луната, който продължи само няколко дни, съобщиха, че са видели проблясъци от космически лъчи. След известно време почти повечето от тях развиха катаракта. Този полет отне само няколко дни, докато полетът до Марс щеше да отнеме може би година или повече.

За да се разберат всички рискове от полета до Марс, през 2003 г. в Ню Йорк беше открита нова лаборатория за космическа радиация. Учените моделират частици, които имитират космическите лъчи и изучават ефектите им върху живите клетки в тялото. След като разберете всички рискове, ще бъде възможно да разберете от какъв материал трябва да бъде изграден космическият кораб. Може би алуминият, от който сега са изградени повечето космически кораби, ще е достатъчен. Но има и друг материал - полиетиленът, който може да абсорбира космическите лъчи с 20% повече от алуминия. Кой знае, може би някой ден корабите ще бъдат построени от пластмаса...