Utripa v dneh soočenja z zloveščo krvavo rdečo barvo in povzroča primitivni mistični strah, skrivnostna in skrivnostna zvezda, ki so jo stari Rimljani poimenovali v čast boga vojne Marsa (Ares pri Grkih), skoraj ne bi ustrezal ženskemu imenu. Grki so ga imenovali tudi Phaeton zaradi njegovega "sijajočega in briljantnega" videza, ki ga površina Marsa dolguje svetli barvi in "luninemu" reliefu z vulkanskimi kraterji, vdolbinami zaradi udarcev velikanskih meteoritov, dolinami in puščavami.
Orbitne značilnosti
Excentričnost eliptične orbite Marsa je 0,0934, kar povzroča razliko med največjo (249 milijonov km) in najmanjšo (207 milijonov km) razdaljo do Sonca, zaradi česar je količina sončne energije, ki vstopa v planet se giblje med 20-30%.
Povprečna orbitalna hitrost je 24,13 km/s. Marspopolnoma obkroži Sonce v 686,98 zemeljskih dneh, kar dvakrat presega zemeljsko dobo, in se obrne okoli svoje osi na skoraj enak način kot Zemlja (v 24 urah 37 minut). Kot naklona orbite do ravnine ekliptike je po različnih ocenah določen od 1,51 ° do 1,85 °, naklon orbite do ekvatorja pa je 1,093 °. Glede na ekvator Sonca je orbita Marsa nagnjena pod kotom 5,65 ° (Zemlja pa je približno 7 °). Pomemben naklon ekvatorja planeta do ravnine orbite (25,2°) vodi do pomembnih sezonskih podnebnih sprememb.
Fizični parametri planeta
Mars med planeti sončnega sistema je po velikosti na sedmem mestu, po oddaljenosti od Sonca pa na četrtem mestu. Prostornina planeta je 1,638 × 1011 km³, teža pa 0,105-0,108 zemeljskih mas (6,441023 kg), kar ji je v gostoti približno 30% (3,95 g/cm3).). Pospešek prostega padca v ekvatorialnem območju Marsa je določen v območju od 3,711 do 3,76 m/s². Površina je ocenjena na 144.800.000 km². Atmosferski tlak niha v območju 0,7-0,9 kPa. Hitrost, potrebna za premagovanje gravitacije (drugi prostor) je 5.072 m/s. Na južni polobli je povprečna površina Marsa 3–4 km višja kot na severni polobli.
Podnebne razmere
Skupna masa Marsove atmosfere je približno 2,51016 kg, vendar se med letom močno spreminja zaradi taljenja ali "zmrzovanja" polarnih kap, ki vsebujejo ogljikov dioksid. Povprečni tlak na površju (približno 6,1 mbar) je skoraj 160-krat manjši kot blizu površine našega planeta, vendar v globokih depresijahdoseže 10 mbar. Po različnih virih se sezonski padci tlaka gibljejo od 4,0 do 10 mbar.
95,32% Marsove atmosfere je sestavljeno iz ogljikovega dioksida, približno 4% je argona in dušika, kisika skupaj z vodno paro pa je manj kot 0,2%.
Zelo redka atmosfera ne more dolgo zadržati toplote. Kljub "vroči barvi", ki loči planet Mars od drugih, se temperatura na površju pozimi na polu pade na -160°C, poleti pa se na ekvatorju lahko površina segreje le do +30°C. podnevi.
Podnebje je sezonsko, tako kot na Zemlji, vendar raztezek Marsove orbite vodi do znatnih razlik v trajanju in temperaturnem režimu letnih časov. Hladna pomlad in poletje na severni polobli skupaj trajata veliko več kot polovico marsovega leta (371 mart. dni), zima in jesen pa sta kratki in zmerni. Južna poletja so vroča in kratka, zime pa hladne in dolge.
Sezonske podnebne spremembe se najbolj jasno kažejo v obnašanju polarnih kap, sestavljenih iz ledu s primesjo drobnih, prahu podobnih delcev kamnin. Sprednji del severne polarne kape se lahko odmakne od pola za skoraj tretjino razdalje do ekvatorja, meja južne kape pa doseže polovico te razdalje.
Temperatura na površini planeta je bila določena že v zgodnjih 20-ih letih prejšnjega stoletja s termometrom, ki se nahaja točno v žarišču odsevnega teleskopa, usmerjenega proti Marsu. Prve meritve (do leta 1924) so pokazale vrednosti od -13 do -28 °C, leta 1976 pa so bile določene spodnja in zgornja temperaturna mejapristal na Marsu z vesoljsko plovilo Viking.
marsovske prašne nevihte
"Izpostavljenost" prašnim nevihtam, njihov obseg in obnašanje je razkrila skrivnost, ki jo dolgo skriva Mars. Površina planeta skrivnostno spreminja barvo, kar očara opazovalce že od antičnih časov. Izkazalo se je, da so prašne nevihte vzrok "kameleonizma".
Nenadne temperaturne spremembe na Rdečem planetu povzročajo divje silovite vetrove, katerih hitrost doseže 100 m/s, nizka gravitacija pa kljub redkosti zraka omogoča vetrom, da dvigne ogromne mase prahu na višino več kot 10 km.
Prašne nevihte poganja tudi močno povečanje atmosferskega tlaka, ki ga povzroča izhlapevanje zamrznjenega ogljikovega dioksida iz zimskih polarnih kap.
Prašne nevihte, kot kažejo slike površja Marsa, prostorsko gravitirajo proti polarnim kapam in lahko pokrijejo ogromna območja, ki trajajo do 100 dni.
Še en prašni prizor, ki ga Mars dolguje nenavadnim temperaturnim spremembam, so tornadi, ki za razliko od zemeljskih "kolegov" romajo ne le po puščavskih območjih, ampak gostujejo tudi na pobočjih vulkanskih kraterjev in udarnih lijakov, ki se razumejo navzgor do 8 km. Njihove sledi so se izkazale kot velikanske razvejane črtaste risbe, ki so dolgo ostale skrivnostne.
Prašne nevihte in tornadi se pojavljajo predvsem v času velikih nasprotij, ko na južni polobli poletje pade na obdobje prehoda Marsa skozi točko orbite, ki je najbližja Soncuplaneti (perihelij).
Podobe površine Marsa, ki jih je posnelo vesoljsko plovilo Mars Global Surveyor, , ki kroži okoli planeta od leta 1997, so se izkazale za zelo plodne za tornade.
Nekateri tornadi puščajo sledi, pometajo ali posesajo ohlapno površinsko plast drobnih delcev zemlje, drugi ne puščajo niti "prstnih odtisov", tretji besno rišejo zapletene figure, za kar so jih imenovali prašni hudiči. Vihri praviloma delujejo sami, ne zavračajo pa tudi skupinskih "predstav".
reliefne funkcije
Verjetno je vsem, ki so oboroženi z močnim teleskopom prvič pogledali Mars, površina planeta takoj podobna lunini pokrajini in na mnogih območjih je to res, a vseeno je geomorfologija Marsa nenavadno in edinstveno.
Regionalne značilnosti reliefa planeta so posledica asimetrije njegove površine. Prevladujoče ravne površine severne poloble so 2–3 km pod pogojno ničelno ravnjo, na južni polobli pa je površina, zapletena s kraterji, dolinami, kanjoni, depresijami in griči, 3–4 km nad osnovnim nivojem. Prehodno območje med obema polobloma, široko 100–500 km, je morfološko izraženo z močno erodirano velikansko škarpo, visoko skoraj 2 km, ki pokriva skoraj 2/3 planeta po obodu in jo sledi sistem prelomov.
Predstavljene so prevladujoče oblike tal, ki so značilne za površino Marsaposejana s kraterji različne geneze, vzpetinami in depresijami, udarnimi strukturami krožnih depresij (večobročasti bazeni), linearno podolgovatih vzpetin (slemenov) in nepravilno oblikovanih strmih kotlin.
Ravni vrhovi s strmimi robovi (mesas), obsežnimi ravnimi kraterji (ščitni vulkani) z erodiranimi pobočji, vijugastimi dolinami s pritoki in vejami, izravnanimi vzpetinami (planoti) in območji naključno izmenjujočih se dolin, podobnih kanjonom (labirinti) so zelo razširjeni.
Za Mars so značilne potapljajoče se vdolbine s kaotičnim in brezobličnim reliefom, razširjene, zapleteno grajene stopnice (prelomi), vrsta subparalelnih grebenov in brazd ter obsežne ravnine povsem "zemeljskega" videza.
Obročasti kraterji in veliki (premer 15 km) kraterji so odločilne morfološke značilnosti večjega dela južne poloble.
Najvišji predeli planeta z imeni Tharsis in Elysium se nahajajo na severni polobli in predstavljajo ogromno vulkansko višavje. Planota Tharsis, ki se dviga nad ravno okolico skoraj 6 km, se razteza na 4000 km v dolžini in 3000 km v zemljepisni širini. Na planoti so 4 velikanski vulkani z višino od 6,8 km (gora Alba) do 21,2 km (gora Olimp, premer 540 km). Vrhovi gora (vulkani) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) in Arsia (Arsia) so na nadmorski višini 14, 18 oziroma 19 km. Gora Alba stoji sama severozahodno od stroge vrste drugih vulkanov inJe ščitna vulkanska struktura s premerom približno 1500 km. Vulkan Olimp (Olimp) - najvišja gora ne samo na Marsu, ampak v celotnem sončnem sistemu.
Dve obsežni meridionski nižini mejita na provinco Tharsis z vzhoda in zahoda. Površinske oznake zahodne ravnice z imenom Amazonija so blizu ničelne ravni planeta, najnižji deli vzhodne depresije (Chris Plain) pa so 2-3 km pod ničelno gladino.
V ekvatorialnem območju Marsa je drugo največje vulkansko višavje Elysium, približno 1500 km v premer. Planota se dviga 4–5 km nad vznožjem in nosi tri vulkane (Mount Elysium, Albor Dome in Mount Hekate). Najvišja gora Elysium je narasla na 14 km.
Vzhodno od planote Tharsis v ekvatorialnem območju se vzdolž Marsove lestvice (skoraj 5 km) razteza orjaški sistem dolin (kanjonov), podoben razpokam, ki presega dolžino enega največjih Grand Kanjoni na zemlji skoraj 10-krat, in 7-krat širši in globlji. Povprečna širina dolin je 100 km, skoraj strmi robovi njihovih strani pa dosežejo višino 2 km. Linearnost struktur kaže na njihov tektonski izvor.
Znotraj višin južne poloble, kjer je površina Marsa preprosto posejana s kraterji, so največje krožne sunkovite depresije na planetu z imeni Argir (približno 1500 km) in Hellas (2300 km).
Helasska nižina je globlja od vseh depresij planeta (skoraj 7000 m pod povprečjem), presežek ravnine Argir pa jeglede na nivo okoliškega hriba je 5,2 km. Podobna zaobljena nižina, Izidina nižina (premer 1100 km), se nahaja v ekvatorialnem območju vzhodne poloble planeta in meji na Elizejsko nižino na severu.
Na Marsu je znanih še približno 40 takšnih bazenov z več obročki, vendar manjših.
Na severni polobli je največja nižina na planetu (Severna nižina), ki meji na polarno regijo. Oznake ravnin so pod ničelno ravnjo površine planeta.
Eolske pokrajine
Težko bi opisali površino Zemlje z nekaj besedami, pri čemer bi se nanašali na planet kot celoto, vendar bi dobili predstavo o tem, kakšno površino ima Mars, če preprosto pokličete je brez življenja in suha, rdečkasto rjava, kamnita peščena puščava, ker razčlenjen relief planeta zgladijo ohlapne naplavine.
Eolske pokrajine, sestavljene iz peščeno-drobnega meljastega materiala s prahom in nastale kot posledica delovanja vetra, pokrivajo skoraj ves planet. To so navadne (kot na zemlji) sipine (prečne, vzdolžne in diagonalne), velike od nekaj sto metrov do 10 km, pa tudi plastne eolsko-ledeniške usedline polarnih kap. Poseben relief, "ki ga je ustvaril Aeolus", je omejen na zaprte strukture - dna velikih kanjonov in kraterjev.
Morfološka aktivnost vetra, ki določa posebnosti površine Marsa, se je pokazala v intenzivnierozija (deflacija), ki je povzročila nastanek značilnih, "vgraviranih" površin s celično in linearno strukturo.
Laminirane eolsko-ledeniške formacije, sestavljene iz ledu, pomešanega s padavinami, pokrivajo polarne kape planeta. Njihova moč je ocenjena na več kilometrov.
Geološke značilnosti površine
Po eni od obstoječih hipotez o sodobni sestavi in geološki zgradbi Marsa se je notranje jedro majhne velikosti, sestavljeno predvsem iz železa, niklja in žvepla, najprej stopilo iz primarne snovi planeta. Nato je okoli jedra nastala homogena litosfera debeline približno 1000 km, skupaj s skorjo, v kateri se verjetno nadaljuje aktivna vulkanska dejavnost danes z izmetavanjem vedno novih delov magme na površje. Debelina marsove skorje je ocenjena na 50-100 km.
Odkar je človek začel gledati najsvetlejše zvezde, je znanstvenike, tako kot vse ljudi, ki jim univerzalni sosedje niso ravnodušni, med drugimi skrivnostmi predvsem zanimalo, kakšno površino ima Mars.
Skoraj ves planet je prekrit s plastjo rjavkasto-rumenkasto-rdečega prahu, pomešanega s finim meljastim in peščenim materialom. Glavne sestavine rahle zemlje so silikati z veliko primesjo železovih oksidov, ki dajejo površini rdečkast odtenek.
Po rezultatih številnih študij, ki so jih izvedla vesoljska plovila, nihanja v elementarni sestavi rahlih usedlin površinske plasti planeta niso tako pomembna, da bi kazala na široko paleto mineralne sestave gorakamnine, ki sestavljajo marsovsko skorjo.
Ugotovljena v tleh povprečna vsebnost silicija (21%), železa (12,7%), magnezija (5%), kalcija (4%), aluminija (3%), žvepla (3,1%), kot tudi kalij in klor (<1%) sta pokazala, da so osnova ohlapnih usedlin na površini produkti uničenja magmatskih in vulkanskih kamnin osnovne sestave, blizu baz altov zemlje. Sprva so znanstveniki dvomili v pomembno razlikovanje kamnite lupine planeta glede mineralne sestave, vendar so študije kamnin Marsa, izvedene v okviru projekta Mars Exploration Rover (ZDA), pripeljale do senzacionalnega odkritja analogov zemeljskega planeta. andeziti (kamnine vmesne sestave).
To odkritje, pozneje potrjeno s številnimi najdbami podobnih kamnin, je omogočilo presojo, da ima Mars, tako kot Zemlja, lahko različno skorjo, kar dokazuje znatna vsebnost aluminija, silicija in kalija.
Na podlagi ogromnega števila posnetkov, ki so jih posnela vesoljska plovila in so omogočili presojo, iz česa sestoji površje Marsa, je poleg magmatskih in vulkanskih kamnin očitna prisotnost vulkansko-sedimentnih kamnin in sedimentnih usedlin na planeta, ki jih prepoznamo po značilnem ločevanju plošč in razslojanju drobcev izdankov.
Narava plastenja kamnin lahko kaže na njihovo nastanek v morjih in jezerih. Območja sedimentnih kamnin so bila zabeležena na mnogih mestih na planetu in jih najpogosteje najdemo v ogromnih kraterjih.
Znanstveniki ne izključujejo "suhega" nastajanja padavin njihovega marsovega prahu z nadaljnjimlitifikacija (petrifikacija).
formacije permafrosta
Posebno mesto v morfologiji Marsovega površja zavzemajo formacije permafrosta, ki se jih je večina pojavila na različnih stopnjah geološke zgodovine planeta kot posledica tektonskih premikov in vpliva eksogenih dejavnikov.
Na podlagi študije velikega števila vesoljskih slik so znanstveniki soglasno ugotovili, da ima voda poleg vulkanske aktivnosti pomembno vlogo pri oblikovanju videza Marsa. Vulkanski izbruhi so privedli do taljenja ledene odeje, kar je povzročilo razvoj vodne erozije, katere sledi so vidne še danes.
Dejstvo, da se je permafrost na Marsu oblikoval že v najzgodnejših fazah geološke zgodovine planeta, dokazujejo ne le polarne kape, temveč tudi specifične oblike tal, podobne pokrajini v območjih permafrosta na Zemlji.
Vortex podobne formacije, ki so na satelitskih posnetkih videti kot plastne usedline na polarnih območjih planeta, so od blizu sistem teras, polic in depresij, ki tvorijo različne oblike.
Več kilometrov debele usedline polarne kape so sestavljene iz plasti ogljikovega dioksida in vodnega ledu, pomešanega z meljastim in drobnim meljastim materialom.
Potopne oblike, značilne za ekvatorialno območje Marsa, so povezane s procesom uničenja kriogenih plasti.
Voda na Marsu
Na večini površine Marsa voda ne more obstajati v tekočinistanje zaradi nizkega tlaka, vendar v nekaterih regijah s skupno površino približno 30% površine planeta strokovnjaki NASA priznavajo prisotnost tekoče vode.
Zanesljivo vzpostavljene vodne zaloge na Rdečem planetu so koncentrirane predvsem v blizu površinske plasti permafrosta (kriosfere) z debelino do več sto metrov.
Znanstveniki ne izključujejo obstoja reliktnih jezer tekoče vode in pod plastmi polarnih kap. Na podlagi ocenjene prostornine marsove kriolitosfere so vodne (ledene) zaloge ocenjene na približno 77 milijonov km³, in če upoštevamo verjetno količino odmrznjenih kamnin, bi se ta številka lahko zmanjšala na 54 milijonov km³.
Poleg tega obstaja mnenje, da lahko pod kriolitosfero obstajajo plasti z ogromnimi zalogami slane vode.
Številna dejstva kažejo na prisotnost vode na površini planeta v preteklosti. Glavne priče so minerali, katerih tvorba pomeni sodelovanje vode. Najprej so to hematit, glineni minerali in sulfati.
marsovski oblaki
Skupna količina vode v ozračju "izsušenega" planeta je več kot 100 milijonov krat manjša kot na Zemlji, a kljub temu je površina Marsa pokrita, čeprav redki in neopazni, a resnični in celo modrikasti oblaki, ki pa je sestavljen iz ledenega prahu. Oblačnost se tvori v širokem razponu nadmorskih višin od 10 do 100 km in je koncentrirana predvsem v ekvatorialnem pasu, le redko se dvigne nad 30 km.
Ledene megle in oblaki so pozimi pogosti tudi blizu polarnih kap (polarna meglica), tukaj pa lahko"pasti" pod 10 km.
Oblaki se lahko obarvajo bledo rožnato, ko se delci ledu pomešajo s prahom, ki se dvigne s površine.
Zabeleženi so bili oblaki najrazličnejših oblik, vključno z valovitimi, črtastimi in cirusnimi.
Marsova pokrajina s človeške višine
Prvič videti, kako izgleda površina Marsa z višine visokega človeka (2,1 m), je leta 2012 omogočila "roka" roverja curiosity, oboroženega s kamero. Pred začudenim pogledom robota se je prikazala »peščena«, prodnato-prodnata ravnica, posejana z majhnimi tlakovci, z redkimi ravnimi izboklinami, morda kamninami, vulkanskimi kamninami.
Morno in monotono sliko je na eni strani popestril hriboviti greben roba kraterja Gale, na drugi strani pa rahlo nagnjena gmota gore Sharp, visoke 5,5 km, ki je bila predmet lov vesoljskega plovila.
Ob načrtovanju poti po dnu kraterja avtorji projekta očitno niso niti slutili, da bo površina Marsa, ki jo je posnel rover Curiosity, tako raznolika in heterogena, v nasprotju s pričakovanje, da bom videl samo dolgočasno in monotono puščavo.
Na poti do Mount Sharp je moral robot premagati razpokane, ploščate ravne površine, nežna stopničasta pobočja vulkansko-sedimentnih (sodeč po slojeviti teksturi na odrezkih) kamnin, pa tudi bloke temno modrikaste barve vulkanske kamnine s celično površino.
Aparat je ob poti streljal na "navedene od zgoraj" tarče (tlakovke) z laserskimi impulzi in vrtal majhne vrtine (do 7 cm globoke) za preučevanje materialne sestave vzorcev. Analiza pridobljenega materiala je poleg vsebnosti kamnotvornih elementov, značilnih za kamnine osnovne sestave (baz alte), pokazala prisotnost spojin žvepla, dušika, ogljika, klora, metana, vodika in fosforja, tj. "komponente življenja".
Poleg tega so bili najdeni minerali gline, ki so nastali v prisotnosti vode z nevtralno kislostjo in nizko koncentracijo soli.
Na podlagi teh informacij so bili v povezavi s predhodno pridobljenimi informacijami znanstveniki nagnjeni k sklepu, da je bila pred milijardami let na površini Marsa tekoča voda, gostota atmosfere pa je veliko večja kot danes.
Jutranja zvezda Marsa
Odkar je vesoljsko plovilo Mars Global Surveyor maja 2003 krožilo okoli Rdečega planeta na razdalji 139 milijonov km okoli sveta, tako izgleda Zemlja s površine Marsa.
V resnici je naš planet od tam videti približno tako, kot vidimo Venero zjutraj in zvečer, le da žari v rjavkasti črnini marsovega neba, osamljena (razen rahlo razločljive Lune) majhna pika je nekoliko svetlejša od Venere.
Prva slika Zemlje s površja je bilanarejeno v zgodnji uri z roverja Spirit marca 2004, Zemlja pa je pozirala "z roko v roki z Luno" za vesoljsko plovilo Curiosity leta 2012 in se je izkazalo še "lepše" kot prvič.
