Mars

Article

January 29, 2023

Mars jest czwartą najdalej od Słońca i siódmą co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym; masa planety to 10,7% masy Ziemi. Nazwany na cześć Marsa - starożytnego rzymskiego boga wojny, odpowiadającego starożytnemu greckiemu Aresowi. Mars nazywany jest również „czerwoną planetą” ze względu na czerwonawy odcień powierzchni, który nadaje mu minerał maghemit – gamma-tlenek żelaza (III). Mars to planeta ziemska o rozrzedzonej atmosferze (ciśnienie powierzchniowe jest 160 razy mniejsze niż ziemskie). Cechy rzeźby powierzchni Marsa można uznać za kratery uderzeniowe, takie jak księżycowe, a także wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe, takie jak ziemskie. Mars ma dwa naturalne satelity - Fobos i Deimos (przetłumaczone ze starożytnej greki - „strach” i „horror”, imiona dwóch synów Aresa, którzy towarzyszyli mu w bitwie), które są stosunkowo niewielkie (Phobos – 26,8 × 22,4 × 18,4 km, Deimos - 15 × 12,2 × 10,4 km) i mają nieregularny kształt. Od 1962 roku bezpośrednie eksploracje Marsa za pomocą AMS prowadzone są w ZSRR (programy Mars i Fobos) i USA (programy Mariner, Viking, Mars Global Surveyor i inne), a także Europejskiej Agencji Kosmicznej (program Mars Express), Indie (program Mangalyan). Dziś Mars jest po Ziemi najintensywniej zbadaną planetą w Układzie Słonecznym.Dziś Mars jest po Ziemi najintensywniej zbadaną planetą w Układzie Słonecznym.Dziś Mars jest po Ziemi najintensywniej zbadaną planetą w Układzie Słonecznym.

Podstawowe informacje

Mars jest czwartą pod względem odległości od Słońca (po Merkurym, Wenus i Ziemi) i siódmą co do wielkości (masą i średnicą przewyższa jedynie Merkurego) planetą Układu Słonecznego. Masa Marsa wynosi 0,107 masy Ziemi, objętość 0,151 masy Ziemi, a średnia liniowa średnica wynosi 0,53 masy Ziemi. Płaskorzeźba Marsa ma wiele unikalnych cech. Wygasły wulkan na Marsie Olimp jest najwyższą znaną górą na planetach Układu Słonecznego (najwyższa znana góra w Układzie Słonecznym znajduje się na asteroidzie Zachodniej), a Dolina Marinerów jest największym znanym kanionem na planetach (największy kanion). w Układzie Słonecznym znajduje się na księżycu Plutona - Charonie). Ponadto południowa i północna półkula planety są radykalnie różne pod względem rzeźby; istnieje hipoteza, że ​​Wielka Północna Równina, która zajmuje 40% powierzchni planety,jest kraterem uderzeniowym; w tym przypadku okazuje się, że jest to największy znany krater uderzeniowy w Układzie Słonecznym. Mars ma okres rotacji i zmiany pór roku podobne do tych na Ziemi, ale jego klimat jest znacznie chłodniejszy i bardziej suchy niż na Ziemi. Do czasu lotu na Marsa automatycznej międzyplanetarnej stacji „Mariner-4” w 1965 roku wielu badaczy uważało, że na jej powierzchni znajduje się woda w stanie ciekłym. Opinia ta opierała się na obserwacjach okresowych zmian w obszarach jasnych i ciemnych, zwłaszcza na szerokościach polarnych, które były podobne do kontynentów i mórz. Długie ciemne linie na powierzchni Marsa zostały zinterpretowane przez niektórych obserwatorów jako kanały irygacyjne dla wody w stanie ciekłym. Większość z tych ciemnych linii okazała się później złudzeniami optycznymi. W rzeczywistości dzięki niskiemu ciśnieniu woda (bez zanieczyszczeń,obniżenie temperatury zamarzania) nie może istnieć w stanie ciekłym na większości (około 70%) powierzchni Marsa. Woda lodowa została odkryta w marsjańskiej glebie przez statek kosmiczny NASA Phoenix. Jednocześnie dane geologiczne zebrane przez łaziki Spirit i Opportunity sugerują, że w odległej przeszłości woda pokryła znaczną część powierzchni Marsa. Obserwacje z ostatniej dekady ujawniły słabą aktywność gejzerów w niektórych miejscach na powierzchni Marsa. Zgodnie z obserwacjami sondy Mars Global Surveyor, niektóre części południowej czapy polarnej Marsa stopniowo się cofają. Na rok 2021 grupa zajmująca się badaniami orbitalnymi na orbicie Marsa ma osiem działających statków kosmicznych: Mars Odysseus, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, MAVEN,Mars Orbiter, ExoMars Trace Gas Orbiter, Al-Amal i orbiter chińskiej misji Tianwen 1. To więcej niż na jakiejkolwiek innej planecie, nie licząc Ziemi. Powierzchnię Marsa badają trzy łaziki - „Ciekawość”, „Wytrwałość” i „Chzhuzhun”. Ponadto na powierzchni funkcjonuje lądownik misji InSight, a także kilka nieaktywnych lądowników i łazików, które zakończyły badania. Mars jest wyraźnie widoczny z Ziemi gołym okiem. Jej pozorna wielkość gwiazdowa sięga -2,91 m (przy najbliższym zbliżeniu do Ziemi). Mars jest drugi po Jowiszu pod względem jasności (podczas wielkiej opozycji Marsa może prześcignąć Jowisza), Wenus, Księżyc i Słońce. Sprzeciw Marsa można obserwować co dwa lata. Mars był ostatni w opozycji 27 lipca 2018 r.Ta opozycja jest jedną z największych opozycji Marsa. Znajdował się w odległości 0,386 AU. z ziemi. Z reguły podczas wielkiej opozycji (tj. gdy opozycja z Ziemią zbiega się i Mars przechodzi przez peryhelium swojej orbity), pomarańczowy Mars jest po Księżycu najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie Ziemi (nie licząc Wenus, która jest nawet jaśniej niż, ale jest widoczny rano i wieczorem), ale zdarza się to tylko raz na 15-17 lat przez jeden do dwóch tygodni.ale zdarza się to tylko raz na 15-17 lat przez jeden do dwóch tygodni.ale zdarza się to tylko raz na 15-17 lat przez jeden do dwóch tygodni.

Charakterystyka orbity

Minimalna odległość Marsa od Ziemi to 55,76 mln km (kiedy Ziemia znajduje się dokładnie między Słońcem a Marsem), maksymalna to 401 mln km (gdy Słońce znajduje się dokładnie między Ziemią a Marsem). Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 mln km (1,52 j.a.), a okres rewolucji wokół Słońca wynosi 687 ziemskich dni. Orbita Marsa ma dość zauważalny mimośród (0,0934), więc odległość do Słońca waha się od 206,6 do 249,2 mln km. Nachylenie orbity Marsa do płaszczyzny ekliptyki wynosi 1,85 °. Mars jest najbliżej Ziemi podczas opozycji, kiedy planeta znajduje się na niebie w kierunku przeciwnym do Słońca. Konfrontacje powtarzają się co 26 miesięcy w różnych punktach orbity Marsa i Ziemi. Raz na 15-17 lat opozycja spada w momencie, gdy Mars jest blisko swojego peryhelium;w tych tradycyjnie nazywanych wielkich opozycjach odległość do planety jest minimalna (mniej niż 60 milionów km), a Mars osiąga swój największy rozmiar kątowy 25,1 ″ i jasność -2,88 m.

Charakterystyka fizyczna

Parametry planety

W rozmiarze liniowym Mars jest prawie dokładnie o połowę mniejszy od Ziemi. Jego średni promień równikowy szacuje się na 3396,9 ± 0,4 km lub 3396,2 ± 0,1 km (53,2% ziemskiego). Średni promień polarny Marsa szacuje się na 3374,9 km lub 3376,2 ± 0,1 km; promień polarny na biegunie północnym wynosi 3376,2 km, na biegunie południowym 3382,6 km. Tak więc promień biegunowy jest o około 20-21 km mniejszy niż promień równikowy, a względna kompresja biegunowa Marsa f (1 - Rп / Re) jest większa niż Ziemi (odpowiednio 1/170 i 1/298), chociaż okres obrotu Ziemi jest nieco krótszy niż na Marsie; pozwalało to w przeszłości wysuwać założenie o zmianie tempa rotacji Marsa w czasie. Powierzchnia Marsa wynosi 144 mln km² (28,3% powierzchni Ziemi) i jest w przybliżeniu równa powierzchni lądu na Ziemi. Masa planety to 6,417⋅1023—6,418⋅1023 kg, dokładniejsze wartości to 6,4171⋅1023 kg lub 6,4169 ± 0,0006⋅1023 kg. Masa Marsa to około 10,7% masy Ziemi. Średnia gęstość Marsa to 3930-3933 kg/m³, dokładniejsza wartość: 3933,5 ± 0,4 kg/m³ lub 3934,0 ± 0,8 kg/m³ (0,713 gęstość ziemi). Przyspieszenie grawitacyjne na równiku wynosi 3,711 m / s² (0,378 Ziemi), czyli prawie tyle samo, co planeta Merkury, która jest prawie o połowę mniejsza od Marsa, ale ma masywne jądro i większą gęstość; pierwsza prędkość kosmiczna to 3,6 km/s, druga – 5,027 km/s.który jest prawie o połowę mniejszy od Marsa, ale ma masywne jądro i większą gęstość; pierwsza prędkość kosmiczna to 3,6 km/s, druga – 5,027 km/s.który jest prawie o połowę mniejszy od Marsa, ale ma masywne jądro i większą gęstość; pierwsza prędkość kosmiczna to 3,6 km/s, druga – 5,027 km/s.

Powaga

Siła grawitacji w pobliżu powierzchni Marsa wynosi 39,4% ziemskiej (2,5 razy słabsza). Ponieważ nie wiadomo, czy taka grawitacja jest wystarczająca, aby uniknąć długotrwałych problemów zdrowotnych, w przypadku długotrwałego pobytu człowieka na Marsie rozważane są możliwości wytworzenia sztucznej grawitacji za pomocą skafandrów lub wirówek, które zapewniają podobne obciążenie szkieletu jak szkielet. Ziemia.

marsjański dzień

Okres obrotu planety jest zbliżony do ziemskiego – 24 godziny 37 minut 22,7 sekundy (w stosunku do gwiazd), długość przeciętnego marsjańskiego dnia słonecznego to 24 godziny 39 minut 35,24409 sekundy, czyli tylko o 2,7% dłużej niż dzień na Ziemi. Dla wygody dzień marsjański nazywa się „sols”. Rok marsjański to 668,59 soli, czyli 686,98 dni ziemskich.

Pory roku na Marsie

Mars obraca się wokół swojej osi, nachylonej względem prostopadłej do płaszczyzny orbity pod kątem 25,19°. Nachylenie osi obrotu Marsa jest podobne do nachylenia Ziemi i zapewnia zmianę pór roku. Jednocześnie ekscentryczność orbity prowadzi do dużych różnic w czasie ich trwania – na przykład północna wiosna i lato, razem wzięte, ostatni Sol 371, czyli zauważalnie ponad połowa marsjańskiego roku. Jednocześnie padają na odległą od Słońca część orbity Marsa. Dlatego na Marsie lata północne są długie i chłodne, podczas gdy południowe są krótkie i stosunkowo ciepłe.

Atmosfera i klimat

Temperatura na planecie waha się od -153°C na biegunach zimą i do +20°C na równiku latem (maksymalna temperatura atmosfery zarejestrowana przez łazik Spirit wynosiła +35°C), średnia temperatura wynosi ok. 210 K (-63 ° C). Na średnich szerokościach geograficznych temperatury wahają się od -50°C w zimowe noce do 0°C w letnie dni, przy średniej rocznej temperaturze -50°C. Atmosfera Marsa, która składa się głównie z dwutlenku węgla, jest bardzo rozrzedzona. Ciśnienie w pobliżu powierzchni Marsa jest 160 razy mniejsze niż na Ziemi - 6,1 mbar na średnim poziomie powierzchni. Ze względu na dużą różnicę wysokości na Marsie ciśnienie na powierzchni jest bardzo zróżnicowane. Przybliżona grubość atmosfery wynosi 110 km. Według NASA (2004) atmosfera Marsa zawiera 95,32% dwutlenku węgla; zawiera również 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,145% tlenu, 210 ppm pary wodnej, 0,08% tlenku węgla,tlenek azotu (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2,5 ppm, woda lekka-ciężka wodór-deuter-tlen (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm (skład podano w ułamkach objętościowych). Zgodnie z danymi pojazdu zstępującego Viking (1976), w marsjańskiej atmosferze oznaczono około 1-2% argonu, 2-3% azotu i 95% dwutlenku węgla. Według danych AMS Mars-2 i Mars-3 dolna granica jonosfery znajduje się na wysokości 80 km, maksymalne stężenie elektronów 1,7⋅105 elektronów/cm³ znajduje się na wysokości 138 km, pozostałe dwa maksima znajdują się na wysokościach 85 i 107 km. Skanowanie radiowe atmosfery na falach radiowych 8 i 32 cm, przeprowadzone przez Mars-4 AMS 10 lutego 1974 r., wykazało obecność nocnej jonosfery Marsa z głównym maksimum jonizacji na wysokości 110 km i stężenie elektronów 4,6⋅103 elektronów/cm³,a także maksima wtórne na wysokości 65 i 185 km. Cienkość marsjańskiej atmosfery i brak magnetosfery powodują, że poziom promieniowania jonizującego na powierzchni Marsa jest znacznie wyższy niż na powierzchni Ziemi. Dawka równoważna na powierzchni Marsa wynosi średnio 0,7 mSv/dobę (zmienia się w zależności od aktywności słonecznej i ciśnienia atmosferycznego w zakresie od 0,35 do 1,15 mSv/dobę) i wynika głównie z promieniowania kosmicznego; dla porównania, średnio na Ziemi efektywna dawka promieniowania ze źródeł naturalnych, skumulowana w ciągu roku, wynosi 2,4 mSv, w tym 0,4 mSv z promieni kosmicznych. Tak więc w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.Cienkość marsjańskiej atmosfery i brak magnetosfery powodują, że poziom promieniowania jonizującego na powierzchni Marsa jest znacznie wyższy niż na powierzchni Ziemi. Dawka równoważna na powierzchni Marsa wynosi średnio 0,7 mSv/dobę (zmienia się w zależności od aktywności słonecznej i ciśnienia atmosferycznego w zakresie od 0,35 do 1,15 mSv/dobę) i wynika głównie z promieniowania kosmicznego; dla porównania, średnio na Ziemi efektywna dawka promieniowania ze źródeł naturalnych, skumulowana w ciągu roku, wynosi 2,4 mSv, w tym 0,4 mSv z promieni kosmicznych. Tak więc w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.Cienkość marsjańskiej atmosfery i brak magnetosfery powodują, że poziom promieniowania jonizującego na powierzchni Marsa jest znacznie wyższy niż na powierzchni Ziemi. Dawka równoważna na powierzchni Marsa wynosi średnio 0,7 mSv/dobę (zmienia się w zależności od aktywności słonecznej i ciśnienia atmosferycznego w zakresie od 0,35 do 1,15 mSv/dobę) i wynika głównie z promieniowania kosmicznego; dla porównania, średnio na Ziemi efektywna dawka promieniowania ze źródeł naturalnych, skumulowana w ciągu roku, wynosi 2,4 mSv, w tym 0,4 mSv z promieni kosmicznych. Tak więc w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.że poziom promieniowania jonizującego na powierzchni Marsa jest znacznie wyższy niż na powierzchni Ziemi. Dawka równoważna na powierzchni Marsa wynosi średnio 0,7 mSv/dobę (zmienia się w zależności od aktywności słonecznej i ciśnienia atmosferycznego w zakresie od 0,35 do 1,15 mSv/dobę) i wynika głównie z promieniowania kosmicznego; dla porównania, średnio na Ziemi efektywna dawka promieniowania ze źródeł naturalnych, skumulowana w ciągu roku, wynosi 2,4 mSv, w tym 0,4 mSv z promieni kosmicznych. Tak więc w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.że poziom promieniowania jonizującego na powierzchni Marsa jest znacznie wyższy niż na powierzchni Ziemi. Dawka równoważna na powierzchni Marsa wynosi średnio 0,7 mSv/dobę (zmienia się w zależności od aktywności słonecznej i ciśnienia atmosferycznego w zakresie od 0,35 do 1,15 mSv/dobę) i wynika głównie z promieniowania kosmicznego; dla porównania, średnio na Ziemi efektywna dawka promieniowania ze źródeł naturalnych, skumulowana w ciągu roku, wynosi 2,4 mSv, w tym 0,4 mSv z promieni kosmicznych. Tak więc w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.7 mSv/dobę (zmienia się w zależności od aktywności słonecznej i ciśnienia atmosferycznego w zakresie od 0,35 do 1,15 mSv/dobę) i wynika głównie z promieniowania kosmicznego; dla porównania, średnio na Ziemi efektywna dawka promieniowania ze źródeł naturalnych, skumulowana w ciągu roku, wynosi 2,4 mSv, w tym 0,4 mSv z promieni kosmicznych. Tak więc w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.7 mSv/dobę (zmienia się w zależności od aktywności słonecznej i ciśnienia atmosferycznego w zakresie od 0,35 do 1,15 mSv/dobę) i wynika głównie z promieniowania kosmicznego; dla porównania, średnio na Ziemi efektywna dawka promieniowania ze źródeł naturalnych, skumulowana w ciągu roku, wynosi 2,4 mSv, w tym 0,4 mSv z promieni kosmicznych. Tak więc w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.w ciągu jednego lub dwóch dni astronauta na powierzchni Marsa otrzyma taką samą równoważną dawkę promieniowania, jaką otrzymałby na powierzchni Ziemi w ciągu roku.

Ciśnienie atmosferyczne

Według danych NASA za 2004 r. ciśnienie atmosferyczne przy średnim promieniu wynosi średnio 636 Pa (6,36 mbar), wahając się w zależności od pory roku od 400 do 870 Pa. Gęstość atmosfery na powierzchni wynosi około 0,020 kg / m³, całkowita masa atmosfery Marsa wynosi około 2,5⋅1016 kg (dla porównania: masa atmosfery ziemskiej wynosi 5,2⋅1018 kg). W przeciwieństwie do Ziemi masa marsjańskiej atmosfery zmienia się znacznie w ciągu roku z powodu topnienia i zamarzania czap polarnych zawierających dwutlenek węgla. Zimą 20-30% całej atmosfery jest zamarznięte na czapie polarnej, która składa się z dwutlenku węgla. Sezonowe spadki ciśnienia według różnych źródeł kształtują się następująco: Według NASA (2004): od 4,0 do 8,7 mbar przy średnim promieniu; Według Encarty (2000): 6 do 10 mbar; Według Zubrina i Wagnera (1996): 7 do 10 mbar; Według lądownika „Viking-1”: od 6,9 do 9 mbarów; Według lądownika Mars Pathfinder: od 6,7 mbar. Rejon Hellady jest tak głęboki, że ciśnienie atmosferyczne osiąga około 12,4 mbar, czyli więcej niż punkt potrójny wody (około 6,1 mbar), co oznacza, że ​​woda może teoretycznie istnieć w stanie ciekłym. Jednak przy tym ciśnieniu zakres temperatur wody w stanie ciekłym jest bardzo wąski, zamarza w +0 ° C i wrze w +10 ° C. Oprócz Hellady istnieją jeszcze cztery regiony Marsa, w których ciśnienie atmosferyczne wzrasta powyżej punktu potrójnego wody. Na szczycie najwyższej góry Marsa, 27-kilometrowego wulkanu Olimp, ciśnienie atmosferyczne może wynosić od 0,5 do 1 mbar, co prawie nie różni się od próżni technicznej.Historia Próby określenia ciśnienia marsjańskiej atmosfery metodami fotometrii fotograficznej - poprzez rozkład jasności wzdłuż średnicy dysku w różnych zakresach fal świetlnych - prowadzone są od lat 30. XX wieku. W tym celu francuscy naukowcy B. Lyot i O. Dolphus dokonali obserwacji polaryzacji światła rozproszonego przez atmosferę Marsa. Podsumowanie obserwacji optycznych opublikował amerykański astronom J. de Vaucouleur w 1951 roku i osiągnęły one ciśnienie 85 mbar, prawie 15-krotnie zawyżone, ponieważ nie wzięto oddzielnie pod uwagę rozpraszania światła przez pył zawieszony w atmosferze Marsa. na konto. Udział pyłu przypisano atmosferze gazowej. Zanim moduły lądowania wylądowały na powierzchni Marsa mierzono ciśnienie marsjańskiej atmosfery w wyniku osłabienia sygnałów radiowych z AMS „Mariner-4”, „Mariner-6”,„Mariner-7” i „Mariner-9”, gdy wychodzą za dysk marsjański i wychodzą zza dysku marsjańskiego - 6,5 ± 2,0 mbar na średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż Ziemia; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne sondy Mars-3. Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (np. w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mbar. W miejscu lądowania sondy Mars-6 w rejonie Morza Erytrejskiego zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 mbar, które w tamtym czasie uważano za średnie ciśnienie na planecie i uzgodniono pomiar wysokości i głębokości na Marsie z tego poziomu. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie gęstość atmosfery wynosi 5⋅10−7 g / cm³ (jak na Ziemi na wysokości 57 km).0 mbar na średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż poziom gruntu; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne sondy Mars-3. Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (np. w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mbar. W miejscu lądowania sondy Mars-6 w rejonie Morza Erytrejskiego zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 mbar, które w tamtym czasie uważano za średnie ciśnienie na planecie i uzgodniono pomiar wysokości i głębokości na Marsie z tego poziomu. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie gęstość atmosfery wynosi 5⋅10−7 g / cm³ (jak na Ziemi na wysokości 57 km).0 mbar na średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż poziom gruntu; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne sondy Mars-3. Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (np. w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mbar. W miejscu lądowania sondy Mars-6 w rejonie Morza Erytrejskiego zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 mbar, które w tamtym czasie uważano za średnie ciśnienie na planecie i uzgodniono pomiar wysokości i głębokości na Marsie z tego poziomu. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie gęstość atmosfery wynosi 5⋅10−7 g / cm³ (jak na Ziemi na wysokości 57 km).Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (np. w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mbar. W miejscu lądowania sondy Mars-6 w rejonie Morza Erytrejskiego zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 mbar, które w tamtym czasie uważano za średnie ciśnienie na planecie i uzgodniono pomiar wysokości i głębokości na Marsie z tego poziomu. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie gęstość atmosfery wynosi 5⋅10−7 g / cm³ (jak na Ziemi na wysokości 57 km).Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (np. w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mbar. W miejscu lądowania sondy Mars-6 w rejonie Morza Erytrejskiego zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 mbar, które w tamtym czasie uważano za średnie ciśnienie na planecie i uzgodniono pomiar wysokości i głębokości na Marsie z tego poziomu. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie gęstość atmosfery wynosi 5⋅10−7 g / cm³ (jak na Ziemi na wysokości 57 km).iz tego poziomu uzgodniono liczenie wysokości i głębokości na Marsie. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie gęstość atmosfery wynosi 5⋅10−7 g / cm³ (jak na Ziemi na wysokości 57 km).iz tego poziomu uzgodniono liczenie wysokości i głębokości na Marsie. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie gęstość atmosfery wynosi 5⋅10−7 g / cm³ (jak na Ziemi na wysokości 57 km).

Klimat

Klimat, podobnie jak na Ziemi, jest sezonowy. Kąt nachylenia Marsa do płaszczyzny orbity jest prawie równy kątowi Ziemi i wynosi 25,1919°; odpowiednio, zarówno na Marsie, jak i na Ziemi zmieniają się pory roku. Cechą marsjańskiego klimatu jest również to, że ekscentryczność orbity Marsa jest znacznie większa niż orbity Ziemi, a na klimat ma również wpływ odległość od Słońca. Perihelion Mars ma miejsce w pełni zimy na półkuli północnej i latem na południowej, aphelium - w pełni zimy na półkuli południowej i odpowiednio latem na północnej. W rezultacie klimat na półkuli północnej i południowej jest inny. Na półkuli północnej panują łagodniejsze zimy i chłodniejsze lata; na półkuli południowej panują chłodniejsze zimy i gorętsze lata. W zimnych porach roku, nawet poza czapami polarnymi, na powierzchni może tworzyć się lekki szron.Sonda Phoenix zarejestrowała opady śniegu, ale płatki śniegu wyparowały przed dotarciem na powierzchnię. Według NASA (2004) średnia temperatura wynosi ~210 K (-63 ° C). Według lądownika Vikinga dzienny zakres temperatur wynosi od 184 K do 242 K (-89 do -31°C) (Viking-1), a prędkość wiatru to 2-7 m/s (lato), 5 -10 m / s (jesień), 17-30 m / s (burza piaskowa). Według lądownika Mars 6 średnia temperatura marsjańskiej troposfery wynosi 228 K, temperatura w troposferze spada średnio o 2,5 stopnia na kilometr, a stratosfera nad tropopauzą (30 km) ma prawie stałą temperaturę 144 K. Badacze z Carl Sagan Center w latach 2007-2008 doszli do wniosku, że Mars ocieplał się w ostatnich dziesięcioleciach.Specjaliści NASA potwierdzili tę hipotezę na podstawie analizy zmian albedo w różnych częściach planety. Inni eksperci uważają, że jest za wcześnie na takie wnioski. W maju 2016 r. naukowcy z Southwest Research Institute w Boulder w Kolorado opublikowali artykuł w czasopiśmie Science, w którym przedstawili nowe dowody postępującego ocieplenia klimatu (na podstawie analizy danych z Mars Reconnaissance Orbiter). Ich zdaniem proces ten jest długi i trwa, być może od 370 tysięcy lat.Są sugestie, że w przeszłości atmosfera mogła być gęstsza, a klimat ciepły i wilgotny, a na powierzchni Marsa panował płyn woda i padało. Dowodem tej hipotezy jest analiza meteorytu ALH 84001, która wykazała, że ​​około 4 miliardy lat temu temperatura Marsa wynosiła 18 ± 4 ° C.Główną cechą ogólnej cyrkulacji atmosfery Marsa są przemiany fazowe dwutlenku węgla w czapach polarnych, prowadzące do znacznych przepływów południkowych. Modelowanie numeryczne ogólnej cyrkulacji atmosfery Marsa wskazuje na znaczną roczną zmienność ciśnienia z dwoma minimami na krótko przed równonocą, co potwierdzają również obserwacje z programu Viking. Analiza danych dotyczących ciśnienia ujawniła cykle roczne i półroczne. Interesujące jest to, że, podobnie jak na Ziemi, maksymalne półroczne wahania prędkości wiatru strefowego pokrywają się z równonocą. Modelowanie numeryczne ujawnia również istotny cykl wskaźnika z okresem 4-6 dni w okresach przesilenia. Viking odkrył podobieństwo cyklu indeksów na Marsie z podobnymi fluktuacjami w atmosferach innych planet.Modelowanie numeryczne ogólnej cyrkulacji atmosfery Marsa wskazuje na znaczną roczną zmienność ciśnienia z dwoma minimami na krótko przed równonocą, co potwierdzają również obserwacje z programu Viking. Analiza danych dotyczących ciśnienia ujawniła cykle roczne i półroczne. Interesujące jest to, że, podobnie jak na Ziemi, maksymalne półroczne wahania prędkości wiatru strefowego pokrywają się z równonocą. Modelowanie numeryczne ujawnia również istotny cykl wskaźnika z okresem 4-6 dni w okresach przesilenia. Viking odkrył podobieństwo cyklu indeksów na Marsie z podobnymi fluktuacjami w atmosferach innych planet.Modelowanie numeryczne ogólnej cyrkulacji atmosfery Marsa wskazuje na znaczną roczną zmienność ciśnienia z dwoma minimami na krótko przed równonocą, co potwierdzają również obserwacje z programu Viking. Analiza danych dotyczących ciśnienia ujawniła cykle roczne i półroczne. Interesujące jest to, że, podobnie jak na Ziemi, maksymalne półroczne wahania prędkości wiatru strefowego pokrywają się z równonocą. Modelowanie numeryczne ujawnia również istotny cykl wskaźnika z okresem 4-6 dni w okresach przesilenia. Viking odkrył podobieństwo cyklu indeksów na Marsie z podobnymi fluktuacjami w atmosferach innych planet.tak jak na Ziemi, maksymalne półroczne wahania prędkości wiatru strefowego pokrywają się z równonocą. Modelowanie numeryczne ujawnia również istotny cykl wskaźnika z okresem 4-6 dni w okresach przesilenia. Viking odkrył podobieństwo cyklu indeksów na Marsie z podobnymi fluktuacjami w atmosferach innych planet.tak jak na Ziemi, maksymalne półroczne wahania prędkości wiatru strefowego pokrywają się z równonocą. Modelowanie numeryczne ujawnia również istotny cykl wskaźnika z okresem 4-6 dni w okresach przesilenia. Viking odkrył podobieństwo cyklu indeksów na Marsie z podobnymi fluktuacjami w atmosferach innych planet.

Burze piaskowe i trąby piaskowe

Wiosenne topnienie czap polarnych prowadzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia atmosferycznego i przemieszczania się dużych mas gazu na przeciwną półkulę. Prędkość wiatrów wiejących w tym przypadku wynosi 10-40 m / s, czasem do 100 m / s. Wiatr unosi duże ilości pyłu z powierzchni, powodując burze piaskowe. Silne burze piaskowe prawie całkowicie ukrywają powierzchnię planety. Burze piaskowe mają zauważalny wpływ na rozkład temperatury w atmosferze Marsa. 22 września 1971 roku w jasnym regionie Noachis na półkuli południowej rozpoczęła się wielka burza piaskowa. 29 września pokonał dwieście stopni długości geograficznej od Ausonii do Taumazji, a 30 września zamknął południową czapę polarną. Burza szalała do grudnia 1971 roku, kiedy sowieckie stacje Mars-2 i Mars-3 znalazły się na orbicie Marsa. "Mars" zbadał powierzchnię,ale kurz całkowicie zakrył relief - nie było widać nawet góry Olimp, która wznosiła się na 26 km. Podczas jednej z sesji zdjęciowych uzyskano zdjęcie pełnego dysku Marsa z wyraźnie zaznaczoną cienką warstwą chmur marsjańskich nad pyłem. Podczas tych badań w grudniu 1971 roku burza piaskowa uniosła do atmosfery tak dużo pyłu, że planeta wyglądała jak błotnisty, czerwonawy dysk. Dopiero około 10 stycznia 1972 roku burza piaskowa ustała i Mars powrócił do normalności. Od lat 70. XX wieku program Viking, a także łazik Spirit i inne pojazdy zarejestrowały liczne wiry pyłowe. Są to wiry gazowe, które powstają na powierzchni planety i unoszą duże ilości piasku i pyłu. Na Ziemi często obserwuje się wiry (w krajach anglojęzycznych nazywane są „demonami kurzu” - angielski diabeł pyłowy),jednak na Marsie mogą osiągnąć znacznie większe rozmiary: 10 razy wyższe i 50 razy szersze niż na Ziemi. W marcu 2005 roku taki wir oczyścił panele słoneczne łazika Spirit.

Powierzchnia

Dwie trzecie powierzchni Marsa zajmują jasne obszary zwane kontynentami, około jedną trzecią ciemne obszary zwane morzami (patrz Lista szczegółów albedo na Marsie). Morza są skoncentrowane głównie na południowej półkuli planety, między 10 a 40 ° szerokości geograficznej. Na półkuli północnej są tylko dwa duże morza - Kwaśne i Wielka Syrta. Natura ciemnych obszarów jest nadal przedmiotem kontrowersji. Utrzymują się pomimo burz piaskowych szalejących na Marsie. Kiedyś służyło to jako argument na rzecz założenia, że ​​ciemne obszary pokryte są roślinnością. Obecnie uważa się, że są to po prostu obszary, z których dzięki ich ukształtowaniu łatwo wydmuchuje kurz. Zdjęcia wielkoskalowe pokazują, że ciemne plamy w rzeczywistości składają się z grup ciemnych smug i plam związanych z kraterami, wzgórzami i innymi przeszkodami na drodze wiatrów.Sezonowe i długoterminowe zmiany ich wielkości i kształtu są najwyraźniej związane ze zmianą stosunku powierzchni pokrytych jasną i ciemną materią. Półkule Marsa są zupełnie inne pod względem natury powierzchni. Na półkuli południowej powierzchnia jest o 1–2 km wyższa od średniej i jest gęsto pokryta kraterami. Ta część Marsa przypomina kontynenty księżycowe. Na północy większość powierzchni jest poniżej średniej, z kilkoma kraterami i stosunkowo gładkimi równinami, prawdopodobnie z powodu powodzi lawowych i erozji. Ta półkulista różnica pozostaje kwestią dyskusyjną. Granica między półkulami przebiega w przybliżeniu po dużym okręgu, nachylonym pod kątem 30 ° do równika. Granica jest szeroka i nieregularna, opadająca w kierunku północnym.Wzdłuż niej znajdują się najbardziej zerodowane obszary powierzchni Marsa. W celu wyjaśnienia asymetrii półkul wysunięto dwie alternatywne hipotezy. Według jednej z nich, na wczesnym etapie geologicznym, płyty litosfery „zapadły się” (być może przez przypadek) na jedną półkulę, jak kontynent Pangea na Ziemi, a następnie „zamarzły” w tej pozycji. Inna hipoteza sugeruje zderzenie Marsa z ciałem kosmicznym wielkości Plutona około 4 miliardów lat temu. W tym przypadku North Polar Basin, który zajmuje 40% powierzchni planety, jest kraterem uderzeniowym i okazuje się być największym znanym kraterem uderzeniowym w Układzie Słonecznym. Jego długość wynosi 10,6 tys. km, a szerokość 8,5 tys. km, czyli około cztery razy więcej niż największy krater uderzeniowy Hellas, który wcześniej również znaleziono na Marsie, w pobliżu jego bieguna południowego.Duża liczba kraterów na półkuli południowej sugeruje, że powierzchnia tutaj ma 3-4 miliardy lat. Istnieje kilka rodzajów kraterów: duże kratery płaskodenne, mniejsze i młodsze kratery przypominające księżyc w kształcie misy, kratery przedmurza i kratery podwyższone. Te dwa ostatnie typy są unikalne dla Marsa – kratery na krawędziach powstały w miejscach, gdzie wyrzuty cieczy przepływały przez powierzchnię, oraz kratery wzniesione, w których warstwa wyrzutowa krateru chroniła powierzchnię przed erozją wietrzną. Największym szczegółem pochodzenia uderzenia jest równina Hellas (około 2100 km szerokości). Na obszarze o chaotycznym krajobrazie w pobliżu granicy półkuli powierzchnia doznała pęknięć i ściskania dużych obszarów, po których czasami dochodzi do erozji (z powodu osuwisk lub katastrofalnego uwalniania wód gruntowych),a także zalewanie płynną lawą. Chaotyczne krajobrazy często znajdują się u źródeł dużych kanałów poprzecinanych wodą. Najbardziej akceptowalną hipotezą dotyczącą tworzenia się ich stawów jest nagłe topnienie lodu podpowierzchniowego. Na mapie Marsa zaznaczono 26 regionów z chaotyczną rzeźbą terenu (oficjalna nazwa takich szczegółów reliefu w planetologii to chaos). Największy chaos na Marsie, Chaos Aurory, ma ponad 700 km. Na półkuli północnej oprócz rozległych równin wulkanicznych znajdują się dwa obszary wielkich wulkanów – Tharsis i Elysium. Farsis to rozległa równina wulkaniczna o długości 2000 km, osiągająca wysokość 10 km powyżej średniej. Znajdują się na nim trzy duże wulkany tarczowe - Góra Arsia, Góra Paw i Góra Askriyskaya. Na skraju Tarsis znajduje się najwyższa na Marsie i najwyższa znana w Układzie Słonecznym Góra Olimp,który osiąga 27 km wysokości w stosunku do podstawy i 25 km w stosunku do średniego poziomu powierzchni Marsa i zajmuje obszar o średnicy 550 km, otoczony klifami, miejscami dochodzącymi do 7 km wysokości. Objętość Olimpu jest 10 razy większa od największego wulkanu na Ziemi, Mauna Kea. Znajduje się tu również kilka mniejszych wulkanów. Elysium to wzniesienie do sześciu kilometrów powyżej średniego poziomu, z trzema wulkanami - kopułą Hecate, Mount Elysium i kopułą Albor. Według innych źródeł wysokość Olimpu wynosi 21 287 metrów powyżej zera i 18 kilometrów nad otaczającym terenem, a średnica podstawy to około 600 km. Baza zajmuje powierzchnię 282 600 km². Kaldera (zagłębienie w centrum wulkanu) ma 70 km szerokości i 3 km głębokości. Wyżynę Tarsis przecina również wiele uskoków tektonicznych, często bardzo złożonych i rozległych.Największa z nich, Mariner Valley, rozciąga się w kierunku równoleżnikowym na prawie 4000 km (jedna czwarta obwodu planety), osiągając szerokość 600 i głębokość 7-10 km; uskok ten jest porównywalny pod względem wielkości do wschodnioafrykańskiego Riftu na Ziemi. Największe osuwiska w Układzie Słonecznym występują na jego stromych zboczach. Mariner Valley to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez statek kosmiczny Mariner 9 w 1971 roku może obejmować całe terytorium USA, od oceanu do oceanu.Mariner Valley to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez statek kosmiczny Mariner 9 w 1971 roku może obejmować całe terytorium USA, od oceanu do oceanu.Mariner Valley to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez statek kosmiczny Mariner 9 w 1971 roku może obejmować całe terytorium USA, od oceanu do oceanu.

Czapki lodowe i polarne

Wygląd Marsa zmienia się znacznie w zależności od pory roku. Przede wszystkim uderzające są zmiany w czapach polarnych. Rosną i kurczą się, tworząc sezonowe zjawiska w atmosferze i na powierzchni Marsa. Gdy wiosną czapa polarna cofa się na jednej z półkul, szczegóły powierzchni planety zaczynają ciemnieć. Czapy polarne Marsa mają dwa składniki: stały i sezonowy. Część stała składa się z lodu wodnego z warstwami nanoszonego przez wiatr pyłu i zamarzniętego dwutlenku węgla. Średnica stałej części północnej czapy polarnej wynosi 1100 km, a części południowej 400 km. Zimą region polarny planety pokryty jest sezonową warstwą lodu z dwutlenku węgla o grubości około metra. Przy maksymalnej ekspansji południowa czapa polarna osiąga szerokość geograficzną 50° (15° dalej niż północna). Różnice w czapkach są związane z eliptycznością orbity Marsa:gdy lato jest na półkuli południowej, planeta znajduje się bliżej Słońca, dlatego lato południowe jest cieplejsze i krótsze niż północne, a zima południowa jest zimniejsza i dłuższa niż północna. Czapy polarne Marsa leżą na północnym i południowym płaskowyżu. Północna czapa polarna wznosi się około 3 km nad okolicą, a południowa 3,5 km. Obie czapki są wcięte dolinami, rozchodzącymi się spiralnie (zgodnie z ruchem wskazówek zegara na półkuli południowej, przeciwnie do ruchu wskazówek zegara na północy). Te doliny mogły zostać przecięte przez wiatry katabatyczne. Ponadto w każdej czapce wycięty jest jeden duży kanion: kanion północny i kanion południowy. Sonda Mars Odyssey odkryła aktywne gejzery na południowej czapie polarnej Marsa. Według ekspertów NASA strumienie dwutlenku węgla z wiosennym ociepleniem wzbijają się w górę na duże wysokości, zabierając ze sobą kurz i piasek.W 1784 roku astronom William Herschel zwrócił uwagę na sezonowe zmiany wielkości czap polarnych, podobne do topnienia i zamarzania lodu w regionach polarnych Ziemi. W latach 60. XIX wieku francuski astronom Emmanuel Lai zaobserwował falę ciemnienia wokół topniejącej wiosennej czapy polarnej, co następnie zinterpretowano jako rozprzestrzenianie się roztopionej wody i rozwój roślinności. Pomiary spektrometryczne, które W. Slipher przeprowadził na początku XX wieku w Obserwatorium Lovell we Flagstaff, nie wykazały jednak obecności linii chlorofilowej, zielonego barwnika roślin lądowych. Ze zdjęć Marinera-7 udało się ustalić, że czapy polarne mają kilka metrów grubości, a zmierzona temperatura 115 K (−158 °C) potwierdziła możliwość, że składa się ona z zamrożonego dwutlenku węgla – „suchy lód” .Znaczne ilości lodu (dziesiątki tysięcy km3) zostały również wykryte przez radar na środkowych szerokościach geograficznych Marsa (40-45 °), na wschodnim krańcu równiny Hellas. Ukryty pod ziemią lodowiec o grubości setek metrów zajmuje obszar tysięcy kilometrów kwadratowych. W 2018 r. radar MARSIS zainstalowany na urządzeniu Mars Express wykazał obecność na Marsie jeziora subglacjalnego, znajdującego się na głębokości 1,5 km pod lodem południowej czapy polarnej o szerokości około 20 km. Jednak ponowna analiza danych radarowych Mars Express i eksperymenty laboratoryjne wykazały, że tak zwane „jeziora” mogą być uwodnionymi i zimnymi osadami, w tym gliną (smektyty), minerałami zawierającymi metale i słonym lodem.Ukryty pod ziemią lodowiec o grubości setek metrów zajmuje obszar tysięcy kilometrów kwadratowych. W 2018 r. radar MARSIS zainstalowany na urządzeniu Mars Express wykazał obecność na Marsie jeziora subglacjalnego, znajdującego się na głębokości 1,5 km pod lodem południowej czapy polarnej o szerokości około 20 km. Jednak ponowna analiza danych radarowych Mars Express i eksperymenty laboratoryjne wykazały, że tak zwane „jeziora” mogą być uwodnionymi i zimnymi osadami, w tym gliną (smektyty), minerałami zawierającymi metale i słonym lodem.Ukryty pod ziemią lodowiec o grubości setek metrów zajmuje obszar tysięcy kilometrów kwadratowych. W 2018 r. radar MARSIS zainstalowany na urządzeniu Mars Express wykazał obecność na Marsie jeziora subglacjalnego, znajdującego się na głębokości 1,5 km pod lodem południowej czapy polarnej o szerokości około 20 km. Jednak ponowna analiza danych radarowych Mars Express i eksperymenty laboratoryjne wykazały, że tak zwane „jeziora” mogą być uwodnionymi i zimnymi osadami, w tym gliną (smektyty), minerałami zawierającymi metale i słonym lodem.Jednak ponowna analiza danych radarowych Mars Express i eksperymenty laboratoryjne wykazały, że tak zwane „jeziora” mogą być uwodnionymi i zimnymi osadami, w tym gliną (smektyty), minerałami zawierającymi metale i słonym lodem.Jednak ponowna analiza danych radarowych Mars Express i eksperymenty laboratoryjne wykazały, że tak zwane „jeziora” mogą być uwodnionymi i zimnymi osadami, w tym gliną (smektyty), minerałami zawierającymi metale i słonym lodem.

Kanały rzeczne i inne funkcje

Mars posiada wiele formacji geologicznych przypominających erozję wodną, ​​w szczególności wyschnięte koryta rzek. Według jednej z hipotez kanały te mogły powstać w wyniku krótkoterminowych zdarzeń katastroficznych i nie stanowią dowodu na długofalowe istnienie systemu rzecznego. Jednak ostatnie dowody sugerują, że rzeki płynęły przez ważne geologicznie okresy. W szczególności znaleziono odwrócone kanały (tj. kanały wyniesione ponad otaczający teren). Na Ziemi takie formacje powstają w wyniku długotrwałej akumulacji gęstych osadów dennych, a następnie wysychania i wietrzenia okolicznych skał. Ponadto istnieją dowody na przemieszczenie się kanałów w delcie rzeki wraz ze stopniowym podnoszeniem się powierzchni. Na półkuli południowo-zachodniejw kraterze Eberswalde odkryto deltę rzeki o powierzchni około 115 km². Rzeka, która wymyła deltę, miała ponad 60 km długości. Dane z łazików NASA Spirit i Opportunity również wskazują na obecność wody w przeszłości (odkryto minerały, które mogły powstać tylko w wyniku długotrwałego kontaktu z wodą). Sonda Phoenix odkryła pokłady lodu bezpośrednio w ziemi. Ponadto na zboczach wzgórz znaleziono ciemne pasy, wskazujące na pojawienie się na powierzchni płynnej słonej wody w czasach nowożytnych. Pojawiają się wkrótce po nastaniu okresu letniego, a zimą znikają, „opływają” różne przeszkody, łączą się i rozchodzą. „Trudno sobie wyobrazić, że takie struktury mogły powstać nie ze strumieni płynnych, ale z czegoś innego” – powiedział pracownik NASA Richard Żurek.Dalsze analizy spektralne wykazały obecność we wskazanych obszarach nadchloranów - soli zdolnych do zapewnienia istnienia wody w stanie ciekłym w warunkach marsjańskiego ciśnienia. 28 września 2012 r. na Marsie odkryto ślady przepływu suchej wody. Ogłosili to specjaliści z amerykańskiej agencji kosmicznej NASA po przestudiowaniu zdjęć uzyskanych z łazika Curiosity, który w tym czasie pracował na planecie zaledwie siedem tygodni. Mowa o fotografiach kamieni, które według naukowców były wyraźnie wystawione na działanie wody. Na wulkanicznej wyżynie Tarsis odkryto kilka niezwykłych studni głębinowych. Sądząc po zdjęciu Marsa Reconnaissance Satellite, wykonanym w 2007 roku, jeden z nich ma średnicę 150 metrów, a oświetlona część ściany schodzi na głębokość co najmniej 178 metrów.Postawiono hipotezę o wulkanicznym pochodzeniu tych formacji. Mars posiada niezwykły region - Labirynt Nocy, który jest systemem przecinających się kanionów. Ich powstawanie nie było związane z erozją wodną, ​​a prawdopodobną przyczyną ich pojawienia się jest aktywność tektoniczna. Gdy Mars znajduje się w pobliżu peryhelium, nad labiryntem Nocy i dolinami Marinera pojawiają się wysokie (40-50 km) chmury. Wiatr wschodni ciągnie je wzdłuż równika i wieje na zachód, gdzie stopniowo ulegają erozji. Ich długość sięga kilkuset (do tysiąca) kilometrów, a szerokość to kilkadziesiąt kilometrów. Składają się, sądząc po warunkach w tych warstwach atmosfery, również z lodu wodnego. Są dość gęste i rzucają widoczne cienie na powierzchni. Ich wygląd tłumaczy się tym, że nierówności rzeźby zakłócają przepływy gazu, kierując je w górę.Tam są schładzane, a zawarta w nich para wodna ulega kondensacji.

Podkładowy

Skład pierwiastkowy warstwy powierzchniowej gleby, określony na podstawie danych lądownika, nie jest taki sam w różnych miejscach. Głównym składnikiem gleby jest krzemionka (20-25%) zawierająca domieszkę hydratów tlenku żelaza (do 15%), która nadaje glebie czerwonawy kolor. Występują znaczne zanieczyszczenia związków siarki, wapnia, glinu, magnezu, sodu (jednostki procentowe dla każdego). Według sondy NASA Phoenix (lądującej na Marsie 25 maja 2008 r.) współczynnik pH i niektóre inne parametry marsjańskich gleb są zbliżone do ziemskich i teoretycznie można by na nich uprawiać rośliny. „W rzeczywistości odkryliśmy, że gleba na Marsie spełnia wymagania, a także zawiera elementy niezbędne do powstania i utrzymania życia w przeszłości, teraźniejszości i przyszłości” — powiedział główny chemik badawczy Sam Coonaves. Ponadto, według niego,ten zasadowy typ gleby (pH 7,7) można znaleźć na wielu „ich podwórkach” i jest całkiem odpowiedni do uprawy szparagów. W miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Orbitująca sonda Mars Odysseus odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się osady lodu wodnego. Później założenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby. Dane uzyskane przez łazik Curiosity i opublikowane we wrześniu 2013 roku wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.7) wielu może spotkać się na „swoim podwórku” i jest to całkiem odpowiednie do uprawy szparagów. W miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Orbitująca sonda Mars Odysseus odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się osady lodu wodnego. Później założenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby. Dane uzyskane przez łazik Curiosity i opublikowane we wrześniu 2013 roku wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.7) wielu może spotkać się na „swoim podwórku” i jest to całkiem odpowiednie do uprawy szparagów. W miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Orbitująca sonda Mars Odysseus odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się osady lodu wodnego. Później założenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby. Dane uzyskane przez łazik Curiosity i opublikowane we wrześniu 2013 roku wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.W miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Orbitująca sonda Mars Odysseus odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się osady lodu wodnego. Później założenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby. Dane uzyskane przez łazik Curiosity i opublikowane we wrześniu 2013 roku wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.W miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Orbitująca sonda Mars Odysseus odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się osady lodu wodnego. Później założenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby. Dane uzyskane przez łazik Curiosity i opublikowane we wrześniu 2013 roku wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się złoża lodu wodnego. Później założenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby. Dane uzyskane przez łazik Curiosity i opublikowane we wrześniu 2013 roku wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się złoża lodu wodnego. Później założenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby. Dane uzyskane przez łazik Curiosity i opublikowane we wrześniu 2013 roku wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.zrobione przez łazik Curiosity i wypuszczone we wrześniu 2013 r. wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.zrobione przez łazik Curiosity i wypuszczone we wrześniu 2013 r. wykazały, że zawartość wody pod powierzchnią Marsa jest znacznie wyższa niż wcześniej sądzono. W skale, z której łazik pobrał próbki, jego zawartość może sięgać 2% wagowo.

Geologia i struktura wewnętrzna

W przeszłości zarówno na Marsie, jak i na Ziemi miał miejsce ruch płyt litosferycznych. Potwierdzają to osobliwości pola magnetycznego Marsa, położenie niektórych wulkanów, na przykład w prowincji Farsis, a także kształt doliny Mariner. Obecny stan rzeczy, kiedy wulkany mogą istnieć znacznie dłużej niż na Ziemi i osiągać gigantyczne rozmiary, sugeruje, że obecnie tego ruchu raczej nie ma. Potwierdza to fakt, że wulkany tarczowe rosną w wyniku powtarzających się erupcji przez długi czas z tego samego otworu wentylacyjnego. Na Ziemi, ze względu na ruch płyt litosferycznych, punkty wulkaniczne nieustannie zmieniały swoje położenie, co ograniczało rozwój wulkanów tarczowych i być może nie pozwalało im osiągnąć takiej samej wysokości jak na Marsie. Z drugiej strony,różnicę w maksymalnych wysokościach wulkanów można wytłumaczyć faktem, że ze względu na niższą grawitację na Marsie możliwe jest budowanie wyższych konstrukcji, które nie zawaliłyby się pod własnym ciężarem. Być może planeta ma słabą aktywność tektoniczną, prowadzącą do powstania łagodnych kanionów obserwowanych z orbity. Według sejsmometru SEIS aktywność sejsmiczna na Marsie jest niewielka, najsilniejsze zarejestrowane trzęsienia miały wielkość 3,7 w skali Richtera. Współczesne modele struktury wewnętrznej Marsa sugerują, że składa się on ze skorupy o średniej grubości 50 km (maksymalne oszacowanie to nie więcej niż 125 km), płaszcza krzemianowego i jądra o promieniu, według różnych szacunków, z 1480 do 1800 km. Gęstość w centrum planety powinna osiągnąć 8,5 g/cm³. Rdzeń jest częściowo płynny i składa się głównie z żelaza z domieszką 14-18% (m/m) siarki,ponadto zawartość pierwiastków lekkich jest dwukrotnie wyższa niż w jądrze Ziemi. Według współczesnych szacunków powstanie jądra zbiegło się z okresem wczesnego wulkanizmu i trwało około miliarda lat. Mniej więcej w tym samym czasie trwało częściowe topienie krzemianów płaszczowych. Ze względu na niższą grawitację na Marsie zakres ciśnień w płaszczu Marsa jest znacznie mniejszy niż na Ziemi, co oznacza, że ​​jest w nim mniej przejść fazowych. Przyjmuje się, że przejście fazowe oliwinu do modyfikacji spinelowej rozpoczyna się na dość dużych głębokościach – 800 km (400 km na Ziemi). Charakter płaskorzeźby i inne znaki sugerują obecność astenosfery składającej się ze stref częściowo stopionej materii. Dla niektórych regionów Marsa opracowano szczegółową mapę geologiczną. Według obserwacji z orbity i analizy kolekcji meteorytów marsjańskich,powierzchnia Marsa składa się głównie z bazaltu. Istnieją powody, by sądzić, że na części powierzchni Marsa materiał zawiera więcej kwarcu niż normalny bazalt i może być podobny do skał andezytowych na Ziemi. Jednak te same obserwacje można interpretować na korzyść obecności szkła kwarcowego. Znaczna część głębszej warstwy składa się z ziarnistego pyłu tlenku żelaza.

Pole magnetyczne

Mars miał słabe pole magnetyczne. Według odczytów magnetometrów stacji Mars-2 i Mars-3, natężenie pola magnetycznego na równiku wynosi około 60 gamma, na biegunie - 120 gamma, czyli jest 500 razy słabsze od ziemskiego. Według Mars-5 AMS, natężenie pola magnetycznego na równiku wynosiło 64 gamma, a moment magnetyczny dipola planetarnego wynosił 2,4⋅1022 oersted·cm². Pole magnetyczne Marsa jest niezwykle niestabilne, w różnych punktach planety jego siła może różnić się od 1,5 do 2 razy, a bieguny magnetyczne nie pokrywają się z fizycznymi. Sugeruje to, że żelazny rdzeń Marsa jest względnie nieruchomy w stosunku do swojej skorupy, to znaczy mechanizm dynama planetarnego, który odpowiada za pracę ziemskiego pola magnetycznego, nie działa na Marsie. Chociaż Mars nie ma stabilnego pola magnetycznego planet, obserwacje wykazałyże części skorupy planetarnej są namagnesowane i że w przeszłości nastąpiło odwrócenie biegunów magnetycznych tych części. Namagnesowanie tych części okazało się podobne do anomalii magnetycznych pasków w oceanach. Jedna z teorii, opublikowana w 1999 i ponownie sprawdzona w 2005 (przy użyciu bezzałogowej stacji Mars Global Surveyor), że paski te pokazują tektonikę płyt 4 miliardy lat temu - zanim hydromagnetyczne dynamo planety przestało działać, co spowodowało gwałtowne osłabienie pola magnetycznego. Przyczyny tego gwałtownego spadku są niejasne. Przypuszcza się, że funkcjonowanie dynama 4 miliardy lat temu tłumaczy się obecnością asteroidy, która krążyła w odległości 50-75 tysięcy kilometrów wokół Marsa i spowodowała niestabilność w jego jądrze. Następnie asteroida spadła do granicy Roche'a i zawaliła się. Jednakże,samo to wyjaśnienie jest niejednoznaczne i kwestionowane w środowisku naukowym.

Historia geologiczna

Według jednej z hipotez, w odległej przeszłości w wyniku zderzenia z dużym ciałem niebieskim ustał obrót jądra, a także utrata głównej objętości atmosfery. Utrata lekkich atomów i cząsteczek z atmosfery jest konsekwencją słabego przyciągania Marsa. Uważa się, że utrata pola magnetycznego nastąpiła około 4 miliardów lat temu. Ze względu na słabość pola magnetycznego wiatr słoneczny niemal bez przeszkód wnika w atmosferę Marsa, a wiele reakcji fotochemicznych pod wpływem promieniowania słonecznego, które zachodzą na Ziemi w jonosferze i wyżej, na Marsie można zaobserwować niemalże na samej jego powierzchni. Historia geologiczna Marsa obejmuje trzy okresy: Noe (nazwa pochodzi od ziemi Noego): ukształtowanie się najstarszej zachowanej powierzchni Marsa, w szczególności basenu Hellas, płaskowyżu Tharsis i dolin Mariner.Trwało to w okresie 4,1-3,8 miliarda lat temu. W tej epoce powierzchnia została pokryta licznymi kraterami uderzeniowymi i uległa erozji. Hesperyjski (na cześć płaskowyżu hesperyjskiego): od 3,7 miliarda lat temu do 2,5-3 miliarda lat temu. Ta era jest naznaczona intensywnym wulkanizmem. Amazonia (nazwa pochodzi od płaskowyżu amazońskiego): 2,5-3 miliardy lat temu do dnia dzisiejszego. Wszystkie obszary powstałe w tej erze mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym znacznie się różnią. Procesy wulkaniczne i erozyjne stopniowo wygasają. W tym okresie powstała Góra Olimp.Amazonia (nazwa pochodzi od płaskowyżu amazońskiego): 2,5-3 miliardy lat temu do dnia dzisiejszego. Wszystkie obszary powstałe w tej erze mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym znacznie się różnią. Procesy wulkaniczne i erozyjne stopniowo wygasają. W tym okresie powstała Góra Olimp.Amazonia (nazwa pochodzi od płaskowyżu amazońskiego): 2,5-3 miliardy lat temu do dnia dzisiejszego. Wszystkie obszary powstałe w tej erze mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym znacznie się różnią. Procesy wulkaniczne i erozyjne stopniowo wygasają. W tym okresie powstała Góra Olimp.

Satelity

Mars ma dwa naturalne księżyce: Fobos i Deimos. Oba zostały odkryte przez amerykańskiego astronoma Asafa Halla w 1877 roku. Mają nieregularny kształt i bardzo małe rozmiary. Według jednej z hipotez mogą to być asteroidy przechwycone przez pole grawitacyjne Marsa, jak (5261) Eureka z grupy asteroid Trojan. Towarzysze noszą nazwy postaci towarzyszących bogu Aresowi (czyli Marsowi) - Fobosa i Dejmosa, uosabiających strach i przerażenie, którzy pomagali bogu wojny w bitwach. Oba satelity obracają się wokół swoich osi z tym samym okresem, co wokół Marsa, dlatego są zawsze zwrócone do planety tą samą stroną (jest to spowodowane efektem przechwytywania pływów i jest typowe dla większości satelitów planet Układu Słonecznego, w tym Księżyc). Efekt pływowy Marsa stopniowo spowalnia ruch Fobosa iw końcu doprowadzi do upadku satelity na Marsa (przy zachowaniu obecnego trendu) lub do jego rozpadu. Z drugiej strony Deimos oddala się od Marsa. Okres orbitalny Fobosa jest zatem krótszy niż okres orbitalny Marsa, zatem dla obserwatora na powierzchni planety Fobos (w przeciwieństwie do Deimosa i ogólnie ze wszystkich znanych naturalnych satelitów planet Układu Słonecznego, z wyjątkiem Metis i Adrastei) wznosi się na zachodzie i zachodzi na wschodzie. Oba satelity mają kształt zbliżony do trójosiowej elipsoidy, Fobos (26,8 × 22,4 × 18,4 km) jest nieco większy niż Deimos (15 × 12,2 × 11 km). Powierzchnia Deimosa wygląda na znacznie gładszą ze względu na fakt, że większość kraterów pokryta jest drobnoziarnistą materią. Oczywiście na Fobosie, który jest bliżej planety i bardziej masywny, substancja wyrzucona przez uderzenia meteorytów albo wielokrotnie uderzała w powierzchnię, albo spadała na Marsa,podczas pobytu na Deimos przez długi czas pozostawał na orbicie wokół satelity, stopniowo osiadając i ukrywając nierówności reliefu.

Życie

Historia problemu

Popularny pogląd, że Mars jest zamieszkany przez inteligentnych Marsjan, rozprzestrzenił się szeroko pod koniec XIX wieku. Obserwacje Schiaparelli dotyczące tzw. kanałów, w połączeniu z książką Percivala Lowella na ten sam temat, spopularyzowały ideę planety, której klimat staje się coraz bardziej suchy, zimniejszy, umierający i na której działała starożytna cywilizacja wykonująca prace irygacyjne. Liczne inne obserwacje i ogłoszenia znanych osób spowodowały tak zwaną „gorączkę marsjańską” wokół tego tematu. W 1899 roku, badając atmosferyczne zakłócenia radiowe przy użyciu odbiorników w Obserwatorium Kolorado, wynalazca Nikola Tesla zaobserwował powtarzający się sygnał. Zasugerował, że może to być sygnał radiowy z innych planet, takich jak Mars. W wywiadzie udzielonym w 1901 roku Tesla powiedział, że wpadł na taki pomysłże ingerencja może być sztuczna. Chociaż nie był w stanie rozszyfrować ich znaczenia, nie było dla niego możliwe, aby powstały całkowicie przypadkowo. Jego zdaniem było to powitanie z jednej planety na drugą. Hipoteza Tesli spotkała się z ciepłym poparciem słynnego brytyjskiego fizyka Williama Thomsona (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku, powiedział, że jego zdaniem Tesla odebrał sygnał od Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak nawet przed opuszczeniem Ameryki Kelvin stanowczo zaprzeczył temu stwierdzeniu: „W rzeczywistości powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, jeśli istnieją, bez wątpienia widzą Nowy Jork, w szczególności światło z elektryczności”.Hipoteza Tesli spotkała się z ciepłym poparciem słynnego brytyjskiego fizyka Williama Thomsona (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku, powiedział, że jego zdaniem Tesla odebrał sygnał od Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak nawet przed opuszczeniem Ameryki Kelvin stanowczo zaprzeczył temu stwierdzeniu: „W rzeczywistości powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, jeśli istnieją, bez wątpienia widzą Nowy Jork, w szczególności światło z elektryczności”.Hipoteza Tesli spotkała się z ciepłym poparciem słynnego brytyjskiego fizyka Williama Thomsona (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku, powiedział, że jego zdaniem Tesla odebrał sygnał od Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak nawet przed opuszczeniem Ameryki Kelvin stanowczo zaprzeczył temu stwierdzeniu: „W rzeczywistości powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, jeśli istnieją, bez wątpienia widzą Nowy Jork, w szczególności światło z elektryczności”.światło z elektryczności.”światło z elektryczności.”

Dane faktyczne

Hipotezy naukowe o istnieniu życia na Marsie w przeszłości były obecne od dawna. Zgodnie z wynikami obserwacji z Ziemi i danymi ze statku kosmicznego Mars-Express, w atmosferze Marsa znaleziono metan. Później, w 2014 roku, łazik NASA Curiosity zarejestrował skok metanu w atmosferze Marsa i odkrył cząsteczki organiczne w próbkach odzyskanych podczas wiercenia Cumberland Rock. W warunkach Marsa gaz ten rozkłada się dość szybko, więc musi istnieć stałe źródło jego uzupełniania. Takim źródłem może być albo aktywność geologiczna (ale nie znaleziono aktywnych wulkanów na Marsie), albo żywotna aktywność bakterii. W lipcu 2021 r. naukowcy wykorzystujący symulacje komputerowe ujawnili, że jedno z prawdopodobnych źródeł metanu może znajdować się na dnie północno-zachodniego krateru. Ciekawy,że w niektórych meteorytach pochodzenia marsjańskiego znaleziono formacje przypominające kształtem komórki, chociaż są one gorsze od najmniejszych organizmów lądowych. Jednym z takich meteorytów jest ALH 84001, znaleziony na Antarktydzie w 1984 roku. Ważnych odkryć dokonał łazik Curiosity. W grudniu 2012 roku uzyskano dane o obecności materii organicznej na Marsie, a także toksycznych nadchloranów. Te same badania wykazały obecność pary wodnej w ogrzanych próbkach gleby. Ciekawostką jest to, że „Curiosity” na Marsie wylądował na dnie wyschniętego jeziora. Analiza obserwacji mówi, że planeta miała wcześniej znacznie korzystniejsze warunki do życia niż obecnie. Podczas programu Viking, realizowanego w połowie lat 70., przeprowadzono szereg eksperymentów mających na celu wykrycie drobnoustrojów w glebie marsjańskiej.Przyniosła pozytywne rezultaty, takie jak chwilowy wzrost emisji CO2, gdy cząstki gleby są umieszczane w wodzie i pożywkach wzrostowych. Jednak wtedy ten dowód życia na Marsie został zakwestionowany przez naukowców z zespołu Wikingów. Doprowadziło to do ich długiego sporu z naukowcem NASA Gilbertem Levinem, który twierdził, że Wiking odkrył życie. Po ponownej ocenie danych Vikinga w świetle współczesnej wiedzy naukowej o ekstremofilach stwierdzono, że przeprowadzone eksperymenty nie były wystarczająco doskonałe, aby wykryć te formy życia. Co więcej, testy te mogą zabijać organizmy, nawet jeśli te ostatnie były zawarte w próbkach. Badania przeprowadzone w ramach programu Phoenix wykazały, że gleba ma bardzo zasadowy odczyn pH i zawiera magnez, sód, potas i chlorki. W glebie jest wystarczająco dużo składników odżywczych, aby podtrzymać życie,jednak formy życia muszą być chronione przed intensywnym światłem ultrafioletowym. Dziś warunkiem rozwoju i utrzymania życia na planecie jest obecność na jej powierzchni wody w stanie ciekłym, a także odnalezienie orbity planety w tzw. strefie zamieszkałej, która w Układzie Słonecznym zaczyna się za orbitą Wenus i kończy się półosią wielką orbity Marsa. W pobliżu peryhelium Mars znajduje się w tej strefie, ale cienka atmosfera o niskim ciśnieniu zapobiega pojawianiu się wody w stanie ciekłym przez długi czas. Ostatnie dowody sugerują, że jakakolwiek woda na powierzchni Marsa jest zbyt słona i kwaśna, aby podtrzymywać trwałe życie naziemne. Brak magnetosfery i niezwykle cienka atmosfera Marsa to również problemy z utrzymaniem życia.Na powierzchni planety ruch strumieni ciepła jest bardzo słaby, jest słabo izolowana od bombardowania cząsteczkami wiatru słonecznego; ponadto po podgrzaniu woda natychmiast odparowuje, omijając stan ciekły z powodu niskiego ciśnienia. Ponadto Mars jest również na wyciągnięcie ręki z tzw. „Śmierć geologiczna”. Wydaje się, że koniec aktywności wulkanicznej zatrzymał krążenie minerałów i pierwiastków chemicznych między powierzchnią a wnętrzem planety.zatrzymał krążenie minerałów i pierwiastków chemicznych między powierzchnią a wnętrzem planety.zatrzymał krążenie minerałów i pierwiastków chemicznych między powierzchnią a wnętrzem planety.

Колонизация Марса

Bliskość Marsa i jego względne podobieństwo do Ziemi dało początek wielu fantastycznym projektom terraformowania i kolonizacji Marsa przez Ziemian w przyszłości. Łazik Curiosity odkrył na powierzchni Marsa jednocześnie dwa źródła cząsteczek organicznych. Oprócz krótkotrwałego wzrostu udziału metanu w atmosferze urządzenie zarejestrowało obecność związków węgla w pylistej próbce pozostałej po wierceniu skały marsjańskiej. Pierwsze odkrycie umożliwiło wykonanie instrumentu SAM na pokładzie łazika. W ciągu 20 miesięcy 12 razy zmierzył skład marsjańskiej atmosfery. W dwóch przypadkach – na przełomie 2013 i 2014 roku – Curiosity był w stanie wykryć dziesięciokrotny wzrost średniego udziału metanu. Ta fala, zdaniem członków zespołu naukowego łazika, wskazuje na odkrycie lokalnego źródła metanu. Czy jest pochodzenia biologicznego czy innego,eksperci mają trudności ze stwierdzeniem ze względu na brak danych do pełnej analizy.

Obserwacje astronomiczne z powierzchni Marsa

Po wylądowaniu automatycznych pojazdów na powierzchni Marsa stało się możliwe prowadzenie obserwacji astronomicznych bezpośrednio z powierzchni planety. Ze względu na astronomiczne położenie Marsa w Układzie Słonecznym, charakterystykę atmosfery, okres orbitalny Marsa i jego satelitów, obraz nocnego nieba Marsa (i zjawisk astronomicznych obserwowanych z planety) różni się od ziemskiego i jest pod wieloma względami niezwykła i interesująca.

Sfera niebieska

Biegun północny na Marsie, ze względu na nachylenie osi planety, znajduje się w konstelacji Łabędzia (współrzędne równikowe: rektascensja 21h 10m 42s, deklinacja +52 ° 53,0 ′) i nie jest oznaczony jasną gwiazdą: najbliżej biegun to słaba gwiazda szóstej wielkości BD +52 2880 (inne jej oznaczenia to HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Biegun południowy świata (współrzędne 9h 10m 42s i -52 ° 53,0) znajduje się kilka stopni od gwiazdy Kappa Sails (pozorna wielkość 2,5) - w zasadzie można go uznać za Gwiazdę Bieguna Południowego Marsa. Widok nieba jest podobny do tego obserwowanego z Ziemi, z jedną różnicą: obserwując roczny ruch Słońca wzdłuż konstelacji Zodiaku, ono (podobnie jak planety, w tym Ziemia) opuszcza wschodnią część konstelacji Ryby, będą przechodzić przez 6 dni przez północną część konstelacji Cetus, zanim ponownie wejdą do zachodniej części Ryb.Podczas wschodu i zachodu słońca marsjańskie niebo w zenicie ma barwę czerwonawo-różową, a w bezpośrednim sąsiedztwie tarczy słonecznej - od błękitu do fioletu, co jest zupełnie odwrotne do obrazu ziemskiego świtu. W południe niebo Marsa jest żółto-pomarańczowe. Przyczyną takich różnic w skali barw ziemskiego nieba są właściwości cienkiej, rozrzedzonej atmosfery Marsa zawierającej zawieszony pył. Na Marsie rozpraszanie promieni Rayleigha (które na Ziemi jest przyczyną niebieskiego koloru nieba) odgrywa niewielką rolę, jego działanie jest słabe, ale objawia się w postaci niebieskiej poświaty o wschodzie i zachodzie słońca, gdy podróżuje światło większa odległość przez atmosferę. Przypuszczalnie żółto-pomarańczowy kolor nieba jest również spowodowany obecnością 1% magnetytu w cząsteczkach pyłu stale zawieszonych w marsjańskiej atmosferze i podnoszonych przez sezonowe burze piaskowe.Zmierzch zaczyna się na długo przed wschodem słońca i trwa długo po zachodzie słońca. Niekiedy kolor marsjańskiego nieba staje się fioletowy w wyniku rozpraszania światła przez mikrocząstki lodu wodnego w chmurach (to ostatnie zjawisko jest dość rzadkie).

Солнце и планеты

Kątowy rozmiar Słońca widziany z Marsa jest mniejszy niż ten obserwowany z Ziemi i wynosi 2⁄3 tej ostatniej. Merkury z Marsa będzie praktycznie niedostępny do obserwacji gołym okiem ze względu na jego ekstremalną bliskość do Słońca. Najjaśniejszą planetą na niebie Marsa jest Wenus, na drugim miejscu jest Jowisz (jego cztery największe satelity można obserwować przez pewien czas bez teleskopu), na trzecim - Ziemia. Ziemia jest planetą wewnętrzną w stosunku do Marsa, tak jak Wenus jest w stosunku do Ziemi. W związku z tym z Marsa Ziemia jest obserwowana jako gwiazda poranna lub wieczorna, wschodząca przed świtem lub widoczna na wieczornym niebie po zachodzie słońca. Maksymalne wydłużenie Ziemi na niebie Marsa wynosi 38 stopni. Gołym okiem Ziemia będzie widoczna jako bardzo jasna (maksymalna jasność obserwowana około −2,5 m) zielonkawa gwiazda,obok której łatwo będzie odróżnić żółtawą i ciemniejszą (około +0,9 m) gwiazdę Księżyca. Przez teleskop oba obiekty będą widoczne w tej samej fazie. Obrót Księżyca wokół Ziemi będzie obserwowany z Marsa w następujący sposób: przy maksymalnej odległości kątowej Księżyca od Ziemi gołym okiem z łatwością oddzieli Księżyc od Ziemi: za tydzień „gwiazdy” Księżyc i Ziemia połączą się w jedną nierozłączną okiem gwiazdę, a za tydzień Księżyc znów będzie widoczny z maksymalnej odległości, ale już po drugiej stronie Ziemi. Od czasu do czasu obserwator na Marsie będzie mógł zobaczyć przejście (przejście) Księżyca nad tarczą Ziemi lub odwrotnie, przykrycie Księżyca przez tarczę Ziemi. Maksymalna widoczna odległość Księżyca od Ziemi (i ich pozorna jasność) widziana z Marsa będzie się znacznie różnić w zależności od względnego położenia Ziemi i Marsa, a zatem odległości między planetami.W epoce opozycji będzie to około 17 minut łuku (około połowy średnicy kątowej Słońca i Księżyca obserwowanych z Ziemi), przy maksymalnej odległości Ziemi i Marsa - 3,5 minuty łuku. Ziemia, podobnie jak inne planety, będzie obserwowana w pasie konstelacji Zodiaku. Astronom na Marsie będzie mógł również obserwować przejście Ziemi przez dysk Słońca; najbliższe takie zjawisko nastąpi 10 listopada 2084 roku.

История изучения

Исследование Марса классическими методами астрономии

Pierwsze obserwacje Marsa zostały wykonane przed wynalezieniem teleskopu. Były to obserwacje pozycyjne w celu określenia położenia planety w stosunku do gwiazd. Istnienie Marsa jako obiektu wędrującego po nocnym niebie zostało potwierdzone na piśmie przez starożytnych egipskich astronomów w 1534 rpne. mi. Ustalili również ruch wsteczny (wsteczny) planety i obliczyli trajektorię ruchu wraz z punktem, w którym planeta zmienia swój ruch względem Ziemi z bezpośredniego na wsteczny. W babilońskiej teorii planetarnej po raz pierwszy uzyskano pomiary czasu ruchu planetarnego Marsa i wyjaśniono położenie planety na nocnym niebie. Korzystając z danych Egipcjan i Babilończyków, starożytni greccy (hellenistyczni) filozofowie i astronomowie opracowali szczegółowy model geocentryczny, aby wyjaśnić ruch planet.Kilka wieków później indyjscy i perscy astronomowie oszacowali wielkość Marsa i odległość do niego od Ziemi. W XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował heliocentryczny model do opisu Układu Słonecznego o kołowych orbitach planet. Jego wyniki zostały zrewidowane przez Johannesa Keplera, który wprowadził dokładniejszą eliptyczną orbitę Marsa, zbieżną z obserwowaną. Holenderski astronom Christian Huygens jako pierwszy wykonał mapę powierzchni Marsa, pokazując wiele szczegółów. 28 listopada 1659 wykonał kilka rysunków Marsa, które ukazywały różne ciemne obszary, później związane z płaskowyżem Wielkiej Syrty. Przypuszczalnie pierwsze obserwacje, które ustaliły istnienie pokrywy lodowej na biegunie południowym na Marsie, zostały wykonane przez włoskiego astronoma Giovanniego Domenico Cassini w 1666 roku.W tym samym roku obserwując Marsa wykonał szkice widocznych detali powierzchni i stwierdził, że po 36 lub 37 dniach pozycje detali powierzchni się powtarzają, a następnie obliczył okres rotacji - 24 godziny 40 minut. (Ten wynik różni się od prawidłowej wartości o mniej niż 3 minuty). W 1672 roku Christian Huygens zauważył rozmytą białą czapkę na biegunie północnym. W 1888 r. Giovanni Schiaparelli nadał pierwsze nazwy poszczególnym detalom powierzchni: morza Afrodyty, Erytrei, Adriatyku, Kimmerii; jeziora Słońca, Lunnoye i Phoenix. Rozkwit obserwacji teleskopowych Marsa nastąpił na przełomie XIX i XX wieku. W dużej mierze wynika to z zainteresowania opinii publicznej i dobrze znanych kontrowersji naukowych wokół obserwowanych kanałów marsjańskich. Wśród astronomów ery przedkosmicznej, którzy w tym okresie prowadzili teleskopowe obserwacje Marsa,najbardziej znani to Schiaparelli, Percival Lovell, Slipher, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleur. To oni położyli podwaliny pod areografię i sporządzili pierwsze szczegółowe mapy powierzchni Marsa - choć po lotach na Marsa automatycznych sond okazały się one prawie całkowicie błędne.

Исследование Марса космическими аппаратами

Изучение с помощью телескопов на орбите вокруг Земли

Do systematycznej eksploracji Marsa wykorzystano możliwości Kosmicznego Teleskopu Hubble'a (KTH lub HST - Kosmiczny Teleskop Hubble'a), a zdjęcia Marsa uzyskano w najwyższej rozdzielczości, jaką kiedykolwiek wykonano na Ziemi. KTH może tworzyć obrazy półkul, co pozwala na symulację systemów pogodowych. Teleskopy naziemne wyposażone w matryce CCD mogą rejestrować zdjęcia Marsa w wysokiej rozdzielczości, co pozwala na regularne monitorowanie pogody planetarnej w opozycji. Promienie rentgenowskie z Marsa, po raz pierwszy wykryte przez astronomów w 2001 roku za pomocą Obserwatorium Kosmicznego Chandra, mają dwa składniki. Pierwszy składnik związany jest z rozpraszaniem promieni rentgenowskich Słońca w górnych warstwach atmosfery Marsa, natomiast drugi pochodzi z interakcji między jonami z wymianą ładunków.

Eksploracja Marsa przez stacje międzyplanetarne

Od lat sześćdziesiątych kilka automatycznych stacji międzyplanetarnych (AMS) zostało wysłanych na Marsa w celu szczegółowego zbadania planety z orbity i sfotografowania jej powierzchni. Ponadto teledetekcja Marsa z Ziemi była kontynuowana w większości widma elektromagnetycznego za pomocą teleskopów naziemnych i orbitujących, na przykład w podczerwieni - w celu określenia składu powierzchni, w zakresie ultrafioletowym i submilimetrowym - w celu zbadania składu atmosfery, w zakresie radiowym - do pomiaru prędkości wiatru.

studia sowieckie

Sowiecka eksploracja Marsa obejmowała program Mars, w ramach którego w latach 1962-1973 wystrzelono cztery generacje automatycznych stacji międzyplanetarnych w celu zbadania planety Mars i przestrzeni okołoplanetarnej. Pierwszy AMS (Mars-1, Zond-2) również badał przestrzeń międzyplanetarną. Statek kosmiczny czwartej generacji (seria M-71 - „Mars-2”, „Mars-3”, wystrzelony w 1971 r.) składał się ze stacji orbitalnej - sztucznego satelity Marsa oraz pojazdu opadającego z automatyczną stacją marsjańską, uzupełnionej o łazik marsjański „PrOP-M”... Statki kosmiczne serii M-73C „Mars-4” i „Mars-5” miały wejść na orbitę wokół Marsa i zapewnić łączność z automatycznymi stacjami marsjańskimi przenoszonymi przez AMS serii M-73P „Mars-6” i „Mars-7”. " ; te cztery AMC zostały wprowadzone na rynek w 1973 roku.Ze względu na awarie pojazdów zniżających nie zostało rozwiązane główne zadanie techniczne całego programu marsjańskiego – prowadzenie badań na powierzchni planety przy pomocy automatycznej stacji marsjańskiej. Niemniej jednak wiele zadań naukowych, takich jak uzyskiwanie zdjęć powierzchni Marsa i różnych pomiarów atmosfery, magnetosfery, składu gleby, było jak na swój czas zaawansowanych. W ramach programu przeprowadzono pierwsze miękkie lądowanie pojazdu schodzącego na powierzchni Marsa (Mars-3, 2 grudnia 1971) oraz pierwszą próbę transmisji obrazów z powierzchni. ZSRR realizował także program Fobos – dwie automatyczne stacje międzyplanetarne przeznaczone do eksploracji Marsa i jego satelity Fobos. Pierwszy AMS „Phobos-1” został wystrzelony 7 lipca, a drugi „Phobos-2” - 12 lipca 1988 r.Główne zadanie - dostarczenie pojazdów opadających (PrOP-F i DAS) na powierzchnię Fobosa w celu zbadania satelity Marsa - pozostało niezrealizowane. Jednak pomimo utraty łączności z obydwoma pojazdami, eksploracja Marsa, Fobosa i przestrzeni przymarsjańskiej, prowadzona przez 57 dni na etapie ruchu orbitalnego Fobosa-2 wokół Marsa, pozwoliła na uzyskanie nowych wyników naukowych o właściwościach termicznych Fobosa, plazmowym środowisku Marsa, jego interakcji z wiatrem słonecznym.środowisko plazmowe Marsa, jego oddziaływanie z wiatrem słonecznym.środowisko plazmowe Marsa, jego oddziaływanie z wiatrem słonecznym.

Американские исследования

W latach 1964-1965 Stany Zjednoczone wykonały pierwszy udany lot na Marsa w ramach programu Mariner. W 1965 roku Mariner 4 przeprowadził pierwszy przegląd w locie i wykonał pierwsze zdjęcia powierzchni. W 1969 Mariner-6 i Mariner-7 przeprowadzili pierwsze badania składu atmosfery za pomocą technik spektroskopowych z trajektorii przelotu i określając temperaturę powierzchni poprzez pomiar promieniowania podczerwonego. W 1971 roku Mariner 9 stał się pierwszym sztucznym satelitą Marsa i przeprowadził pierwsze mapowanie powierzchni. Drugi amerykański program marsjański Viking, obejmował wystrzelenie w 1975 r. dwóch identycznych statków kosmicznych, Viking-1 i Viking-2, które prowadziły badania z orbity bliskiej Marsowi oraz na powierzchni Marsa, w szczególności poszukiwanie życia w glebie próbki.Każdy „Wiking” składał się ze stacji orbitalnej – sztucznego satelity Marsa i pojazdu opadającego z automatyczną stacją marsjańską. Zrobotyzowane stacje marsjańskie Viking są pierwszymi statkami kosmicznymi, które z powodzeniem operowały na powierzchni Marsa i przesłały dużą ilość informacji naukowych, w tym obrazy z miejsca lądowania. Nie można było znaleźć życia. Amerykański program Mars Pathfinder obejmował stacjonarną stację marsjańską i łazik Sojourner, który działał na powierzchni Marsa w dolinie Ares w latach 1996-1997. Łącznie przeniesiono 16,5 tys. zdjęć z kamery stacji marsjańskiej i 550 zdjęć z kamer łazika, przeprowadzono 15 analiz skał. Wyniki naukowe dostarczyły dodatkowego wsparcia dla hipotezy, że Mars był ponownie „mokry i ciepły”. "Mars Global Surveyor" - orbiter NASA,wykonał mapowanie powierzchni w latach 1999-2007. „Phoenix” – lądownik NASA, stał się pierwszym urządzeniem, które z powodzeniem wylądowało w polarnym rejonie Marsa, eksploatowanym w 2008 roku. W trakcie programu Mars Exploration Rover na Marsa z powodzeniem dostarczono dwa bliźniacze łaziki: Spirit, który w latach 2004-2010 działał na powierzchni Marsa w kraterze Gusiew. Opportunity - pracował na powierzchni Marsa na płaskowyżu Meridian w latach 2004-2019.Opportunity - pracował na powierzchni Marsa na płaskowyżu Meridian w latach 2004-2019.Opportunity - pracował na powierzchni Marsa na płaskowyżu Meridian w latach 2004-2019.

Современные исследования

W tej chwili na orbicie Marsa operuje następujący AMS: „Mars Odysseus” (od 24 października 2001 r.). Mars Express (od 25 grudnia 2003 r.). „Mars Reconnaissance Satellite” (od 10 marca 2006 r.). MAVEN (od 22 września 2014). „Mangalyaan” (od 24 września 2014 r.). Trace Gas Orbiter (od 19 października 2016 r.). Al-Amal (od 9 lutego 2021 r.). Tianwen 1 (od 10 lutego 2021 r.) Na powierzchni Marsa działają obecnie następujące urządzenia: Mars Science Laboratory (od 6 sierpnia 2012 r.). lądownik InSight (od 26 listopada 2018 r.). Łazik marsjański „Wytrwałość” (od 18 lutego 2021 r.). Marsplane „Ingenuity” (pierwszy lot odbył się 19 kwietnia 2021 r., lista lotów). Łazik marsjański „Chzhuzhong” (od 14 maja 2021 r.).następujące urządzenia stosunkowo niedawno wykonały manewry grawitacyjne z towarzyszącymi badaniami w pobliżu Marsa: aparat Rosetty w drodze do komety 67P / Churyumov - Gerasimenko (luty 2007). Świt w drodze do asteroidy Westa i planety karłowatej Ceres (luty 2009).

Места посадок автоматических станций на Марсе

В культуре

Do tworzenia fantastycznych dzieł o Marsie popychały pisarzy rozpoczęte pod koniec XIX wieku dyskusje naukowców o możliwości, że na powierzchni Marsa istnieje nie tylko życie, ale rozwinięta cywilizacja. W tym czasie powstała np. słynna powieść H. Wellsa „Wojna światów”, w której Marsjanie próbowali opuścić umierającą planetę, by podbić Ziemię. W 1938 r. radiowa wersja tego utworu została wyemitowana w Stanach Zjednoczonych w formie audycji radiowej, co wywołało powszechną panikę, gdy wielu słuchaczy błędnie uznało ten „reportaż” za prawdę. W 1966 roku pisarze Arkady i Boris Strugatsky napisali satyryczną „kontynuację” tego dzieła pod tytułem „Druga inwazja Marsjan”. W latach 1917-1964 ukazało się jedenaście książek o Barsumie. Tak nazywała się planeta Mars w świecie fantasy,stworzony przez Edgara Rice'a Burroughsa. W jego pracach planeta była przedstawiana jako umierająca planeta, której mieszkańcy toczą nieustanną wojnę między wszystkimi o skąpe zasoby naturalne. W 1938 K. Lewis napisał powieść Beyond the Silent Planet. Wśród ważnych dzieł o Marsie warto również zwrócić uwagę na wydaną w 1950 roku powieść Raya Bradbury'ego Kroniki marsjańskie, składającą się z oddzielnych luźno powiązanych opowiadań, a także szeregu opowiadań z nimi związanych; powieść opowiada o etapach eksploracji Marsa przez człowieka i kontaktach z umierającą starożytną cywilizacją marsjańską. W fikcyjnym uniwersum Warhammera 40,000 Mars jest główną twierdzą Adeptus Mechanicus, pierwszego ze światów kuźni. Fabryki Marsa, pokrywające całą powierzchnię planety, przez całą dobę produkują broń i sprzęt wojskowy na potrzeby toczącej się w Galaktyce wojny. Wybitnieże Jonathan Swift wspomniał o księżycach Marsa 150 lat przed ich faktycznym odkryciem w 19 części swojej powieści „Podróże Guliwera”. W pracach Davida Bowiego z początku lat 70. okresowo wspomina się o Marsie. Tak więc grupa, z którą występuje w tym czasie, nazywa się Spiders From Mars, a na albumie Hunky Dory pojawia się piosenka „Life on Mars?”. Tekst sporej liczby kompozycji zawiera co najmniej samo słowo „Mars”.Tekst sporej liczby kompozycji zawiera co najmniej samo słowo „Mars”.Tekst sporej liczby kompozycji zawiera co najmniej samo słowo „Mars”.

W starożytnej mitologii

W Babilonii planeta ta była kojarzona z bogiem podziemi, Nergalem. Olmsted donosi, że w starożytnym Babilonie planeta nazywała się Salbatana. Grecy nazywali Marsa (gwiazda Marsa) Πυρόεις (Pyrois, Pyroeis, Pyroent; „ognisty”, „ognisty”). Hyginus (przetłumaczony przez AI Ruban) nazywa go gwiazdą Herkulesa W rzymskiej mitologii Mars był pierwotnie bogiem płodności. Następnie Mars został utożsamiony z greckim Aresem i stał się bogiem wojny, a także zaczął uosabiać planetę Mars. W mitologii hinduskiej planeta kojarzona jest z bogiem Mangalą, który narodził się z kropel potu Śiwy.

Notatki (edytuj)

Literatura

Spinki do mankietów

Katalog linków Mars in the Curlie (dmoz) Mars Exploration Program (link niedostępny). Zarchiwizowane 16 lutego 2010 r. at NASA Marsiada - Flight to Mars "Marsquakes: Vital Shifts" Zdjęcia Marsa autorstwa NASA's Mars Exploration Program (eng.)

Original article in Russian language