Атмосферата на Марс - химичен състав, климатични условия и климат в миналото. Как животът умря на Марс?

Марс е четвъртата по големина планета от Слънцето и седмата (предпоследна) по големина планета в Слънчевата система; масата на планетата е 10,7% от масата на Земята. По името на Марс – древноримският бог на войната, съответстващ на древногръцкия Арес. Марс понякога е наричан "червената планета" поради червеникавия оттенък на повърхността, придаден му от железен оксид.

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

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

Големите опозиции на Марс, 1830-2035 г

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

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

Релефът на Марс има много уникални черти. Марсиански изгаснал вулкан планината Олимп - най висока планинав слънчева система, а долината Маринър е най-големият каньон. В допълнение, през юни 2008 г. три статии, публикувани в списанието Nature, предоставиха доказателства за съществуването на най-големия известен ударен кратер в Слънчевата система в северното полукълбо на Марс. Той е дълъг 10 600 км и широк 8 500 км, около четири пъти по-голям от най-големия ударен кратер, открит преди това на Марс, близо до южния му полюс.

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

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

Поради ниското налягане водата не може да съществува в течно състояние на повърхността на Марс, но е вероятно условията да са били различни в миналото и следователно не може да се изключи наличието на примитивен живот на планетата. На 31 юли 2008 г. вода в състояние на лед беше открита на Марс от космическия кораб "Феникс" на НАСА.

През февруари 2009 г. орбиталното изследователско съзвездие в орбитата на Марс имаше три функциониращи космически кораба: Mars Odyssey, Mars Express и Mars Reconnaissance Satellite, повече отколкото около всяка друга планета освен Земята.

В момента повърхността на Марс се изследва от два марсохода: "Спирит" и "Опортюнити". На повърхността на Марс има и няколко неактивни спускаеми апарата и марсохода, които са приключили изследванията.

Събраните от тях геоложки данни предполагат, че по-голямата част от повърхността на Марс преди е била покрита с вода. Наблюденията през последното десетилетие направиха възможно откриването на слаба гейзерна активност на някои места на повърхността на Марс. Според наблюдения от космическия кораб Mars Global Surveyor някои части от южната полярна шапка на Марс постепенно се отдалечават.

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

Орбитални характеристики

Минималното разстояние от Марс до Земята е 55,76 милиона км (когато Земята е точно между Слънцето и Марс), максималното е около 401 милиона км (когато Слънцето е точно между Земята и Марс).

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

Марс е най-близо до Земята по време на опозиция, когато планетата е в обратна посока от Слънцето. Опозициите се повтарят на всеки 26 месеца в различни точки от орбитата на Марс и Земята. Но веднъж на всеки 15-17 години опозицията се случва в момент, когато Марс е близо до своя перихелий; в тези така наречени големи противопоставяния (последното беше през август 2003 г.), разстоянието до планетата е минимално и Марс достига най-голямото си ъглов размер 25.1" и яркост 2.88m.

физически характеристики

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

Линейният размер на Марс е почти два пъти по-малък от Земята- екваториалният му радиус е 3396,9 km (53,2% от земния). Повърхността на Марс е приблизително равна на площта на Земята.

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

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

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

Марс се върти около своята ос, която е наклонена спрямо перпендикулярната равнина на орбитата под ъгъл 24°56?. Наклонът на оста на въртене на Марс предизвиква смяната на сезоните. В същото време удължаването на орбитата води до големи разлики в тяхната продължителност - например северната пролет и лято, взети заедно, продължават 371 сол, тоест забележимо повече от половината от марсианската година. При това попадат върху частта от орбитата на Марс, която е най-отдалечена от Слънцето. Следователно на Марс северните лета са дълги и прохладни, докато южните лета са къси и горещи.

Атмосфера и климат

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

Температурата на планетата варира от -153 на полюса през зимата до над +20 °C на екватора по обяд. Средната температура е -50°C.

Атмосферата на Марс, която се състои главно от въглероден диоксид, е много разредена. Налягането на повърхността на Марс е 160 пъти по-малко от земното - 6,1 mbar на средно ниво на повърхността. Поради голямата разлика във височината на Марс, налягането в близост до повърхността варира значително. Приблизителната дебелина на атмосферата е 110 km.

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

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

Радиопрозрачност на атмосферата при радиовълни от 8 и 32 cm от AMS "Марс-4" на 10 февруари 1974 г. показа наличието на нощна йоносфера на Марс с основен йонизационен максимум на височина 110 km и електронна плътност от 4,6·103 електрона/см3, както и вторични максимуми на височина 65 и 185 км.

Атмосферно налягане

По данни на НАСА за 2004 г. налягането на атмосферата в средния радиус е 6,36 mb. Плътността на повърхността е ~0,020 kg/m3, общата маса на атмосферата е ~2,5 1016 kg.
Промяната в атмосферното налягане на Марс в зависимост от времето на деня, регистрирана от спускаемия апарат Mars Pathfinder през 1997 г.

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

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

Hellas Impact Basin е най-дълбокото място за намиране на най-високото атмосферно налягане на Марс

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

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

На върха на най-високия 27 km вулкан Олимп налягането може да бъде между 0,5 и 1 mbar (Zurek 1992).

Преди кацане на повърхността на Марс беше измерено налягането чрез затихващи радиосигнали от AMS Mariner-4, Mariner-6 и Mariner-7 при навлизането им в марсианския диск - 6,5 ± 2,0 mb при средно повърхностно ниво, което е 160 пъти по-малко от земното; същият резултат показаха спектралните наблюдения на AMS Mars-3. В същото време в райони, разположени под средното ниво (например в марсианската Амазонка), налягането, според тези измервания, достига 12 mb.

От 1930 г Съветските астрономи се опитаха да определят налягането на атмосферата с помощта на фотографска фотометрия - чрез разпределението на яркостта по диаметъра на диска в различни диапазони на светлинните вълни. За целта френските учени Б. Лио и О. Долфус извършват наблюдения на поляризацията на светлината, разпръсната от марсианската атмосфера. Обобщение на оптичните наблюдения беше публикувано от американския астроном J. de Vaucouleurs през 1951 г. и те получиха налягане от 85 mb, надценено почти 15 пъти поради смущения от атмосферния прах.

Климат

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

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

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

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

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

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

прашни вихри

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

От 1970 г като част от програмата Viking, както и марсохода Opportunity и други превозни средства, бяха записани множество прахови вихри. Това са въздушни турбуленции, които възникват близо до повърхността на планетата и издигат голямо количество пясък и прах във въздуха. На Земята често се наблюдават вихри (в англоговорящите страни ги наричат ​​прахови демони - dust devil), но на Марс те могат да достигнат много по-големи размери: 10 пъти по-високи и 50 пъти по-широки от земята. През март 2005 г. вихрушката се разсея слънчеви панелина марсохода Spirit.

Повърхност

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

Природата на тъмните зони все още е предмет на спорове. Те продължават да съществуват въпреки факта, че на Марс бушуват прашни бури. По едно време това послужи като аргумент в полза на предположението, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега се смята, че това са само области, от които поради релефа им лесно се издухва прах. Мащабни изображения показват, че всъщност тъмните зони се състоят от групи от тъмни ивици и петна, свързани с кратери, хълмове и други препятствия по пътя на ветровете. Сезонните и дългосрочни промени в размера и формата им очевидно са свързани с промяна в съотношението на повърхностите, покрити със светла и тъмна материя.

Полукълбата на Марс са доста различни по естеството на повърхността. В южното полукълбо повърхността е на 1-2 km над средното ниво и е гъсто осеяна с кратери. Тази част от Марс наподобява лунните континенти. На север по-голямата част от повърхността е под средното ниво, има малко кратери, а основната част е заета от сравнително гладки равнини, вероятно образувани в резултат на наводняване с лава и ерозия. Тази разлика между полукълбата остава въпрос на дебат. Границата между полукълбата следва приблизително голям кръг, наклонен на 30° спрямо екватора. Границата е широка и неправилна и образува наклон в посока север. По него има най-ерозираните участъци от марсианската повърхност.

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

Голям брой кратери в южното полукълбо предполага, че повърхността тук е древна - 3-4 милиарда години. Има няколко вида кратери: големи кратери с плоско дъно, по-малки и по-млади кратери с форма на чаша, подобни на луната, кратери, заобиколени от стена, и издигнати кратери. Последните два вида са уникални за Марс - кратери с ръбове, образувани там, където течни изхвърляния текат по повърхността, и повдигнати кратери, образувани там, където покривалото от изхвърлени кратери предпазва повърхността от ерозия от вятъра. Най-голямата част от произхода на удара е Еладската равнина (около 2100 км в диаметър).

В регион с хаотичен пейзаж близо до границата на полукълбото, повърхността преживя големи зони на счупване и компресия, понякога последвани от ерозия (поради свлачища или катастрофално изпускане на подземни води) и наводнения с течна лава. Хаотичните пейзажи често се срещат в началото на големи канали, прорязани от вода. Най-приемливата хипотеза за съвместното им образуване е внезапното топене на подземния лед.

Mariner Valleys на Марс

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

Според други (Faure and Mensing, 2007) височината на планината Олимп е 21287 метра над нулево нивои 18 километра над околността, а диаметърът на базата е приблизително 600 километра. Базата обхваща площ от 282 600 km2. Калдерата (вдлъбнатина в центъра на вулкана) е широка 70 км и дълбока 3 км.

Планината Тарсис също е пресечена от много тектонични разломи, често много сложни и обширни. Най-голямата от тях - долините на Маринър - се простира в ширина на почти 4000 км (една четвърт от обиколката на планетата), достигайки ширина 600 и дълбочина 7-10 км; този разлом е сравним по размер с източноафриканския рифт на Земята. На неговия стръмни склоновевъзникват най-големите свлачища в Слънчевата система. Долините Маринър са най-големият известен каньон в Слънчевата система. Каньонът, който беше открит от космическия кораб Mariner 9 през 1971 г., може да покрие цялата територия на Съединените щати, от океан до океан.

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

Панорама на повърхността на Марс в района на Хъсбанд Хил, заснета от марсохода Спирит 23-28 ноември 2005 г.

Лед и полярни ледени шапки

Северна полярна шапка през лятото, снимка от Mars Global Surveyor. Дълъг широк разлом, който пресича шапката отляво - Северен разлом

Външният вид на Марс варира значително в зависимост от времето на годината. На първо място, промените в полярните шапки са поразителни. Те растат и се свиват, създавайки сезонни явления в атмосферата и на повърхността на Марс. Южната полярна шапка може да достигне ширина 50°, северната също 50°. Диаметърът на постоянната част на северната полярна шапка е 1000 км. Тъй като полярната шапка в едно от полукълбата се отдръпва през пролетта, детайлите на повърхността на планетата започват да потъмняват.

Полярните шапки се състоят от два компонента: сезонен - ​​въглероден диоксид и вековен - воден лед. Според спътника Mars Express дебелината на капачките може да варира от 1 m до 3,7 km. Космическият кораб Mars Odyssey откри активни гейзери в южната полярна шапка на Марс. Според експертите на НАСА, струи въглероден диоксид с пролетно затопляне се разбиват на голяма височина, отнасяйки със себе си прах и пясък.

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

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

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

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

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

Данните от марсианския разузнавателен сателит позволиха да се открие значителен слой лед под сипеите в подножието на планините. Глетчерът с дебелина стотици метри покрива площ от хиляди квадратни километри и по-нататъшното му изследване може да предостави информация за историята на марсианския климат.

Канали на "реки" и други функции

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

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

Данните от марсоходите Spirit и Opportunity на НАСА също свидетелстват за наличието на вода в миналото (открити са минерали, които са могли да се образуват само в резултат на продължително излагане на вода). Устройството "Феникс" откри отлагания от лед директно в земята.

Освен това по склоновете на хълмовете са открити тъмни ивици, което показва появата на течна солена вода на повърхността в наше време. Те се появяват малко след началото на летния период и изчезват през зимата, „обикалят“ различни препятствия, сливат се и се разминават. „Трудно е да си представим, че такива структури могат да се образуват не от потоци течност, а от нещо друго“, каза служителят на НАСА Ричард Зурек.

Няколко необичайни дълбоки кладенци са открити на вулканичната планина Тарсис. Съдейки по снимката на марсианския разузнавателен спътник, направена през 2007 г., един от тях е с диаметър 150 метра, а осветената част от стената е на дълбочина не по-малко от 178 метра. Изложена е хипотеза за вулканичния произход на тези образувания.

Грундиране

Елементният състав на повърхностния слой на марсианската почва, според данните на спускаемите модули, не е еднакъв на различни места. Основният компонент на почвата е силициев диоксид (20-25%), съдържащ добавка от хидрати на железен оксид (до 15%), които придават на почвата червеникав цвят. Има значителни примеси от серни съединения, калций, алуминий, магнезий, натрий (няколко процента за всеки).

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

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

Геология и вътрешно устройство

В миналото на Марс, както и на Земята, е имало движение на литосферните плочи. Това се потвърждава от характеристиките на магнитното поле на Марс, местоположението на някои вулкани, например в провинция Тарсис, както и формата на долината Маринър. Сегашното състояние на нещата, когато вулканите могат да съществуват много по-дълго време, отколкото на Земята и да достигнат гигантски размери, предполага, че сега това движение по-скоро липсва. Това се подкрепя от факта, че щитовите вулкани растат в резултат на повтарящи се изригвания от един и същ отвор за дълъг период от време. На Земята, поради движението на литосферните плочи, вулканичните точки постоянно променят позицията си, което ограничава растежа на щитовите вулкани и вероятно не им позволява да достигнат височини, както на Марс. От друга страна, разликата в максималната височина на вулканите може да се обясни с факта, че поради по-ниската гравитация на Марс е възможно да се изградят по-високи структури, които няма да се срутят под собствената си тежест.

Сравнение на структурата на Марс и други планети от земна група

Модерни моделиВътрешната структура на Марс предполага, че Марс се състои от кора със средна дебелина 50 km (и максимална дебелина до 130 km), силикатна мантия с дебелина 1800 km и ядро ​​с радиус 1480 km. Плътността в центъра на планетата трябва да достигне 8,5 g/cm2. Ядрото е частично течно и се състои главно от желязо с примес от 14-17% (по маса) сяра, а съдържанието на леки елементи е два пъти по-високо от това в ядрото на Земята. Според съвременните оценки образуването на ядрото съвпада с периода на ранния вулканизъм и продължава около милиард години. Приблизително същото време отне частичното топене на мантийните силикати. Поради по-ниската гравитация на Марс, обхватът на налягането в мантията на Марс е много по-малък, отколкото на Земята, което означава, че има по-малко фазови преходи. Предполага се, че фазовият преход на модификацията на оливин към шпинел започва на доста големи дълбочини - 800 км (400 км на Земята). Характерът на релефа и други характеристики предполагат наличието на астеносфера, състояща се от зони от частично разтопена материя. За някои райони на Марс е съставена подробна геоложка карта.

Според наблюдения от орбита и анализ на колекцията от марсиански метеорити, повърхността на Марс се състои главно от базалт. Има някои доказателства, които предполагат, че на част от повърхността на Марс материалът съдържа повече кварц от нормалния базалт и може да е подобен на андезитните скали на Земята. Същите тези наблюдения обаче могат да се тълкуват в полза на наличието на кварцово стъкло. Значителна част от по-дълбокия слой се състои от прах от гранулиран железен оксид.

Магнитно поле на Марс

Марс има слабо магнитно поле.

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

Магнитното поле на Марс е изключително нестабилно, в различни точки на планетата силата му може да варира от 1,5 до 2 пъти, а магнитните полюси не съвпадат с физическите. Това предполага, че желязното ядро ​​на Марс е относително неподвижно по отношение на неговата кора, тоест механизмът на планетарното динамо, отговорен за магнитното поле на Земята, не работи на Марс. Въпреки че Марс няма стабилно планетарно магнитно поле, наблюденията показват, че части от кората на планетата са намагнетизирани и че в миналото е имало обръщане на магнитните полюси на тези части. Оказа се, че намагнитването на тези части е подобно на ивичните магнитни аномалии в океаните.

Една теория, публикувана през 1999 г. и повторно тествана през 2005 г. (с помощта на безпилотния Mars Global Surveyor) предполага, че тези ленти показват тектоника на плочите преди 4 милиарда години, преди динамото на планетата да спре да функционира, причинявайки рязко отслабващо магнитно поле. Причините за този рязък спад са неясни. Има предположение, че функционирането на динамото 4 милиарда. преди години се обяснява с наличието на астероид, който се е въртял на разстояние 50-75 хиляди километра около Марс и е причинил нестабилност в ядрото му. След това астероидът падна до границата на Рош и се срина. Самото това обяснение обаче съдържа неясноти и се оспорва в научната общност.

Геоложка история

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

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

Геоложката история на Марс включва следните три епохи:

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

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

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

Луните на Марс

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

И двата спътника се въртят около осите си със същия период като около Марс, следователно винаги са обърнати към планетата от една и съща страна. Приливното влияние на Марс постепенно забавя движението на Фобос и в крайна сметка ще доведе до падането на спътника на Марс (при запазване на сегашната тенденция) или до неговото разпадане. Напротив, Деймос се отдалечава от Марс.

И двата спътника имат форма, близка до триаксиален елипсоид, Фобос (26,6x22,2x18,6 km) е малко по-голям от Деймос (15x12,2x10,4 km). Повърхността на Деймос изглежда много по-гладка поради факта, че повечето от кратерите са покрити с фино-зърнеста материя. Очевидно на Фобос, който е по-близо до планетата и по-масив, веществото, изхвърлено по време на сблъсъци с метеорит, или отново се е ударило в повърхността, или е паднало на Марс, докато на Деймос е останало в орбита около спътника за дълго време, постепенно се утаява и крие неравен терен.

Живот на Марс

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

Наблюденията на Скиапарели върху така наречените канали, съчетани с книгата на Пърсивал Лоуел по същата тема, популяризират идеята за планета, която става все по-суха, по-студена, умира и в която древна цивилизацияизвършване на напоителни работи.

Множество други наблюдения и съобщения на известни хора породиха т. нар. „Марсианска треска“ около тази тема. През 1899 г., докато изучава атмосферните смущения в радиосигнал с помощта на приемници в обсерваторията в Колорадо, изобретателят Никола Тесла наблюдава повтарящ се сигнал. След това той предположи, че това може да е радиосигнал от други планети като Марс. В интервю от 1901 г. Тесла каза, че му хрумва идеята, че смущението може да бъде причинено изкуствено. Въпреки че не можеше да дешифрира значението им, за него беше невъзможно те да са възникнали напълно случайно. Според него това е поздрав от една планета към друга.

Теорията на Тесла беше силно подкрепена от известния британски физик Уилям Томсън (лорд Келвин), който при посещение в Съединените щати през 1902 г. каза, че според него Тесла е уловил марсианския сигнал, изпратен до Съединените щати. След това обаче Келвин яростно отрече това твърдение, преди да напусне Америка: „Всъщност казах, че жителите на Марс, ако съществуват, със сигурност могат да видят Ню Йорк, по-специално светлината от електричеството.“

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

Липсата на магнитосфера и изключително тънката атмосфера на Марс също са проблем за поддържането на живота. На повърхността на планетата има много слабо движение на топлинни потоци, тя е слабо изолирана от бомбардиране от частици на слънчевия вятър, освен това, когато се нагрява, водата моментално се изпарява, заобикаляйки течното състояние поради ниско налягане. Марс също е на прага на т.нар. „геологична смърт“. Краят на вулканичната активност очевидно е спрял циркулацията на минерали и химични елементи между повърхността и вътрепланети.

Доказателствата сочат, че преди планетата е била много по-податлива на живот, отколкото сега. Към днешна дата обаче на него не са открити останки от организми. В рамките на програмата Viking, проведена в средата на 70-те години на миналия век, бяха проведени редица експерименти за откриване на микроорганизми в марсианската почва. Той показа положителни резултати, като временно увеличение на емисиите на CO2, когато частици от почвата се поставят във вода и хранителна среда. След това обаче това доказателство за живот на Марс беше оспорено от някои учени [от кого?]. Това доведе до техния дълъг спор с учения от НАСА Гилбърт Люин, който твърдеше, че викингът е открил живота. След преоценка на данните от Viking в светлината на настоящите научни познания за екстремофилите беше установено, че проведените експерименти не са достатъчно перфектни, за да открият тези форми на живот. Нещо повече, тези тестове дори биха могли да убият организмите, дори и да се съдържат в пробите. Тестовете, проведени от програмата Phoenix, показват, че почвата има много алкално pH и съдържа магнезий, натрий, калий и хлорид. хранителни веществадостатъчно в почвата, за да поддържа живот, но формите на живот трябва да бъдат защитени от интензивна ултравиолетова светлина.

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

Според резултатите от наблюденията от Земята и данните от космическия кораб Mars Express в атмосферата на Марс е открит метан. В условията на Марс този газ се разлага доста бързо, така че трябва да има постоянен източникнеговото попълване. Такъв източник може да бъде или геоложката активност (но на Марс не са открити активни вулкани), или жизнената активност на бактериите.

Астрономически наблюдения от повърхността на Марс

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

Цвят на небето на Марс

По време на изгрев и залез марсианското небе в зенита има червеникаво-розов цвят, а в непосредствена близост до диска на Слънцето - от синьо до лилаво, което е напълно противоположно на картината на земните зори.

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

слънце и планети

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

Земята по отношение на Марс е вътрешна планета, точно както Венера е за Земята. Съответно от Марс Земята се наблюдава като утринна или вечерна звезда, изгряваща преди зазоряване или видима на вечерното небе след залез.

Максималното удължение на Земята в небето на Марс ще бъде 38 градуса. С невъоръжено око Земята ще се вижда като ярка (максимална видима звездна величина около -2,5) зеленикава звезда, до която лесно ще се различи жълтеникава и по-тъмна (около 0,9) звезда на Луната. В телескоп и двата обекта ще показват еднакви фази. Революцията на Луната около Земята ще се наблюдава от Марс, както следва: при максималното ъглово разстояние на Луната от Земята невъоръженото око лесно ще раздели Луната и Земята: след седмица „звездите“ на Луната и Земята ще се слее в една неразделна за окото звезда, след друга седмица Луната отново ще се вижда на максимално разстояние, но от другата страна на Земята. Периодично наблюдател на Марс ще може да види преминаването (транзита) на Луната през земния диск или, обратно, покриването на Луната от земния диск. Максималното видимо разстояние на Луната от Земята (и тяхната видима яркост), когато се гледа от Марс, ще варира значително в зависимост от относителното положение на Земята и Марс и съответно разстоянието между планетите. През епохата на противопоставянето ще бъде около 17 дъгови минути, при максималното разстояние на Земята и Марс - 3,5 дъгови минути. Земята, подобно на други планети, ще бъде наблюдавана в лентата на съзвездието на Зодиака. Астроном на Марс също ще може да наблюдава преминаването на Земята през диска на Слънцето, следващото ще се случи на 10 ноември 2084 г.

Луни - Фобос и Деймос

Преминаване на Фобос през диска на Слънцето. Снимки на Opportunity

Фобос, когато се наблюдава от повърхността на Марс, има видим диаметър около 1/3 от диска на Луната в земното небе и видима величина около -9 (приблизително като Луната във фазата на първата четвърт) . Фобос изгрява на запад и залязва на изток, само за да изгрее отново 11 часа по-късно, като по този начин пресича небето на Марс два пъти на ден. Движението на тази бърза луна по небето ще се види лесно през нощта, както и променящите се фази. С просто око може да се различи най-голямата част от релефа на Фобос - кратера Стикни. Деймос изгрява на изток и залязва на запад, изглежда ярка звездабез забележим видим диск, магнитуд около -5 (малко по-ярък от Венера в земното небе), бавно пресичащ небето за 2,7 марсиански дни. И двата спътника могат да се наблюдават в нощното небе едновременно, като в този случай Фобос ще се придвижи към Деймос.

Яркостта както на Фобос, така и на Деймос е достатъчна, за да могат обектите на повърхността на Марс да хвърлят остри сенки през нощта. И двата спътника имат сравнително малък наклон на орбитата към екватора на Марс, което изключва тяхното наблюдение във високите северни и южни ширини на планетата: например Фобос никога не се издига над хоризонта на север от 70,4 ° с.ш. ш. или южно от 70,4°ю.ш ш.; за Деймос тези стойности са 82,7° с.ш. ш. и 82.7°S ш. На Марс може да се наблюдава затъмнение на Фобос и Деймос, когато навлязат в сянката на Марс, както и слънчево затъмнение, което е само пръстеновидно поради малкия ъглов размер на Фобос спрямо слънчевия диск.

Небесна сфера

Северният полюс на Марс, поради наклона на оста на планетата, е в съзвездието Лебед ( екваториални координати: ректасцензия 21h 10m 42s, деклинация +52° 53.0? и не е маркирана с ярка звезда: най-близо до полюса е слаба звезда с шеста величина BD +52 2880 (другите й обозначения са HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южен полюссветът (координати 9h 10m 42s и -52 ° 53.0) е на няколко градуса от звездата Kappa Sails (видима величина 2,5) - тя по принцип може да се счита за южната полюсна звезда на Марс.

Зодиакалните съзвездия на марсианската еклиптика са подобни на тези, наблюдавани от Земята, с една разлика: когато се наблюдава годишното движение на Слънцето между съзвездията, то (подобно на други планети, включително Земята), напускайки източната част на съзвездието Риби , ще премине за 6 дни през северната част на съзвездието Кит, преди как да влезе отново в западната част на Риби.

История на изследването на Марс

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

През 1659 г. Франческо Фонтана, гледайки Марс през телескоп, прави първата рисунка на планетата. Той изобрази опасно мястов центъра на добре дефинирана сфера.

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

През 1888 г. Джовани Скиапарели, който учи в Русия, дава първите имена на отделни повърхностни детайли: моретата на Афродита, Еритрея, Адриатическо, Кимерийско; езерата на Слънцето, Луната и Феникс.

Падна разцветът на телескопичните наблюдения на Марс края на XIX- средата на ХХ век. Това до голяма степен се дължи на обществения интерес и добре известни научни спорове около наблюдаваните марсиански канали. Сред астрономите от предкосмическата ера, които са направили телескопични наблюдения на Марс през този период, най-известните са Скиапарели, Пърсивал Ловел, Слайфър, Антониади, Барнард, Джари-Делоге, Л. Еди, Тихов, Вакульор. Именно те поставиха основите на ареографията и съставиха първата подробни картиповърхността на Марс - въпреки че те се оказаха почти напълно погрешни след полети до Марс на автоматични сонди.

Колонизация на Марс

Приблизителен изглед на Марс след тераформиране

Сравнително близо до Земята природни условиянаправи тази задача малко по-лесна. По-специално, има места на Земята, където природните условия са подобни на тези на Марс. Изключително ниските температури в Арктика и Антарктика са сравними дори с най-ниските температури на Марс и на марсианския екватор през летни месециможе да бъде толкова топло (+20 °C), колкото на Земята. Също така на Земята има пустини, подобни на външен вид на марсианския пейзаж.

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

Химическият състав на минералите, които се срещат на Марс, е по-разнообразен от този на другите небесни тела в близост до Земята. Според корпорацията 4Frontiers те са достатъчни за захранване не само на самия Марс, но и на Луната, Земята и астероидния пояс.

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

Към днешна дата не са предприети практически стъпки за колонизирането на Марс, но колонизацията се разработва, например Столетният проект космически кораб, разработка на жилищен модул за престой на планетата Deep Space Habitat.

Днес не само писатели на научна фантастика в своите истории, но и истински учени, бизнесмени и политици говорят за полети до Марс и неговата възможна колонизация. Сондите и марсоходите дадоха отговори за характеристиките на геологията. За пилотирани мисии обаче трябва да се разбере дали Марс има атмосфера и каква е нейната структура.

Главна информация

Марс има собствена атмосфера, но тя е само 1% от земната. Подобно на Венера, той е предимно въглероден диоксид, но отново много по-тънък. Сравнително плътният слой е 100 км (за сравнение Земята има 500 - 1000 км по дължина различни оценки). Поради това няма защита от слънчева радиация и температурният режим практически не се регулира. На Марс няма въздух в обичайния смисъл.

Учените са установили точен състав:

• Въглероден диоксид - 96%.
• Аргон - 2,1%.
• Азот - 1,9%.

Метанът е открит през 2003 г. Откритието стимулира интереса към Червената планета, като много страни стартираха програми за изследване, което доведе до разговори за полет и колонизация.

Поради ниската плътност температурният режим не се регулира, следователно разликите са средно 100 0 C. През деня достатъчно комфортни условия+30 0 C, а през нощта температурата на повърхността пада до -80 0 C. Налягането е 0,6 kPa (1/110 от земния показател). На нашата планета подобни условия се срещат на надморска височина от 35 км. Това е основната опасност за човек без защита - той няма да бъде убит от температура или газове, а от налягане.

На повърхността винаги има прах. Поради ниската гравитация облаците се издигат до 50 км. Силните температурни спадове водят до появата на ветрове с пориви до 100 m / s, така че прашните бури на Марс са често срещани. Те не представляват сериозна заплаха поради малката концентрация на частици във въздушните маси.

Какви са слоевете на атмосферата на Марс?

Силата на гравитацията е по-малка от земната, така че атмосферата на Марс не е толкова ясно разделена на слоеве по отношение на плътност и налягане. Хомогенният състав се запазва до марката от 11 км, след което атмосферата започва да се разделя на слоеве. Над 100 км плътността намалява до минимални стойности.

• Тропосфера - до 20 км.
• Стратомезосфера - до 100 км.
• Термосфера - до 200 км.
• Йоносфера - до 500 км.

В горните слоеве на атмосферата има леки газове - водород, въглерод. В тези слоеве се натрупва кислород. Отделни частици атомарен водород се разпространяват на разстояние до 20 000 km, образувайки водородна корона. Няма ясно разделение между крайните региони и космоса.

горните слоеве на атмосферата

На маркировка над 20-30 км се намира термосферата - горните региони. Съставът остава стабилен до надморска височина от 200 км. Има високо съдържание на атомен кислород. Температурата е доста ниска - до 200-300 K (от -70 до -200 0 C). Следва йоносферата, в която йоните реагират с неутрални елементи.

долна атмосфера

В зависимост от сезона границата на този слой се променя и тази зона се нарича тропопауза. По-нататък се простира стратомезосферата, чиято средна температура е -133 0 C. На Земята тук се съдържа озон, който предпазва от космическа радиация. На Марс се натрупва на височина 50-60 км и след това практически отсъства.

Състав на атмосферата

Земната атмосфера се състои от азот (78%) и кислород (20%), в малки количества присъстват аргон, въглероден диоксид, метан и др. Такива условия се считат за оптимални за появата на живот. Съставът на въздуха на Марс е много различен. Основният елемент на марсианската атмосфера е въглеродният диоксид - около 95%. Азотът представлява 3%, а аргонът е 1,6%. Общото количество кислород е не повече от 0,14%.

Тази композиция се формира поради слабото привличане на Червената планета. Най-стабилен беше тежкият въглероден диоксид, който постоянно се допълва в резултат на вулканична дейност. Леките газове се разсейват в космоса поради ниската гравитация и липсата на магнитно поле. Азотът се задържа от гравитацията като двуатомна молекула, но се разделя под въздействието на радиация и под формата на единични атоми лети в космоса.

Подобна е ситуацията с кислорода, но в горните слоеве той реагира с въглерод и водород. Учените обаче не разбират напълно характеристиките на реакциите. Според изчисленията количеството въглероден оксид CO трябва да е по-голямо, но в крайна сметка той се окислява до въглероден диоксид CO2 и потъва на повърхността. Отделно, молекулярен кислород O2 се появява само след химическо разлагане на въглероден диоксид и вода в горните слоеве под въздействието на фотони. Отнася се за некондензиращи вещества на Марс.

Учените смятат, че преди милиони години количеството кислород е било сравнимо със земното - 15-20%. Все още не е известно точно защо условията са се променили. Отделните атоми обаче не се изпаряват толкова активно, а поради по-голямото тегло дори се натрупва. До известна степен се наблюдава и обратният процес.

Други важни елементи:

• Озонът практически липсва, има една област на натрупване на 30-60 км от повърхността.
• Съдържанието на вода е 100-200 пъти по-малко, отколкото в най-сухия район на Земята.
• Метан - наблюдават се емисии с неизвестен характер и досега най-обсъжданото вещество за Марс.

Метанът на Земята принадлежи към биогенните вещества, следователно потенциално може да бъде свързан с органична материя. Естеството на появата и бързото унищожаване все още не е обяснено, така че учените търсят отговори на тези въпроси.

Какво се случи с атмосферата на Марс в миналото?

През милионите години от съществуването на планетата атмосферата се променя по състав и структура. В резултат на изследването се появиха доказателства, че в миналото на повърхността са съществували течни океани. Сега обаче водата остава в малки количества под формата на пара или лед.

Причини за изчезването на течността:

• Ниското атмосферно налягане не е в състояние да поддържа водата в течно състояние за дълго време, както се случва на Земята.
• Гравитацията не е достатъчно силна, за да задържи облаците от пара.
• Поради липсата на магнитно поле, материята се отнася от частици на слънчевия вятър в космоса.
• При значителни температурни колебания водата може да се съхранява само в твърдо състояние.

С други думи, марсианската атмосфера не е достатъчно плътна, за да задържи водата като течност, а малката сила на гравитацията не е в състояние да задържи водород и кислород.
Според експертите благоприятните условия за живот на Червената планета са могли да се образуват преди около 4 милиарда години. Може би по това време е имало живот.

са наречени следните причиниунищожаване:

• Липса на защита от слънчева радиация и постепенно изчерпване на атмосферата в продължение на милиони години.
• Сблъсък с метеорит или друго космическо тяло, което моментално разрушава атмосферата.

Първата причина за този моментдокато по-вероятно, тъй като следи глобална катастрофавсе още не е открит. Подобни заключения бяха направени благодарение на изследването на автономната станция Curiosity. Марсоходът е установил точния състав на въздуха.

Древната атмосфера на Марс е съдържала много кислород

Днес учените почти не се съмняват, че някога на Червената планета е имало вода. На множество гледки към очертанията на океаните. Визуалните наблюдения се подкрепят от специфични изследвания. Марсоходите взеха проби от почвата в долините на някогашните морета и реки и химическият състав потвърди първоначалните предположения.

AT текущи условиявсяка вода в течно състояние на повърхността на планетата моментално ще се изпари, защото налягането е твърде ниско. Но ако в древността е имало океани и езера, тогава условията са били други. Едно от предположенията е различен състав с кислородна фракция от порядъка на 15-20%, както и повишен дял на азот и аргон. В тази форма Марс става почти идентичен с родната ни планета – с течна вода, кислород и азот.

Други учени предполагат съществуването на пълноценно магнитно поле, което може да предпази от слънчевия вятър. Мощността му е сравнима със земната и това е още един фактор, който говори в полза на наличието на условия за възникване и развитие на живота.

Причини за изтощаване на атмосферата

Пикът на развитие пада върху епохата на Хесперия (преди 3,5-2,5 милиарда години). На равнината имаше солен океан, сравним по размер с Северния ледовит океан. Температурата на повърхността достига 40-50 0 C, а налягането е около 1 atm. Има голяма вероятност за съществуването на живи организми в този период. Периодът на "просперитет" обаче не е бил достатъчно дълъг, за да възникне сложен и още по-интелигентен живот.

Една от основните причини е малкият размер на планетата. Марс е по-малък от Земята, така че гравитацията и магнитното поле са по-слаби. В резултат на това слънчевият вятър активно нокаутира частиците и буквално отрязва черупката слой по слой. Съставът на атмосферата започва да се променя за 1 милиард години, след което изменението на климата става катастрофално. Намаляването на налягането доведе до изпаряване на течността и падане на температурата.

> > > Атмосферата на Марс

Марс - атмосферата на планетата: слоеве на атмосферата, химически състав, налягане, плътност, сравнение със Земята, количество метан, древна планета, изследване със снимка.

НОатмосфера на марсе само 1% от земята, така че на Червената планета няма защита от слънчева радиация, както и нормален температурен режим. Съставът на атмосферата на Марс е представен от въглероден диоксид (95%), азот (3%), аргон (1,6%) и малки примеси от кислород, водна пара и други газове. Освен това е пълен с малки прахови частици, които карат планетата да изглежда червена.

Изследователите смятат, че по-рано атмосферният слой е бил плътен, но се е разпаднал преди 4 милиарда години. Без магнитосфера слънчевият вятър се блъска в йоносферата и намалява атмосферната плътност.

Това доведе до индикатор за ниско налягане - 30 Pa. Атмосферата се простира на 10,8 km. Съдържа много метан. Освен това силни емисии се забелязват в определени области. Има две места, но източниците все още не са открити.

Годишно се произвеждат 270 тона метан. Това означава, че говорим за някакъв активен подземен процес. Най-вероятно това е вулканична дейност, удари на комети или серпентинизация. Най-привлекателният вариант е метаногенният микробен живот.

Сега знаете за присъствието на атмосферата на Марс, но, за съжаление, тя е настроена да унищожи колонистите. Той предотвратява натрупването на течна вода, отворен е за радиация и е изключително студен. Но през следващите 30 години ние все още сме фокусирани върху развитието.

Разсейване на планетарни атмосфери

Астрофизикът Валери Шематович за еволюцията на планетарните атмосфери, екзопланетните системи и загубата на атмосферата на Марс:

Всяка планета е различна от останалите по много начини. Хората сравняват други намерени планети с тази, която познават добре, но не идеално - това е планетата Земя. В крайна сметка това е логично, животът може да се появи на нашата планета, което означава, че ако търсите планета, подобна на нашата, тогава също ще бъде възможно да намерите живот там. Поради тези сравнения планетите имат свои собствени отличителни черти. Например Сатурн има красиви пръстени, поради които Сатурн се нарича най-красивата планета в Слънчевата система. Юпитер е най-голямата планета в Слънчевата система и тази характеристика на Юпитер. И така, какви са характеристиките на Марс? Тази статия е за това.

Марс, подобно на много други планети в Слънчевата система, има луни. Марс има две луни, Фобос и Деймос. Сателитите са получили имената си от гърците. Фобос и Деймос са били синове на Арес (Марс) и винаги са били близо до баща си, както тези два спътника са винаги близо до Марс. В превод "Фобос" означава "страх", а "Деймос" означава "ужас".

Фобос е луна, чиято орбита е много близо до планетата. Това е най-близкият спътник до планетата в цялата Слънчева система. Разстоянието от повърхността на Марс до Фобос е 9380 километра. Спътникът се върти около Марс с честота 7 часа и 40 минути. Оказва се, че Фобос успява да направи три и няколко завъртания около Марс, докато самият Марс прави едно завъртане около оста си.

Деймос е най-малката луна в Слънчевата система. Размерите на спътника са 15х12,4х10,8 км. А разстоянието от спътника до повърхността на планетата е 23 450 хиляди км. Периодът на въртене на Деймос около Марс е 30 часа и 20 минути, което е малко повече от времето, за което планетата се завърти около оста си. Ако сте на Марс, тогава Фобос ще изгрява на запад и ще залязва на изток, докато прави три оборота на ден, а Деймос, напротив, ще изгрява на изток и ще залязва на запад, като същевременно прави само един оборот около планетата.

Характеристики на Марс и неговата атмосфера

Една от основните характеристики на Марс е, че е създаден. Атмосферата на Марс е много интересна. Сега атмосферата на Марс е много разредена, възможно е в бъдеще Марс напълно да загуби атмосферата си. Характеристиките на атмосферата на Марс са, че някога Марс имаше същата атмосфера и въздух като на нашата родна планета. Но в хода на еволюцията Червената планета загуби почти цялата си атмосфера. Сега налягането на атмосферата на Червената планета е само 1% от налягането на нашата планета. Характеристиките на атмосферата на Марс също са, че дори при три пъти по-малка гравитация на планетата, спрямо Земята, Марс може да предизвика огромни прашни бури, вдигайки тонове пясък и почва във въздуха. Прашните бури вече са развалили нервите на нашите астрономи повече от веднъж, тъй като прашните бури са много обширни, тогава наблюдението на Марс от Земята става невъзможно. Понякога такива бури могат дори да продължат с месеци, което значително разваля процеса на изучаване на планетата. Но изследването на планетата Марс не спира дотук. На повърхността на Марс има роботи, които не спират процеса на изследване на планетата.

Атмосферните характеристики на планетата Марс са и в това, че предположенията на учените за цвета на марсианското небе са опровергани. Учените смятаха, че небето на Марс трябва да е черно, но снимки, направени от космическата станция от планетата, опровергаха тази теория. Небето на Марс изобщо не е черно, а розово, благодарение на пясъчните и прахови частици, които са във въздуха и поглъщат 40% слънчева светлина, благодарение на това се създава ефектът на розовото небе на Марс.

Характеристики на температурата на Марс

Измерванията на температурата на Марс започнаха сравнително отдавна. Всичко започва с измерванията на Lampland през 1922 г. Тогава измерванията показват, че средната температура на Марс е -28º C. По-късно, през 50-те и 60-те години, се натрупват някои знания за температурния режим на планетата, които се извършват от 20-те до 60-те години. От тези измервания се оказва, че през деня на екватора на планетата температурата може да достигне +27º C, но до вечерта тя ще падне до нула, а до сутринта става -50º C. Температурата на полюсите варира от +10º C, през полярния ден и до много ниски температури, по време на полярната нощ.

Характеристики на релефа на Марс

Повърхността на Марс, подобно на други планети, които нямат атмосфера, е наранена от различни кратери от падащи космически обекти. Кратерите са малки по размер (5 км в диаметър) и големи (от 50 до 70 км в диаметър). Поради липсата на атмосфера, Марс беше обект на метеоритен дъжд. Но повърхността на планетата съдържа не само кратери. Преди хората вярваха, че на Марс никога не е имало вода, но наблюденията на повърхността на планетата разказват друга история. Повърхността на Марс има канали и дори малки вдлъбнатини, напомнящи водни отлагания. Това предполага, че на Марс е имало вода, но поради много причини тя е изчезнала. Сега е трудно да се каже какво трябва да се направи, така че водата на Марс да се появи отново и да можем да наблюдаваме възкресението на планетата.

На Червената планета също има вулкани. Най-известният вулкан е Олимп. Този вулкан е известен на всички, които се интересуват от Марс. Този вулкан е най-големият хълм не само на Марс, но и в Слънчевата система, това е друга особеност на тази планета. Ако стоите в подножието на планината Олимп, тогава ще бъде невъзможно да видите ръба на този вулкан. Този вулкан е толкова голям, че краищата му излизат отвъд хоризонта и изглежда, че Олимп е безкраен.

Характеристики на магнитното поле на Марс

Това е може би последната интересна особеност на тази планета. Магнитното поле е защитник на планетата, който отблъсква всички електрически заряди, движещи се към планетата и ги отблъсква от първоначалната им траектория. Магнитното поле е напълно зависимо от ядрото на планетата. Ядрото на Марс е почти неподвижно и следователно магнитното поле на планетата е много слабо. Действие магнитно полемного интересно, не е глобален, както на нашата планета, а има зони, в които е по-активен, а в други зони може и да го няма.

Така планетата, която ни изглежда толкова обикновена, има цял набор от свои характеристики, някои от които водещи в нашата Слънчева система. Марс не е толкова проста планета, колкото си мислите на пръв поглед.

Тъй като Марс е по-далеч от Слънцето, отколкото Земята, той може да заеме позиция срещу Слънцето в небето, тогава се вижда цяла нощ. Това положение на планетата се нарича конфронтация. На Марс се повтаря на всеки две години и два месеца. Тъй като орбитата на Марс е по-разширена от тази на Земята, по време на противопоставяне разстоянията между Марс и Земята могат да бъдат различни. Веднъж на всеки 15-17 години се случва Голямата конфронтация, когато разстоянието между Земята и Марс е минимално и е 55 милиона километра.

Канали на Марс

Снимка на Марс, направена от космическия телескоп Хъбъл, ясно показва характеристикипланети. На червения фон на марсианските пустини ясно се виждат синьо-зелени морета и ярко бяла полярна шапка. Известен каналине се вижда на снимката. При това увеличение те наистина не се виждат. След като бяха получени мащабни изображения на Марс, мистерията на марсианските канали беше окончателно разрешена: каналите са оптична илюзия.

От голям интерес беше въпросът за възможността за съществуване живот на марс. Проведените през 1976 г. на американската AMS "Viking" изследвания дадоха, очевидно, крайния отрицателен резултат. На Марс не са открити следи от живот.

Въпреки това все още има оживена дискусия по този въпрос. И двете страни, както поддръжници, така и противници на живота на Марс, представят аргументи, които противниците им не могат да оборят. Просто няма достатъчно експериментални данни за разрешаване на този проблем. Остава само да изчакаме кога текущите и планираните полети до Марс ще предоставят материали, потвърждаващи или опровергаващи съществуването на живот на Марс в наше време или в далечното минало. материал от сайта

Марс има две малки сателит- Фобос (фиг. 51) и Деймос (фиг. 52). Размерите им са съответно 18×22 и 10×16 км. Фобос се намира от повърхността на планетата на разстояние само 6000 км и се завърта около нея за около 7 часа, което е 3 пъти по-малко от един марсиански ден. Деймос се намира на разстояние 20 000 км.

Със сателитите са свързани редица мистерии. Така че техният произход е неясен. Повечето учени смятат, че това са сравнително наскоро заснети астероиди. Трудно е да си представим как Фобос е оцелял след сблъсък с метеорит, оставил върху него кратер с диаметър 8 км. Не е ясно защо Фобос е най-черното тяло, познато ни. Коефициентът му на отразяване е 3 пъти по-малък от този на саждите. За съжаление няколко полета на космически кораби до Фобос завършиха с неуспех. Окончателното решение на много проблеми както на Фобос, така и на Марс се отлага до експедицията до Марс, планирана за 30-те години на 21 век.