Мигаща в дните на конфронтация със зловещ кървавочервен цвят и предизвикваща примитивен мистичен страх, мистериозната и мистериозна звезда, която древните римляни нарекли в чест на бога на войната Марс (Арес сред гърците), едва ли би паснало на женско име. Гърците също го наричат Фаетон заради неговия „лъчист и брилянтен“вид, който повърхността на Марс дължи на яркия цвят и „лунния“релеф с вулканични кратери, вдлъбнатини от удари на гигантски метеорити, долини и пустини.
Орбитални характеристики
Ексцентриситетът на елиптичната орбита на Марс е 0,0934, което води до разликата между максималното (249 милиона km) и минималното (207 милиона km) разстояние до Слънцето, поради което количеството слънчева енергия, влизащо в планетата варира в рамките на 20-30%.
Средната орбитална скорост е 24,13 km/s. Марснапълно обикаля Слънцето за 686,98 земни дни, което надвишава земния период два пъти, и се върти около собствената си ос по почти същия начин като Земята (за 24 часа 37 минути). Ъгълът на наклон на орбитата спрямо равнината на еклиптиката, според различни оценки, се определя от 1,51 ° до 1,85 °, а наклонът на орбитата към екватора е 1,093 °. По отношение на екватора на Слънцето орбитата на Марс е наклонена под ъгъл от 5,65 ° (а Земята е около 7 °). Значителен наклон на екватора на планетата спрямо равнината на орбитата (25,2°) води до значителни сезонни климатични промени.
Физически параметри на планетата
Марс сред планетите на Слънчевата система е на седмо място по размер, а по разстояние от Слънцето заема четвърта позиция. Обемът на планетата е 1,638×1011 km³, а теглото е 0,105-0,108 земни маси (6,441023 kg), което й отстъпва по плътност около 30% (3,95 g/cm3). Ускорението на свободно падане в екваториалната област на Марс се определя в диапазона от 3,711 до 3,76 m/s². Площта се оценява на 144 800 000 km². Атмосферното налягане се колебае в рамките на 0,7-0,9 kPa. Скоростта, необходима за преодоляване на гравитацията (второ пространство) е 5072 m/s. В южното полукълбо средната повърхност на Марс е с 3–4 км по-висока, отколкото в северното полукълбо.
Климатични условия
Общата маса на атмосферата на Марс е около 2,51016 кг, но през годината варира значително поради топенето или "замръзването" на съдържащите въглероден диоксид полярни шапки. Средното налягане на повърхностно ниво (около 6,1 mbar) е почти 160 пъти по-малко, отколкото близо до повърхността на нашата планета, но в дълбоки депресиидостига 10 mbar. Според различни източници, сезонните спадове на налягането варират от 4,0 до 10 mbar.
95,32% от атмосферата на Марс се състои от въглероден диоксид, около 4% е аргон и азот, а кислородът заедно с водна пара е по-малко от 0,2%.
Силно разредената атмосфера не може да задържи топлината дълго. Въпреки „горещия цвят“, който отличава планетата Марс от другите, температурата на повърхността пада до -160°C на полюса през зимата, а на екватора през лятото повърхността може да се затопли само до +30°C през зимата. през деня.
Климатът е сезонен, точно както на Земята, но удължаването на орбитата на Марс води до значителни разлики в продължителността и температурния режим на сезоните. Прохладната пролет и лято на северното полукълбо заедно продължават много повече от половината от марсианската година (371 март. дни), а зимата и есента са кратки и умерени. Южните лета са горещи и кратки, докато зимите са студени и дълги.
Сезонните климатични промени се проявяват най-ясно в поведението на полярните шапки, съставени от лед с примес от фини, подобни на прах частици от скали. Предната част на северната полярна шапка може да се отдалечи от полюса с почти една трета от разстоянието до екватора, а границата на южната шапка достига половината от това разстояние.
Температурата на повърхността на планетата е определена още в началото на 20-те години на миналия век от термометър, разположен точно във фокуса на рефлекторен телескоп, насочен към Марс. Първите измервания (до 1924 г.) показват стойности от -13 до -28 ° C, а през 1976 г. са посочени долната и горната граница на температуратакацна на Марс от космическия кораб Viking.
марсиански прашни бури
"Излагането" на прашните бури, техният мащаб и поведение разкри мистерия, дълго пазена от Марс. Повърхността на планетата мистериозно променя цвета си, завладявайки наблюдателите от древни времена. Прашните бури се оказаха причината за "хамелеонизма".
Внезапните температурни промени на Червената планета причиняват буйни бурни ветрове, чиято скорост достига 100 m/s, а ниската гравитация, въпреки разредността на въздуха, позволява на ветровете да издигат огромни маси прах на височина на повече от 10 км.
Прашните бури също се подхранват от рязкото повишаване на атмосферното налягане, причинено от изпаряването на замразения въглероден диоксид от зимните полярни шапки.
Прашните бури, както се вижда от изображения на повърхността на Марс, гравитират пространствено към полярните шапки и могат да покрият огромни площи, продължаващи до 100 дни.
Друга прашна гледка, която Марс дължи на аномални температурни промени, са торнадото, които, за разлика от земните „колеги“, бродят не само в пустинни райони, но и се намират по склоновете на вулканични кратери и ударни фунии, разбира се нагоре до 8 км. Техните следи се оказват гигантски рисунки с разклонени ивици, които остават загадъчни дълго време.
Прашни бури и торнадо се появяват главно по време на големите противопоставяния, когато в южното полукълбо лятото се пада на периода на преминаване на Марс през точката на орбитата, най-близка до Слънцетопланети (перихелий).
Изображенията на повърхността на Марс, направени от космическия кораб Mars Global Surveyor, , който обикаля около планетата от 1997 г., се оказаха много ползотворни за торнадото.
Някои торнадо оставят следи, помитайки или всмуквайки в насипен повърхностен слой от фини почвени частици, други дори не оставят "пръстови отпечатъци", трети яростно рисуват сложни фигури, за които са били наречени прашни дяволи. Вихрушките работят, като правило, сами, но не отказват и групови „представения“.
Облекчение
Вероятно всеки, който, въоръжен с мощен телескоп, е погледнал Марс за първи път, повърхността на планетата веднага прилича на лунния пейзаж и в много области това е вярно, но все пак геоморфологията на Марс е особен и уникален.
Регионалните особености на релефа на планетата се дължат на асиметрията на нейната повърхност. Преобладаващите плоски повърхности на северното полукълбо са на 2–3 km под условно нулевото ниво, а в южното полукълбо повърхността, усложнена от кратери, долини, каньони, вдлъбнатини и хълмове, е на 3–4 km над базовото ниво. Преходната зона между двете полукълба, широка 100–500 km, е морфологично изразена от силно ерозиран гигантски скалп, висок почти 2 km, покриващ почти 2/3 от планетата по обиколка и проследен от система от разломи.
Представени са преобладаващите форми на релефа, които характеризират повърхността на Марсосеяни с кратери с различен произход, възвишения и вдлъбнатини, ударни структури от кръгови вдлъбнатини (многопръстенови басейни), линейно издължени възвишения (хребети) и стръмни котловини с неправилна форма.
Издигания с плоски върхове със стръмни ръбове (меси), обширни плоски кратери (щитови вулкани) с ерозирани склонове, криволичещи долини с притоци и разклонения, равнинни възвишения (плата) и области от произволно редуващи се долини, подобни на каньони (лабиринти) са широко разпространени.
Характерни за Марс са потъващи вдлъбнатини с хаотичен и безформен релеф, разширени, сложно изградени стъпала (разломи), поредица от субпаралелни хребети и бразди, както и обширни равнини с напълно "земен" вид.
Пръстеновидните кратерни басейни и големите (над 15 км) кратери са определящите морфологични характеристики на голяма част от южното полукълбо.
Най-високите региони на планетата с имената на Тарсис и Елизиум се намират в северното полукълбо и представляват огромни вулканични планини. Платото Тарсис, издигащо се над равнинната околност на почти 6 км, се простира на 4000 км дължина и 3000 км ширина. На платото има 4 гигантски вулкана с височина от 6,8 км (връх Алба) до 21,2 км (връх Олимп, диаметър 540 км). Върховете на планините (вулканите) Павлина / Павонис (Павонис), Аскриан (Аскрей) и Арсия (Арсия) са на височина съответно 14, 18 и 19 км. Планината Алба стои самостоятелно на северозапад от строга редица други вулкани иПредставлява щитова вулканична структура с диаметър около 1500 км. Вулкан Олимп (Олимп) - най-високата планина не само на Марс, но и в цялата Слънчева система.
Две обширни меридионални низини граничат с провинция Тарсис от изток и запад. Повърхностните белези на западната равнина с името Амазония са близо до нулевото ниво на планетата, а най-ниските части на източната депресия (Chris Plain) са на 2-3 км под нулевото ниво.
В екваториалния регион на Марс е вторият по големина вулканичен планински район на Елизиум, с диаметър около 1500 км. Платото се издига на 4–5 км над основата и носи три вулкана (същинския връх Елизиум, Албор Доум и връх Хеката). Най-високият връх Елизиум нарасна до 14 км.
На изток от платото Тарсис в екваториалния регион, гигантска система от долини (каньони) Mariner се простира по мащаба на Марс (почти 5 км), надхвърляйки дължината на един от най-големите Гранд Каньоните на земята са почти 10 пъти и 7 пъти по-широки и по-дълбоки. Средната ширина на долините е 100 km, а почти отвесните издатини на страните им достигат височина от 2 km. Линейността на структурите показва техния тектонски произход.
Във височините на южното полукълбо, където повърхността на Марс е просто осеяна с кратери, има най-големите кръгови ударни депресии на планетата с имената на Аргир (около 1500 км) и Елада (2300 км).
Равнината Елад е по-дълбока от всички депресии на планетата (почти 7000 m под средното ниво), а излишъкът от равнината Аргир еспрямо нивото на околния хълм е 5,2 км. Подобна заоблена низина, равнината Изида (1100 km в ширина), се намира в екваториалния регион на източното полукълбо на планетата и граничи с Елисейската равнина на север.
На Марс са известни още около 40 такива многопръстенени басейна, но по-малки по размер.
В северното полукълбо се намира най-голямата низина на планетата (Северна равнина), граничеща с полярния регион. Равнините маркери са под нулевото ниво на повърхността на планетата.
Еолийски пейзажи
Би било трудно да се опише повърхността на Земята с няколко думи, имайки предвид планетата като цяло, но за да добиете представа за това каква повърхност има Марс, ако просто се обадите безжизнена и суха, червеникаво-кафява, камениста пясъчна пустиня, защото разчлененият релеф на планетата е изгладен от рохкави алувиални отлагания.
Еолийски пейзажи, съставени от песъчливо-фин тинест материал с прах и образувани в резултат на ветрови дейности, покриват почти цялата планета. Това са обикновени (както на земята) дюни (напречни, надлъжни и диагонални) с размери от няколкостотин метра до 10 км, както и слоести еолово-ледникови отлагания на полярните шапки. Специалният релеф, "създаден от Aeolus" е ограничен до затворени структури - дъната на големи каньони и кратери.
Морфологичната активност на вятъра, която определя особеностите на повърхността на Марс, се проявява в интензивнаерозия (дефлация), което води до образуването на характерни, "гравирани" повърхности с клетъчни и линейни структури.
Ламинирани еолово-ледникови образувания, съставени от лед, смесен с валежи, покриват полярните шапки на планетата. Тяхната мощност се оценява на няколко километра.
Геоложки характеристики на повърхността
Според една от съществуващите хипотези за съвременния състав и геоложка структура на Марс, вътрешното ядро с малък размер, състоящо се главно от желязо, никел и сяра, първо се стопи от първичната субстанция на планетата. Тогава около ядрото се образува хомогенна литосфера с дебелина около 1000 km, заедно с кората, в която вероятно активната вулканична дейност продължава и днес с изхвърляне на все нови порции магма на повърхността. Дебелината на марсианската кора се оценява на 50-100 км.
Откакто човекът започна да гледа най-ярките звезди, учените, както и всички хора, които не са безразлични към универсалните съседи, наред с другите мистерии, се интересуваха преди всичко от повърхността на Марс.
Почти цялата планета е покрита със слой кафеникаво-жълтеникаво-червен прах, смесен с фин тинест и пясъчен материал. Основните компоненти на рохкавата почва са силикати с голяма примес на железни оксиди, придаващи на повърхността червеникав оттенък.
Според резултатите от многобройни изследвания, проведени от космически кораби, колебанията в елементния състав на насипните отлагания на повърхностния слой на планетата не са толкова значителни, че да предполагат голямо разнообразие от минерален състав на планинитескали, които изграждат марсианската кора.
Установено в почвата средно съдържание на силиций (21%), желязо (12,7%), магнезий (5%), калций (4%), алуминий (3%), сяра (3,1%), както и калий и хлор (<1%) показват, че основата на насипните отлагания на повърхността са продуктите от разрушаването на магмени и вулканични скали с основен състав, близки до базалтите на земята. Първоначално учените се съмняваха в значителната диференциация на каменната обвивка на планетата по отношение на минералния състав, но проучванията на скалите на Марс, извършени като част от проекта Mars Exploration Rover (САЩ) доведоха до сензационното откритие на аналози на земните андезити (скали с междинен състав).
Това откритие, по-късно потвърдено от множество находки на подобни скали, направи възможно да се прецени, че Марс, подобно на Земята, може да има диференцирана кора, както се вижда от значителното съдържание на алуминий, силиций и калий.
Въз основа на огромен брой изображения, направени от космически кораб и направили възможно да се прецени от какво се състои повърхността на Марс, в допълнение към магматични и вулканични скали, наличието на вулканично-утаечни скали и седиментни отлагания е очевидно на планетата, които се разпознават по характерното разделяне на плочи и наслояване на фрагменти от разкрития.
Естеството на наслояването на скалите може да показва образуването им в моретата и езерата. Области от седиментни скали са регистрирани на много места по планетата и най-често се намират в огромни кратери.
Учените не изключват "сухото" образуване на валежи от техния марсиански прах с по-нататъшното имлитификация (вкаменяване).
Образования на вечна замръзване
Специално място в морфологията на повърхността на Марс заемат вечно замръзналите образувания, повечето от които са се появили на различни етапи от геоложката история на планетата в резултат на тектонски движения и влияние на екзогенни фактори.
Въз основа на изследването на голям брой космически изображения, учените единодушно стигнаха до заключението, че водата играе значителна роля във формирането на външния вид на Марс заедно с вулканичната активност. Вулканичните изригвания доведоха до топенето на ледената покривка, което от своя страна послужи за развитието на водна ерозия, следи от която се виждат и днес.
Фактът, че вечната замръзналост на Марс се е образувала още в най-ранните етапи от геоложката история на планетата, се доказва не само от полярните шапки, но и от специфични форми на релефа, подобни на ландшафта в зоните на вечна замръзване на Земята.
Вихрови образувания, които изглеждат като слоести отлагания в полярните региони на планетата на сателитни снимки, са система от тераси, первази и вдлъбнатини, които образуват различни форми.
Отлаганията на полярната шапка с дебелина няколко километра се състоят от слоеве въглероден диоксид и воден лед, смесени с тинен и фин тинен материал.
Образите на релефа, характерни за екваториалната зона на Марс, са свързани с процеса на разрушаване на криогенни пластове.
Вода на Марс
На по-голямата част от повърхността на Марс водата не може да съществува в течностсъстояние поради ниско налягане, но в някои региони с обща площ от около 30% от площта на планетата, експертите на НАСА признават наличието на течна вода.
Надеждно установените водни запаси на Червената планета са концентрирани главно в близкия до повърхността слой на вечна замръзналост (криосфера) с дебелина до много стотици метри.
Учените не изключват съществуването на реликтни езера с течна вода и под слоевете на полярните шапки. Въз основа на изчисления обем на марсианската криолитосфера, водните (ледови) запаси се оценяват на около 77 милиона km³ и ако вземем предвид вероятния обем на размразените скали, тази цифра може да намалее до 54 милиона km³.
В допълнение, има мнение, че под криолитосферата може да има слоеве с колосални запаси от солена вода.
Много факти показват наличието на вода на повърхността на планетата в миналото. Основните свидетели са минералите, чието образуване предполага участието на вода. На първо място, това са хематит, глинести минерали и сулфати.
марсиански облаци
Общото количество вода в атмосферата на "изсъхналата" планета е повече от 100 милиона пъти по-малко, отколкото на Земята, и въпреки това повърхността на Марс е покрита, макар и рядка и незабележима, но истински и дори синкави облаци, но се състои от леден прах. Облачността се формира в широк диапазон от височини от 10 до 100 km и е съсредоточена главно в екваториалния пояс, като рядко се издига над 30 km.
Ледени мъгли и облаци също са често срещани в близост до полярните шапки през зимата (полярна мъгла), но тук те могат"падане" под 10 км.
Облаците могат да придобият бледорозов цвят, когато ледените частици се смесят с прах, издигнат от повърхността.
Бяха записани облаци с голямо разнообразие от форми, включително вълнообразни, ивици и перистоподобни.
Марсиански пейзаж от човешки ръст
За първи път да видим как изглежда повърхността на Марс от височината на висок човек (2,1 м) позволи "ръката" на марсохода Curiosity, въоръжен с камера през 2012 г. Пред удивения поглед на робота се появи "пясъчна", чакълеста равнина, осеяна с малки калдъръмени камъни, с редки плоски издатини, вероятно скали, вулканични скали.
Стъпата и монотонна картина от едната страна беше оживена от хълмистия хребет на ръба на кратера Гейл, а от другата страна от леко наклонената маса на планината Шарп, висока 5,5 км, която беше обект на ловът на космическия кораб.
При планирането на маршрута по дъното на кратера, авторите на проекта, очевидно, дори не са подозирали, че повърхността на Марс, заснета от марсохода Curiosity, ще бъде толкова разнообразна и хетерогенна, противно на очакване да видя само скучна и монотонна пустиня.
По пътя към планината Шарп, роботът трябваше да преодолее натрошени, плоски плоски повърхности, нежни стъпаловидни склонове от вулканично-утаечни (съдейки по наслоената текстура на чиповете) скали, както и блокови срутвания от тъмно синкав цвят вулканични скали с клетъчна повърхност.
Апаратът по пътя стреля по "посочени отгоре" цели (павлари) с лазерни импулси и проби малки кладенци (до 7 см дълбочина) за изследване на материалния състав на пробите. Анализът на получения материал, освен съдържанието на скалообразуващи елементи, характерни за скалите с основен състав (базалти), показа наличието на съединения на сяра, азот, въглерод, хлор, метан, водород и фосфор, т.е. "компоненти на живота".
Освен това бяха открити глинени минерали, образувани в присъствието на вода с неутрална киселинност и ниска концентрация на сол.
Въз основа на тази информация, във връзка с получената по-рано информация, учените бяха склонни да заключат, че преди милиарди години на повърхността на Марс е имало течна вода и плътността на атмосферата е много по-висока от днешната.
Утринна звезда на Марс
Още откакто космическият кораб Mars Global Surveyor обиколи Червената планета на разстояние от 139 милиона км около света през май 2003 г., ето как изглежда Земята от повърхността на Марс.
Но всъщност нашата планета изглежда от там приблизително така, както виждаме Венера в сутрешните и вечерните часове, само светеща в кафеникавата чернота на марсианското небе, самотна (с изключение на слабо различимата луна) малка точка е малко по-ярка от Венера.
Първата снимка на Земята от повърхността бешенаправен в малкия час от марсохода Spirit през март 2004 г., а Земята позира "ръка за ръка с Луната" за космическия кораб Curiosity през 2012 г. и се оказа дори "по-красив" от първия път.
