Atmosfera Marsa - skład chemiczny, warunki pogodowe i klimat w przeszłości. Jak życie umarło na Marsie

Mars jest czwartą najbardziej odległą planetą od Słońca i siódmą (przedostatnią) co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym; Masa planety stanowi 10,7% masy Ziemi. Nazwany na cześć Marsa – starożytnego rzymskiego boga wojny, odpowiadającego starożytnemu greckiemu Aresowi. Mars jest czasami nazywany „czerwoną planetą” ze względu na czerwonawy odcień jego powierzchni nadawany przez tlenek żelaza.

Mars jest planetą typu ziemskiego z rozrzedzoną atmosferą (ciśnienie na powierzchni jest 160 razy mniejsze niż na Ziemi). Cechy rzeźby powierzchni Marsa można uznać za kratery uderzeniowe, takie jak te na Księżycu, a także wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe, takie jak te na Ziemi.

Mars ma dwóch naturalnych satelitów - Fobos i Deimos (w tłumaczeniu ze starożytnej greki - „strach” i „przerażenie” - imiona dwóch synów Aresa, którzy towarzyszyli mu w bitwie), które są stosunkowo małe (Fobos - 26 x 21 km, Deimos - 13 km średnicy) i mają nieregularny kształt.

Wielkie opozycje Marsa, 1830-2035

Rok data Odległość, A. mi.
1830 19 września 0,388
1845 18 sierpnia 0,373
1860 17 lipca 0,393
1877 5 września 0,377
1892 4 sierpnia 0,378
1909 24 września 0,392
1924 23 sierpnia 0,373
1939 23 lipca 0,390
1956 10 września 0,379
1971 10 sierpnia 0,378
1988 22 września 0,394
2003 28 sierpnia 0,373
2018 27 lipca 0,386
2035 15 września 0,382

Mars jest czwartą najbardziej odległą od Słońca (po Merkurym, Wenus i Ziemi) i siódmą co do wielkości (przewyższającą jedynie Merkurego pod względem masy i średnicy) planetą w Układzie Słonecznym. Masa Marsa stanowi 10,7% masy Ziemi (6,423 1023 kg wobec 5,9736 1024 kg dla Ziemi), jego objętość wynosi 0,15 masy Ziemi, a jego średnia średnica liniowa wynosi 0,53 średnicy Ziemi (6800 km ).

Ulga Marsa ma wiele cechy szczególne. Wygasły wulkan marsjański Olimp – najbardziej wysoka góra V Układ Słoneczny, a Valles Marineris to największy kanion. Ponadto w czerwcu 2008 r. trzy artykuły opublikowane w czasopiśmie Nature dostarczyły dowodów na istnienie największego znanego krateru uderzeniowego w Układzie Słonecznym na północnej półkuli Marsa. Jego długość wynosi 10 600 km, a szerokość 8500 km, czyli około cztery razy więcej niż największy krater uderzeniowy odkryty wcześniej również na Marsie, w pobliżu jego bieguna południowego.

Oprócz podobnej topografii powierzchni Mars ma okres rotacji i cykle sezonowe podobne do ziemskiego, ale jego klimat jest znacznie chłodniejszy i bardziej suchy niż ziemski.

Aż do pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku wielu badaczy uważało, że na jego powierzchni znajduje się woda w stanie ciekłym. Opinia ta opierała się na obserwacjach okresowych zmian obszarów jasnych i ciemnych, zwłaszcza na szerokościach polarnych, które przypominały kontynenty i morza. Niektórzy obserwatorzy zinterpretowali ciemne rowki na powierzchni Marsa jako kanały irygacyjne dla wody w stanie ciekłym. Później udowodniono, że te rowki były złudzenie optyczne.

Ze względu na niskie ciśnienie woda nie może istnieć w stanie ciekłym na powierzchni Marsa, ale jest prawdopodobne, że w przeszłości warunki były inne i dlatego nie można wykluczyć obecności prymitywnego życia na planecie. 31 lipca 2008 roku należąca do NASA sonda kosmiczna Phoenix odkryła na Marsie wodę lodową.

W lutym 2009 r. konstelacja badań orbitalnych krążąca wokół Marsa posiadała trzy działające statki kosmiczne: Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Satellite, więcej niż wokół jakiejkolwiek innej planety poza Ziemią.

Powierzchnię Marsa badają obecnie dwa łaziki: Spirit i Opportunity. Na powierzchni Marsa znajduje się także kilka nieaktywnych lądowników i łazików, które zakończyły eksplorację.

Zebrane przez nich dane geologiczne sugerują, że większość powierzchni Marsa była wcześniej pokryta wodą. Obserwacje przeprowadzone w ciągu ostatniej dekady ujawniły słabą aktywność gejzerów w niektórych miejscach na powierzchni Marsa. Według obserwacji wykonanych przez sondę Mars Global Surveyor części południowej czapy polarnej Marsa stopniowo się cofają.

Marsa można zobaczyć z Ziemi gołym okiem. Jej pozorna wielkość osiąga 2,91 m (w momencie największego zbliżenia się do Ziemi), co stanowi ustąpienie jasności jedynie Jowiszowi (i nie zawsze podczas wielkiej opozycji) i Wenus (ale tylko rano lub wieczorem). Zwykle podczas wielkiej opozycji pomarańczowy Mars jest najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie Ziemi, ale zdarza się to tylko raz na 15-17 lat przez jeden do dwóch tygodni.

Charakterystyka orbity

Minimalna odległość Marsa od Ziemi wynosi 55,76 mln km (kiedy Ziemia znajduje się dokładnie pomiędzy Słońcem a Marsem), maksymalna to około 401 mln km (kiedy Słońce znajduje się dokładnie pomiędzy Ziemią a Marsem).

Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 milionów km (1,52 jednostki astronomicznej), a okres obiegu wokół Słońca wynosi 687 ziemskich dni. Orbita Marsa ma dość zauważalną ekscentryczność (0,0934), więc odległość do Słońca waha się od 206,6 do 249,2 mln km. Nachylenie orbity Marsa wynosi 1,85°.

Mars jest najbliżej Ziemi podczas opozycji, kiedy planeta znajduje się w kierunku przeciwnym do Słońca. Opozycje powtarzają się co 26 miesięcy w różnych punktach orbit Marsa i Ziemi. Ale raz na 15-17 lat opozycje pojawiają się w czasie, gdy Mars znajduje się blisko swojego peryhelium; w tych tak zwanych wielkich opozycjach (ostatnia miała miejsce w sierpniu 2003 r.) odległość do planety jest minimalna, a Mars osiąga swój największy rozmiar kątowy 25,1 cala i jasność 2,88 m.

Charakterystyka fizyczna

Porównanie rozmiarów Ziemi (średni promień 6371 km) i Marsa (średni promień 3386,2 km)

Mars jest prawie dwukrotnie mniejszy od rozmiaru liniowego mniejszy od Ziemi- jego promień równikowy wynosi 3396,9 km (53,2% promienia Ziemi). Powierzchnia Marsa jest w przybliżeniu równa powierzchni lądu na Ziemi.

Promień biegunowy Marsa jest o około 20 km mniejszy niż równikowy, choć okres rotacji planety jest dłuższy niż Ziemi, co pozwala przypuszczać, że prędkość rotacji Marsa zmienia się w czasie.

Masa planety wynosi 6,418·1023 kg (11% masy Ziemi). Przyspieszenie ziemskie na równiku wynosi 3,711 m/s (0,378 Ziemi); pierwsza prędkość ucieczki wynosi 3,6 km/s, a druga 5,027 km/s.

Okres obrotu planety wynosi 24 godziny 37 minut 22,7 sekundy. Zatem rok marsjański składa się z 668,6 marsjańskich dni słonecznych (zwanych solami).

Mars obraca się wokół własnej osi, nachylonej do prostopadłej do płaszczyzny orbity pod kątem 24°56°. Nachylenie osi obrotu Marsa powoduje zmianę pór roku. Jednocześnie wydłużenie orbity prowadzi do dużych różnic w czasie ich trwania - na przykład północna wiosna i lato łącznie trwają 371 zoli, czyli zauważalnie ponad połowę roku marsjańskiego. Jednocześnie występują w części orbity Marsa odległej od Słońca. Dlatego na Marsie lato na północy jest długie i chłodne, a lato na południu jest krótkie i gorące.

Atmosfera i klimat

Atmosfera Marsa, zdjęcie orbitera Viking, 1976. Po lewej stronie widoczny „uśmiechnięty krater” Halle

Temperatury na planecie wahają się od -153°C na biegunach zimą do ponad 20°C na równiku w południe. Średnia temperatura wynosi -50°C.

Atmosfera Marsa, składająca się głównie z dwutlenku węgla, jest bardzo rzadka. Ciśnienie na powierzchni Marsa jest 160 razy niższe niż na Ziemi - 6,1 mbar na średnim poziomie powierzchni. Ze względu na dużą różnicę wysokości na Marsie ciśnienie na powierzchni znacznie się zmienia. Przybliżona grubość atmosfery wynosi 110 km.

Według NASA (2004) atmosfera Marsa składa się w 95,32% z dwutlenku węgla; zawiera także 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,13% tlenu, 210 ppm pary wodnej, 0,08% tlenku węgla, tlenek azotu (NO) – 100 ppm, neon (Ne) – 2,5 ppm, wodór półciężki- deuter-tlen (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.

Według danych z lądownika Viking (1976) w marsjańskiej atmosferze oznaczono około 1-2% argonu, 2-3% azotu i 95% dwutlenku węgla. Według danych z satelitów Mars-2 i Mars-3 dolna granica jonosfery znajduje się na wysokości 80 km, maksymalne stężenie elektronów wynoszące 1,7 105 elektronów/cm3 znajduje się na wysokości 138 km, druga dwa maksima znajdują się na wysokościach 85 i 107 km.

Oświetlenie radiowe atmosfery na falach radiowych 8 i 32 cm przez Mars-4 AMS w dniu 10 lutego 1974 r. wykazało obecność nocnej jonosfery Marsa z głównym maksimum jonizacji na wysokości 110 km i stężeniem elektronów 4,6 · 103 elektron/cm3, a także maksima wtórne na wysokościach 65 i 185 km.

Ciśnienie atmosferyczne

Według danych NASA za rok 2004 ciśnienie atmosferyczne w średnim promieniu wynosi 6,36 mb. Gęstość na powierzchni ~0,020 kg/m3, całkowita masa atmosfery ~2,5·1016 kg.
Zmiany ciśnienia atmosferycznego na Marsie w zależności od pory dnia zarejestrowane przez lądownik Mars Pathfinder w 1997 roku.

W przeciwieństwie do Ziemi, masa marsjańskiej atmosfery zmienia się znacznie w ciągu roku z powodu topnienia i zamarzania czap polarnych zawierających dwutlenek węgla. Zimą na czapie polarnej zamarza 20–30 procent całej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla. Sezonowe spadki ciśnienia, według różnych źródeł, wynoszą:

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 mbar;
Według lądownika Mars Pathfinder: od 6,7 mbar.

Basen Uderzeniowy Hellas to najgłębsze miejsce na Marsie, w którym występuje najwyższe ciśnienie atmosferyczne

W miejscu lądowania sondy Mars-6 na Morzu Erytrejskim zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 milibara, co w tamtym czasie uznawano za średnie ciśnienie na planecie i z tego poziomu uzgodniono obliczenie wysokości i głębokości Na Marsie. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas zejścia, tropopauza zlokalizowana jest na wysokości około 30 km, gdzie ciśnienie wynosi 5,10-7 g/cm3 (jak na Ziemi na wysokości 57 km).

Region Hellas (Mars) jest tak głęboki, że ciśnienie atmosferyczne osiąga około 12,4 milibara, czyli powyżej punktu potrójnego wody (~6,1 mb) i poniżej temperatury wrzenia. Kiedy wystarczy wysoka temperatura woda mogłaby tam istnieć w stanie ciekłym; jednakże przy tym ciśnieniu woda wrze i zamienia się w parę już w temperaturze +10°C.

Na szczycie najwyższego 27-kilometrowego wulkanu Olimpu ciśnienie może wynosić od 0,5 do 1 mbar (Żurek 1992).

Zanim moduły lądujące wylądowały na powierzchni Marsa, zmierzono ciśnienie spowodowane tłumieniem sygnałów radiowych z sond Mariner 4, Mariner 6 i Mariner 7 w momencie ich wejścia w dysk marsjański - 6,5 ± 2,0 mb na średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż na Ziemi; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne sondy Mars-3. Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (na przykład w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mb.

Od lat 30. XX wieku. Radzieccy astronomowie próbowali określić ciśnienie atmosferyczne metodami fotometrii fotograficznej - poprzez rozkład jasności wzdłuż średnicy dysku w różnych zakresach fal świetlnych. W tym celu francuscy naukowcy B. Liot i O. Dollfus dokonali obserwacji polaryzacji światła rozproszonego przez atmosferę Marsa. Podsumowanie obserwacji optycznych opublikował amerykański astronom J. de Vaucouleurs w 1951 roku i uzyskał ciśnienie 85 mb, przeszacowane prawie 15 razy na skutek interferencji pyłu atmosferycznego.

Klimat

Zdjęcie mikroskopowe guzka hematytu o średnicy 1,3 cm wykonane przez łazik Opportunity 2 marca 2004 r. pokazuje obecność wody w stanie ciekłym w przeszłości

Klimat, podobnie jak na Ziemi, ma charakter sezonowy. W zimnych porach roku, nawet poza czapami polarnymi, na powierzchni może tworzyć się lekki szron. Aparat Phoenix zarejestrował opady śniegu, ale płatki śniegu wyparowały, zanim dotarły na powierzchnię.

Według NASA (2004) średnia temperatura wynosi ~210 K (-63°C). Według lądowników Wikingów dzienny zakres temperatur wynosi od 184 K do 242 K (-89 do -31°C) (Viking-1), a prędkość wiatru: 2-7 m/s (lato), 5-10 m /s (jesień), 17-30 m/s (burza piaskowa).

Według danych z sondy lądującej Mars-6 średnia temperatura troposfery Marsa wynosi 228 K, w troposferze temperatura spada średnio o 2,5 stopnia na kilometr, a stratosfera znajdująca się powyżej tropopauzy (30 km) ma prawie stałą temperaturę 144 K.

Według badaczy z Centrum Carla Sagana w ostatnich dziesięcioleciach na Marsie miał miejsce proces ocieplenia. Inni eksperci uważają, że jest zbyt wcześnie na wyciąganie takich wniosków.

Istnieją dowody na to, że w przeszłości atmosfera mogła być gęstsza, a klimat ciepły i wilgotny, a na powierzchni Marsa istniały woda w stanie ciekłym i padało. Dowodem tej hipotezy jest analiza meteorytu ALH 84001, która wykazała, że ​​około 4 miliardy lat temu temperatura na Marsie wynosiła 18 ± 4°C.

Diabły pyłowe

Diabły pyłowe sfotografowane przez łazik Opportunity 15 maja 2005 r. Liczby w lewym dolnym rogu wskazują czas w sekundach od pierwszego ujęcia.

Od lat 70-tych. W ramach programu Viking, a także łazika Opportunity i innych pojazdów zarejestrowano liczne diabły pyłowe. Są to wiry powietrzne powstające w pobliżu powierzchni planety i unoszące w powietrze duże ilości piasku i pyłu. Na Ziemi często obserwuje się wiry (w krajach anglojęzycznych nazywane są diabłami pyłowymi), jednak na Marsie mogą osiągać znacznie większe rozmiary: 10 razy większe i 50 razy szersze niż te na Ziemi. W marcu 2005 roku wir się uspokoił panele słoneczne w łaziku Spirit.

Powierzchnia

Dwie trzecie powierzchni Marsa zajmują jasne obszary zwane kontynentami, około jedną trzecią stanowią ciemne obszary zwane morzami. Morza skupiają się głównie na południowej półkuli planety, pomiędzy 10 a 40° szerokości geograficznej. Na półkuli północnej są tylko dwa duże morza - Acidalia i Greater Syrtis.

Charakter ciemnych obszarów jest nadal przedmiotem dyskusji. Utrzymują się pomimo burz piaskowych szalejących na Marsie. W pewnym momencie potwierdzało to założenie, że ciemne obszary były pokryte roślinnością. Obecnie uważa się, że są to po prostu obszary, z których ze względu na ukształtowanie terenu łatwo jest wywiewany kurz. Wielkoskalowe zdjęcia pokazują, że w rzeczywistości ciemne obszary składają się z grup ciemnych smug i plam związanych z kraterami, wzgórzami i innymi przeszkodami na drodze wiatrów. Sezonowe i długotrwałe zmiany w ich wielkości i kształcie najwyraźniej wiążą się ze zmianą proporcji powierzchni pokrytych jasną i ciemną materią.

Półkule Marsa różnią się znacznie charakterem powierzchni. Na półkuli południowej powierzchnia jest 1-2 km powyżej średniej i jest gęsto usiana kraterami. Ta część Marsa przypomina kontynenty księżycowe. Na północy większość powierzchni jest poniżej średniej, jest niewiele kraterów, a większość to stosunkowo gładkie równiny, prawdopodobnie utworzone w wyniku wylewu lawy i erozji. Ta różnica półkul pozostaje przedmiotem dyskusji. Granica między półkulami przebiega w przybliżeniu po wielkim okręgu nachylonym pod kątem 30° do równika. Granica jest szeroka i nieregularna i tworzy nachylenie w kierunku północnym. Wzdłuż niego znajdują się najbardziej zerodowane obszary powierzchni Marsa.

Wysunięto dwie alternatywne hipotezy wyjaśniające asymetrię półkuli. Według jednego z nich, na wczesnym etapie geologicznym płyty litosfery „przesunęły się” (być może przypadkowo) w jedną półkulę, podobnie jak kontynent Pangea na Ziemi, a następnie „zamarzły” w tej pozycji. Inna hipoteza sugeruje zderzenie Marsa z ciałem kosmicznym wielkości Plutona.
Mapa topograficzna Marsa według Mars Global Surveyor, 1999.

Duża liczba kraterów na półkuli południowej sugeruje, że powierzchnia tutaj jest starożytna - ma 3-4 miliardy lat. Istnieje kilka rodzajów kraterów: duże kratery o płaskim dnie, mniejsze i młodsze kratery w kształcie misy podobne do Księżyca, kratery otoczone i kratery wzniesione. Dwa ostatnie typy są charakterystyczne tylko dla Marsa – kratery z obrzeżami powstające w miejscu, gdzie wyrzucane ciecze przepływały po powierzchni, oraz kratery wzniesione, w których warstwa wyrzuconych kraterów chroniła powierzchnię przed erozją wietrzną. Największym obiektem pochodzenia uderzeniowego jest Równina Hellas (o średnicy około 2100 km).

W obszarze chaotycznego krajobrazu w pobliżu granicy półkuli powierzchnia doświadczyła dużych obszarów spękań i ściskania, po których czasami następowała erozja (w wyniku osuwisk lub katastrofalnego uwolnienia wód gruntowych), a także zalanie ciekłą lawą. Chaotyczne krajobrazy często leżą na czele dużych kanałów przeciętych wodą. Najbardziej akceptowalną hipotezą dotyczącą ich wspólnego powstawania jest nagłe topnienie podpowierzchniowego lodu.

Valles Marineris na Marsie

Na półkuli północnej, oprócz rozległych równin wulkanicznych, znajdują się dwa obszary dużych wulkanów – Tharsis i Elysium. Tharsis to rozległa równina wulkaniczna o długości 2000 km, osiągająca wysokość 10 km powyżej średniego poziomu. Znajdują się na nim trzy duże wulkany tarczowe - Góra Arsia, Góra Pavlina i Góra Askrian. Na skraju Tharsis znajduje się góra Olimp, najwyższa na Marsie i w Układzie Słonecznym. Olimp osiąga 27 km wysokości w stosunku do swojej podstawy i 25 km w stosunku do średniego poziomu powierzchni Marsa i zajmuje obszar o średnicy 550 km, otoczony klifami, które w niektórych miejscach osiągają wysokość 7 km. Objętość Olimpu jest 10 razy większa niż objętość największego wulkanu na Ziemi, Mauna Kea. Znajduje się tu także kilka mniejszych wulkanów. Elizjum – wzniesienie dochodzące do sześciu kilometrów powyżej średniej, z trzema wulkanami – Kopułą Hekate, Górą Elizjum i Kopułą Albora.

Według innych danych (Faure i Mensing, 2007) wysokość Olimpu wynosi 21 287 m n.p.m. poziom zerowy i 18 km nad okolicą, a średnica podstawy wynosi około 600 km. Baza zajmuje powierzchnię 282 600 km2. Kaldera (zagłębienie w centrum wulkanu) ma 70 km szerokości i 3 km głębokości.

Wzniesienie Tharsis jest również przecinane przez wiele uskoków tektonicznych, często bardzo złożonych i rozległych. Największy z nich, Valles Marineris, rozciąga się w kierunku równoleżnikowym na prawie 4000 km (jedna czwarta obwodu planety), osiągając szerokość 600 i głębokość 7-10 km; Ten uskok jest porównywalny pod względem wielkości do szczeliny wschodnioafrykańskiej na Ziemi. na jego strome stoki Występują największe osuwiska w Układzie Słonecznym. Valles Marineris to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez sondę Mariner 9 w 1971 roku mógłby obejmować całe Stany Zjednoczone, od oceanu do oceanu.

Panorama krateru Wiktorii wykonana przez łazik Opportunity. Został nakręcony w ciągu trzech tygodni, od 16 października do 6 listopada 2006.

Panorama powierzchni Marsa w rejonie Husband Hill, wykonana przez łazik Spirit w dniach 23–28 listopada 2005 r.

Czapy lodowe i polarne

Północna czapa polarna latem, zdjęcie z Mars Global Surveyor. Długi i szeroki uskok przecinający czapę po lewej stronie to uskok północny

Wygląd Marsa różni się znacznie w zależności od pory roku. Po pierwsze, uderzające są zmiany w polarnych czapach lodowych. Rosną i słabną, tworząc sezonowe wzorce w atmosferze i powierzchni Marsa. Południowa czapa polarna może osiągać szerokość geograficzną 50°, północna także 50°. Średnica stałej części północnej czapy polarnej wynosi 1000 km. W miarę cofania się czapy polarnej na jednej półkuli na wiosnę elementy na powierzchni planety zaczynają ciemnieć.

Czapy polarne składają się z dwóch składników: sezonowego – dwutlenku węgla i świeckiego – lodu wodnego. Według danych z satelity Mars Express grubość czapek może wynosić od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey odkryła aktywne gejzery na południowej czapie polarnej Marsa. Według ekspertów NASA strumienie dwutlenku węgla podczas wiosennego ocieplenia wystrzeliwują w górę na duże wysokości, zabierając ze sobą pył i piasek.

Zdjęcia Marsa przedstawiające burzę piaskową. Czerwiec - wrzesień 2001

Wiosenne topnienie czap polarnych prowadzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia atmosferycznego i przemieszczania się dużych mas gazu na przeciwną półkulę. Prędkość wiatru wiejącego w tym przypadku wynosi 10-40 m/s, czasem nawet do 100 m/s. Wiatr unosi duże ilości pyłu z powierzchni, powodując burze piaskowe. Silne burze piaskowe prawie całkowicie przesłaniają powierzchnię planety. Burze piaskowe mają zauważalny wpływ na rozkład temperatur w marsjańskiej atmosferze.

W 1784 r. astronom W. Herschel zwrócił uwagę na sezonowe zmiany wielkości czap polarnych, analogicznie do topnienia i zamarzania lodu w obszarach polarnych Ziemi. W latach sześćdziesiątych XIX wieku. Francuski astronom E. Lie zaobserwował falę ciemnienia wokół topniejącej wiosennej czapy polarnej, co następnie zinterpretowano poprzez hipotezę rozprzestrzeniania się wody roztopowej i wzrostu roślinności. Pomiary spektrometryczne, które przeprowadzono na początku XX wieku. w Obserwatorium Lovell w Flagstaff przez W. Slifera nie wykazały jednak obecności linii chlorofilu, zielonego barwnika roślin lądowych.

Ze zdjęć Marinera 7 udało się ustalić, że polarne czapy lodowe mają kilka metrów grubości, a zmierzona temperatura 115 K (-158°C) potwierdziła możliwość, że składa się ona z zamarzniętego dwutlenku węgla – „suchego lodu”.

Wzgórze zwane Górami Mitchell, położone w pobliżu południowego bieguna Marsa, po stopieniu czapy polarnej wygląda jak biała wyspa, ponieważ lodowce w górach topią się później, w tym na Ziemi.

Dane z satelity Mars Reconnaissance umożliwiły wykrycie znacznej warstwy lodu pod skalistymi piargami u podnóża gór. Lodowiec o grubości setek metrów zajmuje powierzchnię tysięcy kilometrów kwadratowych, a jego dalsze badania mogłyby dostarczyć informacji o historii marsjańskiego klimatu.

Koryta „rzeczne” i inne funkcje

Na Marsie znajduje się wiele formacji geologicznych, szczególnie suchych koryt rzek, które przypominają erozję wodną. Według jednej z hipotez kanały te mogły powstać w wyniku krótkotrwałych zdarzeń katastroficznych i nie świadczą o długotrwałym istnieniu systemu rzecznego. Jednak najnowsze dowody sugerują, że rzeki płynęły przez okresy o znaczeniu geologicznym. W szczególności odkryto kanały odwrócone (to znaczy kanały uniesione nad otaczającym obszarem). Na Ziemi takie formacje powstają w wyniku długotrwałego gromadzenia się gęstych osadów dennych, a następnie wysychania i wietrzenia otaczających skał. Ponadto istnieją dowody na przesuwanie się kanałów w delcie rzeki w miarę stopniowego podnoszenia się powierzchni.

Na półkuli południowo-zachodniej, w kraterze Eberswalde, odkryto deltę rzeki o powierzchni około 115 km2. Rzeka, która wypłukiwała deltę, miała ponad 60 km długości.

Dane z łazików marsjańskich Spirit i Opportunity należących do NASA również wskazują na obecność wody w przeszłości (odkryto minerały, które mogły powstać jedynie w wyniku długotrwałego kontaktu z wodą). Aparat Phoenix odkrył pokłady lodu bezpośrednio w ziemi.

Ponadto na zboczach wzgórz odkryto ciemne smugi, wskazujące na pojawienie się na powierzchni ciekłej słonej wody w czasach nowożytnych. Pojawiają się wkrótce po nadejściu lata i znikają zimą, „opływają” różne przeszkody, łączą się i rozchodzą. „Trudno sobie wyobrazić, że takie struktury mogły powstać z czegoś innego niż przepływy płynów” – powiedział naukowiec z NASA Richard Żurek.

Na wyżynie wulkanicznej Tharsis odkryto kilka niezwykłych głębokich studni. Sądząc po zdjęciu satelity Mars Reconnaissance Satellite wykonanym w 2007 roku, jeden z nich ma średnicę 150 metrów, a oświetlona część ściany sięga aż 178 metrów głębokości. Postawiono hipotezę dotyczącą wulkanicznego pochodzenia tych formacji.

Podkładowy

Według danych z lądowników skład pierwiastkowy powierzchniowej warstwy marsjańskiej gleby nie jest taki sam w różnych miejscach. Głównym składnikiem gleby jest krzemionka (20-25%), zawierająca domieszkę hydratów tlenku żelaza (do 15%), nadająca glebie czerwonawy kolor. Znaczne są zanieczyszczenia związkami siarki, wapnia, glinu, magnezu i sodu (po kilka procent na każdy).

Według danych z sondy NASA Phoenix (lądującej na Marsie 25 maja 2008 r.) współczynnik pH i niektóre inne parametry gleb marsjańskich są zbliżone do ziemskich i teoretycznie można by na nich uprawiać rośliny. „W rzeczywistości odkryliśmy, że gleba na Marsie spełnia wymagania, a także zawiera pierwiastki niezbędne do powstania i utrzymania życia zarówno w przeszłości, teraźniejszości, jak i przyszłości” – powiedział główny chemik projektu, Sam Coonaves. Ponadto, według niego, wiele osób może znaleźć na „swoim podwórku” tę zasadową glebę, która jest całkiem odpowiednia do uprawy szparagów.

W ziemi w miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Sonda Mars Odyssey odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się pokłady lodu wodnego. Później to założenie 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, pobrała wodę z marsjańskiej gleby.

Geologia i budowa wewnętrzna

W przeszłości na Marsie, podobnie jak na Ziemi, występował ruch płyt litosferycznych. Potwierdzają to charakterystyka pola magnetycznego Marsa, lokalizacja niektórych wulkanów np. w prowincji Tharsis, a także kształt Valles Marineris. 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 powstają w wyniku powtarzających się erupcji z tego samego otworu wentylacyjnego przez długi okres czasu. Na Ziemi, w wyniku ruchu płyt litosferycznych, punkty wulkaniczne stale zmieniały swoje położenie, co ograniczało rozwój wulkanów tarczowych, a być może nie pozwalało im osiągać wysokości jak na Marsie. Z drugiej strony różnicę w maksymalnej wysokości wulkanów można wytłumaczyć faktem, że dzięki niższej grawitacji na Marsie możliwe jest budowanie wyższych konstrukcji, które nie zawaliłyby się pod własnym ciężarem.

Porównanie budowy Marsa i innych planet ziemskich

Nowoczesne modele Wewnętrzna budowa Marsa sugeruje, że Mars składa się ze skorupy o średniej grubości 50 km (i maksymalnej grubości do 130 km), płaszcza krzemianowego o grubości 1800 km i jądra o promieniu 1480 km. Gęstość w centrum planety powinna osiągnąć 8,5 g/cm2. Jądro jest częściowo płynne i składa się głównie z żelaza z domieszką 14-17% (m/m) siarki, a zawartość pierwiastków lekkich jest dwukrotnie większa niż w jądrze Ziemi. Według współczesnych szacunków powstanie jądra zbiegło się z okresem wczesnego wulkanizmu i trwało około miliarda lat. Częściowe stopienie krzemianów płaszcza trwało mniej więcej tyle samo czasu. Ze względu na niższą grawitację na Marsie zakres ciśnień w płaszczu Marsa jest znacznie mniejszy niż na Ziemi, co oznacza, że ​​występuje mniej przejść fazowych. Zakłada się, że przejście fazowe oliwinu w modyfikację spinelu rozpoczyna się na dość dużych głębokościach - 800 km (400 km na Ziemi). Charakter płaskorzeźby i inne cechy sugerują obecność astenosfery składającej się ze stref częściowo stopionej materii. Dla niektórych obszarów Marsa opracowano szczegółową mapę geologiczną.

Według obserwacji z orbity i analizy zbioru marsjańskich meteorytów powierzchnia Marsa składa się głównie z bazaltu. Istnieją dowody sugerujące, że na niektórych obszarach powierzchni Marsa materiał ten jest bardziej bogaty w kwarc niż zwykły bazalt i może przypominać skały andezytowe na Ziemi. Jednakże te same obserwacje można zinterpretować na korzyść obecności szkła kwarcowego. Znaczna część głębszej warstwy składa się z pyłu ziarnistego tlenku żelaza.

Pole magnetyczne Marsa

W pobliżu Marsa wykryto 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 500 razy słabsze od ziemskiego. Według danych AMS Mars-5 natężenie pola magnetycznego na równiku wynosiło 64 gamma, a moment magnetyczny 2,4 1022 oersted cm2.

Pole magnetyczne Marsa jest wyjątkowo 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 żelazne jądro Marsa jest stosunkowo nieruchome w stosunku do swojej skorupy, czyli mechanizm dynama planetarnego odpowiedzialny za pole magnetyczne Ziemi nie działa na Marsie. Chociaż Mars nie ma stabilnego planetarnego pola magnetycznego, obserwacje wykazały, że części skorupy planetarnej są namagnesowane i że bieguny magnetyczne tych części zmieniły się w przeszłości. Namagnesowanie tych części okazało się podobne do anomalii magnetycznych pasków w oceanach świata.

Według jednej z teorii, opublikowanej w 1999 r. i ponownie przetestowanej w 2005 r. (z pomocą bezzałogowego statku Mars Global Surveyor), paski te ukazują tektonikę płyt 4 miliardy lat temu, zanim przestało działać dynamo planety, powodując gwałtowne osłabienie pola magnetycznego. Przyczyny tego gwałtownego osłabienia nie są jasne. Zakłada się, że funkcjonowanie dynama wynosi 4 miliardy. lat temu tłumaczy się obecnością asteroidy, która krążyła w odległości 50-75 tysięcy kilometrów wokół Marsa i powodowała niestabilność w jej jądrze. Następnie asteroida spadła do granicy Roche'a i zapadła się. Jednak samo to wyjaśnienie zawiera niejasności i jest kwestionowane w środowisku naukowym.

Historia geologiczna

Globalna mozaika 102 zdjęć orbitera Viking 1 z 22 lutego 1980 r.

Być może w odległej przeszłości, w wyniku zderzenia z dużym ciałem niebieskim, rotacja jądra ustała, a także utrata głównej objętości atmosfery. Uważa się, że utrata pola magnetycznego nastąpiła około 4 miliardów lat temu. Ze względu na słabość pola magnetycznego wiatr słoneczny przenika prawie bez przeszkód do marsjańskiej atmosfery, a wiele reakcji fotochemicznych pod wpływem promieniowania słonecznego zachodzących w jonosferze i powyżej Ziemi można zaobserwować na Marsie niemal na samym początku powierzchnia.

Historia geologiczna Marsa obejmuje trzy następujące epoki:

Epoka Noahicka (nazwana na cześć „Ziemii Noahickiej”, regionu Marsa): Powstanie najstarszej zachowanej powierzchni Marsa. Trwał od 4,5 miliarda do 3,5 miliarda lat temu. W tym okresie powierzchnia była zniszczona licznymi kraterami uderzeniowymi. Prawdopodobnie w tym okresie powstał płaskowyż Tharsis, z intensywnym przepływem wody później.

Era Hesperii: od 3,5 miliarda lat temu do 2,9 - 3,3 miliarda lat temu. Epoka ta charakteryzuje się powstawaniem ogromnych pól lawy.

Era Amazonii (nazwana na cześć „Równiny Amazonki” na Marsie): 2,9–3,3 miliarda lat temu do dnia dzisiejszego. Obszary utworzone w tej epoce mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym są zupełnie inne. W tym okresie powstała góra Olimp. W tym czasie strumienie lawy rozprzestrzeniały się w innych częściach Marsa.

Księżyce Marsa

Naturalnymi satelitami Marsa są Fobos i Deimos. Obydwa zostały odkryte przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla w 1877 roku. Fobos i Deimos mają nieregularny kształt i są bardzo małe. Według jednej z hipotez mogą one reprezentować planetoidy takie jak (5261) Eureka z trojańskiej grupy planetoid przechwyconych przez pole grawitacyjne Marsa. Satelity zostały nazwane na cześć postaci towarzyszących bogu Aresowi (czyli Marsowi), Fobosowi i Deimosowi, uosabiających strach i grozę, którzy pomagali bogu wojny w bitwach.

Oba satelity obracają się wokół swoich osi w takim samym okresie jak wokół Marsa, więc zawsze są zwrócone w tę samą stronę w stronę planety. Wpływ pływowy Marsa stopniowo spowalnia ruch Fobosa i ostatecznie doprowadzi do upadku satelity na Marsa (jeśli obecny trend się utrzyma) lub do jego rozpadu. Wręcz przeciwnie, Deimos oddala się od Marsa.

Obydwa satelity mają kształt zbliżony do trójosiowej elipsoidy, Fobos (26,6x22,2x18,6 km) jest nieco większy od Deimosa (15x12,2x10,4 km). Powierzchnia Deimosa wydaje się znacznie gładsza ze względu na fakt, że większość kraterów pokryta jest drobnoziarnistym materiałem. Oczywiście na Fobosie, który jest bliższy planety i bardziej masywny, substancja wyrzucona podczas uderzeń meteorytów albo spowodowała wielokrotne uderzenia w powierzchnię, albo spadła na Marsa, natomiast na Deimosie przez długi czas pozostawała na orbicie wokół satelity, stopniowo osiadając i ukrywanie nierównego terenu.

Życie na Marsie

Popularny pogląd, że Marsa zamieszkują inteligentni Marsjanie, rozpowszechnił się pod koniec XIX wieku.

Obserwacje Schiaparelliego dotyczące tak zwanych kanałów w połączeniu z książką Percivala Lowella na ten sam temat spopularyzowały ideę planety, której klimat stawał się coraz bardziej suchy, zimniejszy, umierający i na której istniały starożytna cywilizacja, prowadzenie prac nawadniających.

Liczne inne obserwacje i ogłoszenia znanych osób dały początek tak zwanej „gorączce marsjańskiej” wokół tego tematu. W 1899 roku, badając zakłócenia atmosferyczne w sygnałach radiowych za pomocą odbiorników w Obserwatorium w Kolorado, wynalazca Nikola Tesla zaobserwował powtarzający się sygnał. Następnie zasugerował, że może to być sygnał radiowy z innych planet, takich jak Mars. W wywiadzie z 1901 roku Tesla powiedział, że przyszło mu do głowy, że zakłócenia mogą być spowodowane sztucznie. Choć nie potrafił rozszyfrować ich znaczenia, nie było dla niego możliwe, aby powstały zupełnie przez przypadek. Jego zdaniem było to powitanie z jednej planety na drugą.

Teoria Tesli wzbudziła entuzjastyczne poparcie słynnego brytyjskiego fizyka Williama Thomsona (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku powiedział, że jego zdaniem Tesla złapał sygnał od Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak Kelvin zaczął stanowczo zaprzeczać temu stwierdzeniu przed opuszczeniem Ameryki: „Właściwie powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, gdyby istnieli, z pewnością widzieliby Nowy Jork, zwłaszcza światło pochodzące z elektryczności”.

Obecnie obecność wody w stanie ciekłym na jej powierzchni uważa się za warunek rozwoju i utrzymania życia na planecie. Istnieje również wymóg, aby orbita planety znajdowała się w tzw. strefie zamieszkiwalnej, która dla Układu Słonecznego zaczyna się za Wenus, a kończy na półosi wielkiej orbity Marsa. Podczas peryhelium Mars znajduje się w tej strefie, ale cienka atmosfera o niskim ciśnieniu zapobiega pojawianiu się wody w stanie ciekłym na dużym obszarze przez długi czas. Najnowsze dowody sugerują, że jakakolwiek woda na powierzchni Marsa jest zbyt słona i kwaśna, aby mogło na niej istnieć trwałe życie podobne do ziemskiego.

Brak magnetosfery i wyjątkowo cienka atmosfera Marsa również stanowią wyzwanie dla utrzymania życia. Na powierzchni planety występuje bardzo słaby ruch przepływów ciepła, jest ona słabo izolowana przed bombardowaniem cząstkami wiatru słonecznego; ponadto po podgrzaniu woda natychmiast odparowuje, omijając stan ciekły z powodu niskiego ciśnienia. Mars jest także na progu tzw. „śmierć geologiczna”. Koniec aktywności wulkanicznej najwyraźniej zatrzymał obieg minerałów i pierwiastków chemicznych pomiędzy powierzchnią a powierzchnią część wewnętrzna planety.

Dowody sugerują, że planeta była wcześniej znacznie bardziej podatna na podtrzymywanie życia niż obecnie. Jednak do chwili obecnej nie odnaleziono na nim żadnych pozostałości organizmów. W ramach programu Viking prowadzonego w połowie lat 70. XX wieku przeprowadzono serię eksperymentów mających na celu wykrycie mikroorganizmów w marsjańskiej glebie. Przyniosło to pozytywne rezultaty, takie jak tymczasowy wzrost emisji CO2 po umieszczeniu cząstek gleby w wodzie i pożywka. Jednak niektórzy naukowcy [przez kogo?] zakwestionowali ten dowód życia na Marsie. Doprowadziło to do ich długiego sporu z naukowcem z NASA Gilbertem Levinem, który twierdził, że Viking odkrył życie. Po ponownej ocenie danych dotyczących Wikingów w świetle aktualnej wiedzy naukowej na temat ekstremofili ustalono, że przeprowadzone eksperymenty nie były wystarczająco zaawansowane, aby wykryć te formy życia. Co więcej, testy te mogą nawet zabić organizmy, nawet jeśli były one zawarte w próbkach. Badania przeprowadzone w ramach programu Phoenix wykazały, że gleba ma odczyn bardzo zasadowy i zawiera magnez, sód, potas i chlorki. Składniki odżywcze w glebie jest wystarczająco dużo, aby podtrzymać życie, ale formy życia należy chronić przed intensywnym światłem ultrafioletowym.

Co ciekawe, w niektórych meteorytach pochodzenia marsjańskiego odkryto formacje przypominające kształtem najprostsze bakterie, chociaż wielkością mniejszą od najmniejszych organizmów lądowych. Jednym z takich meteorytów jest ALH 84001, znaleziony na Antarktydzie w 1984 roku.

Na podstawie obserwacji z Ziemi i danych ze statku kosmicznego Mars Express w atmosferze Marsa odkryto metan. W warunkach marsjańskich gaz ten rozkłada się dość szybko, więc powinien istnieć stałe źródło jego uzupełnienie. Źródłem takim może być albo aktywność geologiczna (na Marsie nie odkryto jeszcze aktywnych wulkanów), albo działalność bakterii.

Obserwacje astronomiczne z powierzchni Marsa

Po wylądowaniu automatycznych pojazdów na powierzchni Marsa możliwe stało się 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 tego na Ziemi i pod wieloma względami wydaje się niezwykły i interesujący.

Kolor nieba na Marsie

Podczas wschodu i zachodu słońca marsjańskie niebo w zenicie przybiera barwę czerwono-różową, a w bezpośrednim sąsiedztwie dysku słonecznego – od błękitu do fioletu, co jest całkowitym przeciwieństwem obrazu ziemskich świtów.

W południe niebo Marsa jest żółto-pomarańczowe. Przyczyną takich różnic od zakres kolorów Niebo ziemskie – właściwości rzadkiej, 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. Prawdopodobnie żółto-pomarańczowy kolor nieba jest również spowodowany obecnością 1% magnetytu w cząsteczkach pyłu stale zawieszonych w marsjańskiej atmosferze i unoszonych przez sezonowe burze piaskowe. Zmierzch zaczyna się na długo przed wschodem słońca i trwa długo po zachodzie słońca. Czasami kolor marsjańskiego nieba przybiera fioletową barwę w wyniku rozproszenia światła na mikrocząsteczkach lodu wodnego w chmurach (to ostatnie jest zjawiskiem dość rzadkim).

Słońce i planety

Rozmiar kątowy Słońca obserwowanego z Marsa jest mniejszy niż rozmiar widoczny z Ziemi i stanowi 2/3 tego ostatniego. Merkury z Marsa będzie praktycznie niedostępny do obserwacji gołym okiem ze względu na jego ogromną bliskość do Słońca. Najjaśniejszą planetą na niebie Marsa jest Wenus, na drugim miejscu znajduje się Jowisz (jego cztery największe satelity można obserwować bez teleskopu), a na trzecim Ziemia.

Ziemia w stosunku do Marsa jest wewnętrzna planeta, tak jak Wenus dla Ziemi. W związku z tym z Marsa Ziemię obserwuje się jako gwiazdę poranną lub wieczorną, wschodzącą przed świtem lub widoczną na wieczornym niebie po zachodzie słońca.

Maksymalne wydłużenie Ziemi na niebie Marsa wyniesie 38 stopni. Gołym okiem Ziemia będzie widoczna jako jasna (maksymalna widzialna wielkość około -2,5 mag) zielonkawa gwiazda, obok której łatwo będzie widoczna żółtawa i słabsza (około 0,9) gwiazda Księżyca. Przez teleskop oba obiekty będą pokazywały te same fazy. Obrót Księżyca wokół Ziemi będzie obserwowany z Marsa w następujący sposób: przy maksymalnej odległości kątowej Księżyca od Ziemi gołym okiem z łatwością można oddzielić Księżyc od Ziemi: po tygodniu „gwiazdy” Księżyc i Ziemia połączą się w jedną gwiazdę, nierozłączną dla oka; po kolejnym tygodniu Księżyc będzie ponownie widoczny w maksymalnej odległości, ale po drugiej stronie Ziemi. Od czasu do czasu obserwator na Marsie będzie mógł zaobserwować przejście (tranzyt) Księżyca przez dysk ziemski lub odwrotnie, zasłonięcie Księżyca przez dysk ziemski. Maksymalna pozorna odległość Księżyca od Ziemi (i ich pozorna jasność) obserwowana z Marsa będzie się znacznie różnić w zależności od względnych pozycji Ziemi i Marsa, a co za tym idzie, odległości między planetami. W epokach opozycji będzie to około 17 minut łuku, przy maksymalnej odległości między Ziemią a Marsem – 3,5 minuty łuku. Ziemię, podobnie jak inne planety, będziemy obserwować w paśmie konstelacji zodiaku. Astronom na Marsie będzie mógł także obserwować przejście Ziemi przez dysk Słońca, najbliższe przejście nastąpi 10 listopada 2084 roku.

Satelity - Fobos i Deimos


Przejście Fobosa przez dysk słoneczny. Zdjęcia z Opportunity

Fobos obserwowany z powierzchni Marsa ma pozorną średnicę około 1/3 dysku Księżyca na ziemskim niebie i pozorną jasność około -9 (w przybliżeniu taką samą jak Księżyc w pierwszej ćwiartce fazy). Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie, by wschodzić ponownie 11 godzin później, przecinając w ten sposób marsjańskie niebo dwa razy dziennie. Ruch tego szybkiego księżyca po niebie będzie łatwo zauważalny przez całą noc, podobnie jak zmieniające się fazy. Gołym okiem będzie można dostrzec największą płaskorzeźbę Fobosa – krater Stickney. Wygląda na to, że Deimos wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie Jasna gwiazda bez zauważalnego widocznego dysku, wielkość około -5 (nieco jaśniejsza niż Wenus na ziemskim niebie), powoli przecinająca niebo przez 2,7 marsjańskiego dnia. Obydwa satelity można obserwować na nocnym niebie w tym samym czasie, w tym przypadku Fobos przesunie się w stronę Deimosa.

Zarówno Fobos, jak i Deimos są wystarczająco jasne, aby obiekty na powierzchni Marsa rzucały w nocy wyraźne cienie. Oba satelity mają stosunkowo niskie nachylenie orbity w stosunku do równika Marsa, co uniemożliwia ich obserwację na wysokich północnych i południowych szerokościach geograficznych planety: na przykład Fobos nigdy nie wznosi się nad horyzontem na północ od 70,4° N. w. lub na południe od 70,4° S. cii.; dla Deimosa wartości te wynoszą 82,7° N. w. i 82,7° S. w. Na Marsie można zaobserwować zaćmienie Fobosa i Deimosa, gdy wchodzą one w cień Marsa, a także zaćmienie Słońca, które ma jedynie pierścieniowy charakter ze względu na mały rozmiar kątowy Fobosa w porównaniu z dyskiem słonecznym.

Sfera niebiańska

Biegun północny na Marsie, ze względu na nachylenie osi planety, znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia ( współrzędne równikowe: rektascencja 21h 10m 42s, deklinacja +52° 53,0? i nie jest oznaczony jasną gwiazdą: najbliższa biegunowi jest słaba gwiazda szóstej wielkości BD +52 2880 (jej inne oznaczenia to HR 8106, HD 201834, SAO 33185). biegun południowy world (współrzędne 9h 10m 42s i -52° 53,0) znajduje się kilka stopni od gwiazdy Kappa Parus (pozorna jasność 2,5) - w zasadzie można ją uznać za gwiazdę bieguna południowego Marsa.

Konstelacje zodiakalne ekliptyki marsjańskiej są podobne do tych obserwowanych z Ziemi, z jedną różnicą: obserwując roczny ruch Słońca wśród konstelacji, ono (podobnie jak inne planety, w tym Ziemia) opuszcza wschodnią część konstelacji Ryb , będzie przechodzić przez 6 dni przez północną część konstelacji Wieloryba przed ponownym wejściem do zachodnich Ryb.

Historia eksploracji Marsa

Eksploracja Marsa rozpoczęła się dawno temu, bo 3,5 tysiąca lat temu, w Starożytny Egipt. Pierwsze szczegółowe raporty na temat położenia Marsa zostały opracowane przez astronomów babilońskich, którzy opracowali szereg matematycznych metod przewidywania położenia planety. Wykorzystując dane pochodzące od Egipcjan i Babilończyków, starożytni greccy (hellenistyczni) filozofowie i astronomowie opracowali szczegółowy model geocentryczny wyjaśniający ruch planet. Kilka wieków później astronomowie indyjscy i islamscy oszacowali wielkość Marsa i jego odległość od Ziemi. W XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował model heliocentryczny opisujący Układ Słoneczny za pomocą kołowych orbit planet. Jego wyniki zostały zweryfikowane przez Johannesa Keplera, który wprowadził dokładniejszą eliptyczną orbitę Marsa, zbieżną z obserwowaną.

W 1659 roku Francesco Fontana, patrząc na Marsa przez teleskop, wykonał pierwszy rysunek planety. Portretował czarny punkt w środku wyraźnie określonej kuli.

W 1660 roku do czarnej plamy dodano dwie czapy polarne, dodane przez Jeana Dominique'a Cassiniego.

W 1888 r. Giovanni Schiaparelli, który studiował w Rosji, nadał pierwsze nazwy poszczególnym cechom powierzchni: morza Afrodyty, Morza Erytrejskiego, Adriatyckiego, Cymeryjskiego; jeziora Sun, Lunnoe i Phoenix.

Rozkwit teleskopowych obserwacji Marsa nastąpił w r koniec XIX- połowa XX wieku. Wynika to w dużej mierze 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, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. To oni położyli podwaliny pod areografię i opracowali pierwszą szczegółowe mapy powierzchni Marsa – choć okazały się niemal całkowicie błędne po przelocie na Marsa automatycznych sond.

Kolonizacja Marsa

Szacowany wygląd Marsa po terraformowaniu

Stosunkowo blisko ziemskiego naturalne warunki nieco ułatwić to zadanie. W szczególności są miejsca na Ziemi, w których warunki naturalne są podobne do tych na Marsie. Ekstremalnie niskie temperatury w Arktyce i Antarktydzie są porównywalne nawet z najniższymi temperaturami na Marsie i na równiku Marsa w miesiące letnie Może być tak ciepło (+20°C), jak na Ziemi. Na Ziemi są także pustynie, które swoim wyglądem przypominają marsjański krajobraz.

Istnieją jednak znaczne różnice między Ziemią a Marsem. W szczególności pole magnetyczne Marsa jest około 800 razy słabsze niż ziemskie. W połączeniu z rozrzedzoną (setki razy w porównaniu z ziemską) atmosferą zwiększa to ilość wody docierającej do jej powierzchni. promieniowanie jonizujące. Pomiary wykonane przez amerykańską bezzałogową sondę kosmiczną Mars Odyssey wykazały, że promieniowanie tła na orbicie Marsa jest 2,2 razy wyższe niż promieniowanie tła na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. Średnia dawka wynosiła około 220 miliradów dziennie (2,2 miligraja dziennie lub 0,8 szarości rocznie). Ilość promieniowania otrzymanego w wyniku przebywania na takim tle przez trzy lata zbliża się do ustalonych limitów bezpieczeństwa dla astronautów. Na powierzchni Marsa tło promieniowania jest nieco niższe i dawka wynosi 0,2-0,3 Gy rocznie i różni się znacznie w zależności od terenu, wysokości nad poziomem morza i lokalnych pól magnetycznych.

Skład chemiczny minerałów powszechnych na Marsie jest bardziej zróżnicowany niż w przypadku innych ciał niebieskich w pobliżu Ziemi. Według korporacji 4Frontiers jest ich wystarczająco dużo, aby zasilić nie tylko samego Marsa, ale także Księżyc, Ziemię i pas asteroid.

Czas lotu z Ziemi na Marsa (przy obecnych technologiach) wynosi 259 dni w przypadku półelipsy i 70 dni w przypadku paraboli. Do komunikacji z potencjalnymi koloniami można wykorzystać komunikację radiową, która ma opóźnienie 3-4 minut w każdym kierunku podczas największego zbliżenia planet (co powtarza się co 780 dni) i około 20 minut. w maksymalnej odległości planet; zobacz Konfiguracja (astronomia) .

Do chwili obecnej nie podjęto żadnych praktycznych kroków w celu kolonizacji Marsa, ale kolonizacja jest rozwijana, na przykład projekt Centennial statek kosmiczny, opracowanie mieszkalnego modułu umożliwiającego pobyt na planecie Deep Space Habitat.

O lotach na Marsa i jego ewentualnej kolonizacji mówią dziś nie tylko pisarze science fiction, ale także prawdziwi naukowcy, biznesmeni i politycy. Sondy i łaziki dostarczyły odpowiedzi na temat cech geologicznych. Jednak w przypadku misji załogowych konieczne jest zrozumienie, czy Mars ma atmosferę i jaka jest jej struktura.


Informacje ogólne

Mars ma własną atmosferę, ale stanowi ona tylko 1% ziemskiej. Podobnie jak Wenus składa się głównie z dwutlenku węgla, ale znowu jest znacznie rzadszy. Stosunkowo gęsta warstwa ma 100 km (dla porównania Ziemia ma 500 – 1000 km różne szacunki). Z tego powodu nie ma ochrony przed promieniowaniem słonecznym, a reżim temperaturowy praktycznie nie jest regulowany. Na Marsie, jaki znamy, nie ma powietrza.

Naukowcy ustalili dokładny skład:

  • Dwutlenek węgla - 96%.
  • Argon - 2,1%.
  • Azot - 1,9%.

Metan został odkryty w 2003 roku. Odkrycie wzbudziło zainteresowanie Czerwoną Planetą, a wiele krajów uruchomiło programy eksploracyjne, w wyniku których zaczęto mówić o ucieczce i kolonizacji.

Ze względu na małą gęstość reżim temperaturowy nie jest regulowany, więc różnice wynoszą średnio 100 0 C. W ciągu dnia wystarczy komfortowe warunki+30 0 C, a w nocy temperatura powierzchni spada do -80 0 C. Ciśnienie wynosi 0,6 kPa (1/110 wartości ziemskiej). Na naszej planecie podobne warunki występują na wysokości 35 km. Jest to główne niebezpieczeństwo dla osoby bez ochrony - to nie temperatura ani gazy go zabiją, ale ciśnienie.

W pobliżu powierzchni zawsze znajduje się kurz. Ze względu na niską grawitację chmury wznoszą się do 50 km. Silne zmiany temperatury powodują wiatry w porywach dochodzące do 100 m/s, dlatego na Marsie częste są burze piaskowe. Nie stanowią one poważnego zagrożenia ze względu na niskie stężenie cząstek w masach powietrza.

Z jakich warstw składa się atmosfera Marsa?

Siła grawitacji jest mniejsza niż ziemska, dlatego atmosfera Marsa nie jest tak wyraźnie podzielona na warstwy ze względu na gęstość i ciśnienie. Jednorodny skład utrzymuje się do 11 km, po czym atmosfera zaczyna się rozdzielać na warstwy. Powyżej 100 km gęstość spada do wartości minimalnych.

  • Troposfera - do 20 km.
  • Stratomesosfera - do 100 km.
  • Termosfera - do 200 km.
  • Jonosfera - do 500 km.

Górna atmosfera zawiera lekkie gazy - wodór, węgiel. W tych warstwach gromadzi się tlen. Pojedyncze cząstki wodoru atomowego rozprzestrzeniają się na odległości do 20 000 km, tworząc koronę wodorową. Nie ma wyraźnego podziału pomiędzy regionami skrajnymi a przestrzenią kosmiczną.

Górna atmosfera

Na wysokości ponad 20-30 km znajduje się termosfera - górne regiony. Skład pozostaje stabilny aż do wysokości 200 km. Występuje tu duża zawartość tlenu atomowego. Temperatura jest dość niska - do 200-300 K (od -70 do -200 0 C). Następna jest jonosfera, w której jony reagują z pierwiastkami obojętnymi.

Niższa atmosfera

W zależności od pory roku granica tej warstwy zmienia się i strefa ta nazywana jest tropopauzą. Dalej rozciąga się stratomosfera, której średnia temperatura wynosi -133 0 C. Na Ziemi zawiera ozon, który chroni przed promieniowaniem kosmicznym. Na Marsie gromadzi się na wysokości 50-60 km, a następnie jest praktycznie nieobecny.

Skład atmosferyczny

Atmosfera ziemska składa się z azotu (78%) i tlenu (20%), argon, dwutlenek węgla, metan itp. występują w małych ilościach. Takie warunki uważa się za optymalne do powstania życia. Skład powietrza na Marsie jest znacząco inny. Głównym składnikiem marsjańskiej atmosfery jest dwutlenek węgla – około 95%. Azot stanowi 3%, a argon 1,6%. Całkowita ilość tlenu wynosi nie więcej niż 0,14%.

Kompozycja ta powstała z powodu słabej grawitacji Czerwonej Planety. Najbardziej stabilny był ciężki dwutlenek węgla, który jest stale uzupełniany w wyniku aktywności wulkanicznej. Lekkie gazy są rozproszone w przestrzeni ze względu na niską grawitację i brak pola magnetycznego. Azot jest utrzymywany przez grawitację w postaci cząsteczki dwuatomowej, ale ulega rozszczepieniu pod wpływem promieniowania i leci w przestrzeń kosmiczną w postaci pojedynczych atomów.

Podobnie sytuacja wygląda z tlenem, jednak w górnych warstwach reaguje on z węglem i wodorem. Jednak naukowcy nie do końca rozumieją specyfikę reakcji. Według obliczeń ilość tlenku węgla CO powinna być większa, ale ostatecznie utlenia się on do dwutlenku węgla CO2 i opada na powierzchnię. Oddzielnie tlen cząsteczkowy O2 pojawia się dopiero po chemicznym rozkładzie dwutlenku węgla i wody w górnych warstwach pod wpływem fotonów. Odnosi się do substancji, które nie kondensują na Marsie.

Naukowcy uważają, że miliony lat temu ilość tlenu była porównywalna z tą na Ziemi - 15-20%. Nie wiadomo jeszcze dokładnie, dlaczego warunki się zmieniły. Jednak pojedyncze atomy nie uciekają tak aktywnie, a ze względu na większą masę wręcz się kumulują. W pewnym stopniu obserwuje się proces odwrotny.

Inne ważne elementy:

  • Ozon praktycznie nie występuje, istnieje jeden obszar akumulacji 30-60 km od powierzchni.
  • Zawartość wody jest 100-200 razy mniejsza niż w najsuchszym regionie Ziemi.
  • Metan – obserwowane są emisje o nieznanym charakterze, a jak dotąd najczęściej dyskutowana substancja dotycząca Marsa.

Metan na Ziemi zaliczany jest do składników odżywczych, zatem potencjalnie może być powiązany z materią organiczną. Natura pojawienia się i szybkiego zniszczenia nie została jeszcze wyjaśniona, dlatego naukowcy szukają odpowiedzi na te pytania.

Co stało się z atmosferą Marsa w przeszłości?

W ciągu milionów lat istnienia planety atmosfera zmienia się pod względem składu i struktury. W wyniku badań pojawiły się dowody na to, że w przeszłości na powierzchni istniały płynne oceany. Jednak obecnie woda pozostaje w małych ilościach w postaci pary lub lodu.

Przyczyny zniknięcia płynu:

  • Niskie ciśnienie atmosferyczne nie jest w stanie utrzymać wody w stanie ciekłym przez długi czas, tak jak ma to miejsce na Ziemi.
  • Grawitacja nie jest wystarczająco silna, aby utrzymać chmury pary.
  • Z powodu braku pola magnetycznego materia jest unoszona w przestrzeń kosmiczną przez cząsteczki wiatru słonecznego.
  • Przy znacznych zmianach temperatury wodę można zachować tylko w stanie stałym.

Innymi słowy, atmosfera Marsa nie jest wystarczająco gęsta, aby zatrzymać wodę w postaci cieczy, a niewielka siła grawitacji nie jest w stanie zatrzymać wodoru i tlenu.
Według ekspertów sprzyjające warunki do życia na Czerwonej Planecie mogły powstać około 4 miliardy lat temu. Być może w tamtym czasie istniało życie.

Zwany następujące powody zniszczenie:

  • Brak ochrony przed promieniowaniem słonecznym i stopniowe wyczerpywanie się atmosfery na przestrzeni milionów lat.
  • Zderzenie z meteorytem lub innym ciałem kosmicznym, które natychmiastowo zniszczyło atmosferę.

Pierwszy powód ten moment o wiele bardziej prawdopodobne, ponieważ nie ma żadnych śladów globalna katastrofa jeszcze nie odkryte. Podobne wnioski wyciągnięto dzięki badaniom autonomicznej stacji Curiosity. Łazik marsjański określił dokładny skład powietrza.

Starożytna atmosfera Marsa zawierała dużo tlenu

Dziś naukowcy nie mają wątpliwości, że na Czerwonej Planecie była kiedyś woda. O licznych widokach zarysów oceanów. Obserwacje wzrokowe potwierdzają konkretne badania. Łaziki przeprowadziły badania gleby w dolinach dawnych mórz i rzek, a skład chemiczny potwierdził wstępne założenia.

W obecne warunki jakakolwiek woda w stanie ciekłym na powierzchni planety natychmiast wyparuje, ponieważ ciśnienie jest zbyt niskie. Jeśli jednak w starożytności istniały oceany i jeziora, warunki były inne. Jednym z założeń jest inny skład o zawartości tlenu około 15-20% oraz zwiększonym udziale azotu i argonu. W tej formie Mars staje się niemal identyczny z naszą rodzimą planetą - z ciekłą wodą, tlenem i azotem.

Inni naukowcy sugerowali istnienie pełnoprawnego pola magnetycznego, które może chronić przed wiatrem słonecznym. Jej moc jest porównywalna z siłą Ziemi i jest to kolejny czynnik przemawiający za istnieniem warunków powstania i rozwoju życia.

Przyczyny zubożenia atmosfery

Szczyt rozwoju nastąpił w erze Hesperii (3,5-2,5 miliarda lat temu). Na równinie znajdował się słony ocean porównywalny wielkością do Oceanu Arktycznego. Temperatura na powierzchni sięgała 40-50 0 C, a ciśnienie około 1 atm. Istnieje duże prawdopodobieństwo istnienia w tym okresie organizmów żywych. Jednak okres „dobrobytu” nie był wystarczająco długi, aby powstało złożone, znacznie mniej inteligentne życie.

Jednym z głównych powodów jest mały rozmiar planety. Mars jest mniejszy od Ziemi, więc grawitacja i pole magnetyczne są słabsze. W rezultacie wiatr słoneczny aktywnie wybijał cząsteczki i dosłownie odcinał powłokę warstwa po warstwie. Skład atmosfery zaczął się zmieniać w ciągu 1 miliarda lat, po czym zmiany klimatyczne stały się katastrofalne. Spadek ciśnienia powodował parowanie cieczy i zmiany temperatury.

> > > Atmosfera Marsa

Mars - atmosfera planety: warstwy atmosfery, skład chemiczny, ciśnienie, gęstość, porównanie z Ziemią, ilość metanu, starożytna planeta, badania ze zdjęciami.

Aatmosfera Marsa stanowi tylko 1% powierzchni Ziemi, dlatego na Czerwonej Planecie nie ma ochrony przed promieniowaniem słonecznym, a także normalnymi warunkami temperaturowymi. Skład atmosfery Marsa jest reprezentowany przez dwutlenek węgla (95%), azot (3%), argon (1,6%) i niewielkie domieszki tlenu, pary wodnej i innych gazów. Jest również pełna małych cząstek pyłu, które sprawiają, że planeta wydaje się czerwona.

Naukowcy uważają, że warstwa atmosfery była wcześniej gęsta, ale zapadła się 4 miliardy lat temu. Bez magnetosfery wiatr słoneczny zderza się z jonosferą i zmniejsza gęstość atmosfery.

Doprowadziło to do odczytu niskiego ciśnienia wynoszącego 30 Pa. Atmosfera rozciąga się na długości ponad 10,8 km. Zawiera dużo metanu. Ponadto w określonych obszarach zauważalne są silne emisje. Zidentyfikowano dwie lokalizacje, ale źródła nie zostały jeszcze odkryte.

Rocznie uwalnia się 270 ton metanu. Oznacza to, że mówimy o jakimś aktywnym procesie podpowierzchniowym. Najprawdopodobniej jest to aktywność wulkaniczna, uderzenia komet lub serpentynizacja. Najbardziej atrakcyjną opcją jest metanogenne życie drobnoustrojów.

Teraz już wiesz o obecności atmosfery Marsa, ale niestety jest ona skonfigurowana do eksterminacji kolonistów. Zapobiega gromadzeniu się wody w stanie ciekłym, jest podatny na promieniowanie i jest wyjątkowo zimny. Ale w ciągu najbliższych 30 lat nadal skupiamy się na rozwoju.

Rozpraszanie atmosfer planetarnych

Astrofizyk Walery Szematowicz o ewolucji atmosfer planet, układów egzoplanet i utracie atmosfery Marsa:

Każda planeta różni się od pozostałych wieloma cechami. Ludzie porównują inne znalezione planety z tą, którą dobrze znają, ale nie doskonale - jest to planeta Ziemia. W końcu jest to logiczne, życie może pojawić się na naszej planecie, co oznacza, że ​​\u200b\u200bjeśli będziesz szukać planety podobnej do naszej, wówczas będzie można tam również znaleźć życie. Z powodu tych porównań planety mają swoje własne cechy charakterystyczne. Na przykład Saturn ma piękne pierścienie, dlatego Saturn nazywany jest najpiękniejszą planetą Układu Słonecznego. Jowisz jest największą planetą w Układzie Słonecznym i jest to cecha Jowisza. Jakie są więc cechy Marsa? O tym właśnie jest ten artykuł.

Mars, podobnie jak wiele planet Układu Słonecznego, ma satelity. W sumie Mars ma dwa satelity: Fobos i Deimos. Satelity mają swoje nazwy od Greków. Fobos i Deimos byli synami Aresa (Marsa) i zawsze byli blisko swojego ojca, tak jak te dwa satelity zawsze były blisko Marsa. W tłumaczeniu „Phobos” oznacza „strach”, a „Deimos” oznacza „horror”.

Fobos to satelita, którego orbita jest bardzo blisko planety. Jest to najbliższy planety satelita w całym Układzie Słonecznym. Odległość od powierzchni Marsa do Fobosa wynosi 9380 kilometrów. Satelita okrąża Marsa z częstotliwością 7 godzin i 40 minut. Okazuje się, że Fobosowi udaje się wykonać nieco ponad trzy obroty wokół Marsa, podczas gdy sam Mars dokonuje jednego obrotu wokół własnej osi.

Deimos to najmniejszy księżyc w Układzie Słonecznym. Wymiary satelity to 15x12,4x10,8 km. Odległość od satelity do powierzchni planety wynosi 23 450 tys. Km. Okres obiegu Deimosa wokół Marsa wynosi 30 godzin i 20 minut, czyli nieco dłużej niż czas potrzebny planecie na obrót wokół własnej osi. Jeśli jesteś na Marsie, Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie, wykonując trzy obroty dziennie, podczas gdy Deimos, odwrotnie, wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie, dokonując tylko jednego obrotu wokół planety .

Cechy Marsa i jego atmosfery

Jedną z głównych cech Marsa jest to, że został stworzony. Atmosfera na Marsie jest dość interesująca. Teraz atmosfera na Marsie jest bardzo cienka, możliwe jest, że w przyszłości Mars całkowicie straci swoją atmosferę. Osobliwością atmosfery Marsa jest to, że dawno temu Mars miał tę samą atmosferę i powietrze, co na naszej rodzimej planecie. Ale podczas swojej ewolucji Czerwona Planeta straciła prawie całą swoją atmosferę. Teraz ciśnienie atmosfery Czerwonej Planety wynosi tylko 1% ciśnienia naszej planety. Osobliwością atmosfery Marsa jest również to, że nawet przy jednej trzeciej grawitacji planety w stosunku do Ziemi Mars może wywoływać ogromne burze piaskowe, unosząc tony piasku i gleby w powietrze. Burze piaskowe już nie raz popsuły nerwy naszym astronomom; ponieważ burze piaskowe potrafią być bardzo rozległe, obserwacja Marsa z Ziemi staje się niemożliwa. Czasami takie burze mogą trwać nawet miesiące, co znacznie psuje proces badania planety. Ale eksploracja planety Mars na tym się nie kończy. Na powierzchni Marsa znajdują się roboty, które nie przestają eksplorować planety.

Cechy atmosferyczne planety Mars oznaczają również, że domysły naukowców dotyczące koloru marsjańskiego nieba zostały obalone. Naukowcy wierzyli, że niebo na Marsie powinno być czarne, ale zdjęcia wykonane przez stację kosmiczną z planety obaliły tę teorię. Niebo na Marsie wcale nie jest czarne, jest różowe, dzięki cząsteczkom piasku i pyłu, które znajdują się w powietrzu i pochłaniają 40% światło słoneczne, dzięki temu powstaje efekt różowego nieba na Marsie.

Cechy temperatury Marsa

Pomiary temperatury Marsa rozpoczęły się stosunkowo dawno temu. Wszystko zaczęło się od pomiarów Lamplanda w 1922 roku. Następnie pomiary wykazały, że średnia temperatura na Marsie wynosiła -28°C. Później, w latach 50. i 60. XX wieku, zgromadzono pewną wiedzę na temat reżimu temperaturowego planety, którą prowadzono od lat 20. do 60. XX wieku. Z tych pomiarów wynika, że ​​w ciągu dnia na równiku planety temperatura może osiągnąć +27°C, ale wieczorem spadnie do zera, a rano osiągnie -50°C. Temperatura na biegunach waha się od +10°C, w dzień polarny, aż do bardzo niskie temperatury, podczas nocy polarnej.

Reliefowe cechy Marsa

Powierzchnia Marsa, podobnie jak innych planet nieposiadających atmosfery, jest pokryta różnymi kraterami powstałymi w wyniku upadków obiektów kosmicznych. Kratery mogą być małe (o średnicy 5 km) lub duże (o średnicy od 50 do 70 km). Ze względu na brak atmosfery Mars był narażony na opady meteorytów. Ale powierzchnia planety zawiera więcej niż tylko kratery. Wcześniej ludzie wierzyli, że na Marsie nigdy nie było wody, ale obserwacje powierzchni planety mówią co innego. Na powierzchni Marsa znajdują się kanały, a nawet małe zagłębienia przypominające osady wodne. Sugeruje to, że na Marsie była woda, ale z wielu powodów zniknęła. Trudno teraz powiedzieć, co należy zrobić, aby na Marsie ponownie pojawiła się woda i mogliśmy oglądać zmartwychwstanie planety.

Na Czerwonej Planecie znajdują się także wulkany. Najbardziej znanym wulkanem jest Olimp. Wulkan ten znany jest wszystkim zainteresowanym Marsem. Ten wulkan jest największym wzgórzem nie tylko na Marsie, ale także w Układzie Słonecznym, to kolejna cecha tej planety. Jeśli staniesz u podnóża wulkanu Olimp, nie będzie można zobaczyć krawędzi tego wulkanu. Wulkan ten jest tak duży, że jego krawędzie sięgają poza horyzont i wydaje się, że Olimp nie ma końca.

Cechy pola magnetycznego Marsa

To być może ostatnia interesująca cecha tej planety. Pole magnetyczne jest obrońcą planety, które odpycha wszelkie ładunki elektryczne przemieszczające się w stronę planety i wypycha je z pierwotnej trajektorii. Pole magnetyczne jest całkowicie zależne od jądra planety. Jądro Marsa jest prawie nieruchome, dlatego pole magnetyczne planety jest bardzo słabe. Działanie Pole magnetyczne bardzo ciekawe, nie jest globalne, jak na naszej planecie, ale ma strefy, w których jest bardziej aktywne, a w innych może w ogóle nie istnieć.

Tak więc planeta, która wydaje nam się tak zwyczajna, ma cały zestaw własnych cech, z których niektóre są wiodące w naszym Układzie Słonecznym. Mars nie jest tak prostą planetą, jak mogłoby się wydawać na pierwszy rzut oka.

Ponieważ Mars jest dalej od Słońca niż Ziemia, może zająć na niebie pozycję przeciwną do Słońca, wtedy jest widoczny przez całą noc. To położenie planety nazywa się konfrontacja. W przypadku Marsa powtarza się to co dwa lata i dwa miesiące. Ponieważ orbita Marsa jest bardziej wydłużona niż Ziemi, podczas opozycji odległości między Marsem a Ziemią mogą się różnić. Raz na 15, 17 lat ma miejsce Wielka Konfrontacja, kiedy odległość między Ziemią a Marsem jest minimalna i wynosi 55 milionów km.

Kanały na Marsie

Wyraźnie widać to na zdjęciu Marsa wykonanym przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a cechy planety. Na czerwonym tle marsjańskich pustyń wyraźnie widać niebieskawo-zielone morza i jasną białą czapę polarną. Słynny kanały nie widać na zdjęciu. Przy tym powiększeniu są one naprawdę niewidoczne. Po uzyskaniu wielkoformatowych zdjęć Marsa ostatecznie rozwiązano zagadkę marsjańskich kanałów: kanały są złudzeniem optycznym.

Bardzo interesujące było pytanie o możliwość istnienia życie na Marsie. Badania przeprowadzone w 1976 roku na amerykańskim Viking MS najwyraźniej dały ostateczny wynik negatywny. Na Marsie nie znaleziono żadnych śladów życia.

Jednak obecnie toczy się ożywiona dyskusja na ten temat. Obie strony, zarówno zwolennicy, jak i przeciwnicy życia na Marsie, przedstawiają argumenty, których ich przeciwnicy nie są w stanie obalić. Po prostu nie ma wystarczających danych eksperymentalnych, aby rozwiązać ten problem. Pozostaje nam tylko czekać, aż trwające i planowane loty na Marsa dostarczą materiału potwierdzającego lub zaprzeczającego istnieniu życia na Marsie w naszych czasach lub w odległej przeszłości. Materiał ze strony

Mars ma dwa małe satelita— Fobos (ryc. 51) i Deimos (ryc. 52). Ich wymiary to odpowiednio 18×22 i 10×16 km. Fobos znajduje się w odległości zaledwie 6000 km od powierzchni planety i okrąża ją w około 7 godzin, czyli 3 razy krócej niż marsjański dzień. Deimos znajduje się w odległości 20 000 km.

Z satelitami wiąże się wiele tajemnic. Zatem ich pochodzenie jest niejasne. Większość naukowców uważa, że ​​są to stosunkowo niedawno przechwycone asteroidy. Trudno sobie wyobrazić, jak Fobos przetrwał uderzenie meteorytu, który pozostawił na nim krater o średnicy 8 km. Nie jest jasne, dlaczego Fobos jest najczarniejszym znanym nam ciałem. Jego współczynnik odbicia jest 3 razy mniejszy niż sadzy. Niestety, kilka lotów statków kosmicznych na Fobos zakończyło się niepowodzeniem. Ostateczne rozwiązanie wielu kwestii zarówno Fobosa, jak i Marsa odłożono do czasu wyprawy na Marsa, zaplanowanej na lata 30. XXI wieku.