Marsın atmosferi. Marsın atmosferi haqqında ümumi məlumat Atmosfer Marsın temperatur rejiminə necə təsir edir

Hər bir planet digərlərindən bir sıra xüsusiyyətlərə görə fərqlənir. İnsanlar digər tapılmış planetləri yaxşı bildikləri ilə müqayisə edirlər, lakin mükəmməl deyil - bu, Yer planetidir. Axı bu, məntiqlidir, planetimizdə həyat görünə bilər, yəni bizim planetə bənzər bir planet axtarsanız, orada da həyat tapmaq mümkün olacaq. Bu müqayisələrə görə, planetlərin özünəməxsus fərqli xüsusiyyətləri var. Məsələn, Saturnun gözəl halqaları var, ona görə də Saturnu Günəş sisteminin ən gözəl planeti adlandırırlar. Yupiter Günəş sistemindəki ən böyük planetdir və bu Yupiterin bir xüsusiyyətidir. Beləliklə, Marsın xüsusiyyətləri nələrdir? Bu məqalənin mövzusu budur.

Günəş sistemindəki bir çox planet kimi Marsın da peykləri var. Ümumilikdə Marsın iki peyki var: Phobos və Deimos. Peyklər adlarını yunanlardan alıblar. Fobos və Deimos Aresin (Marsın) oğulları idilər və bu iki peyk həmişə Marsa yaxın olduğu kimi həmişə atalarına yaxın olublar. Tərcümədə “Phobos” “qorxu”, “Deimos” isə “dəhşət” deməkdir.

Phobos orbiti planetə çox yaxın olan bir peykdir. O, bütün günəş sistemində bir planetə ən yaxın peykdir. Marsın səthindən Fobosa qədər olan məsafə 9380 kilometrdir. Peyk 7 saat 40 dəqiqə tezliyi ilə Marsın orbitində fırlanır. Belə çıxır ki, Fobos Mars ətrafında üçdən bir qədər çox inqilab etməyi bacarır, Marsın özü isə öz oxu ətrafında bir inqilab edir.

Deimos Günəş sistemindəki ən kiçik peykdir. Peykin ölçüləri 15x12.4x10.8 km-dir. Peykdən planetin səthinə qədər olan məsafə isə 23,450 min km-dir. Deymosun Mars ətrafındakı orbital dövrü 30 saat 20 dəqiqədir ki, bu da planetin öz oxu ətrafında fırlanmasından bir qədər uzundur. Əgər Marsdasınızsa, Phobos gündə üç inqilab edərək qərbdə yüksələcək və şərqdə batacaq, Deimos isə əksinə, şərqdə qalxıb qərbdə batır, planetin ətrafında yalnız bir inqilab edəcək. .

Marsın və onun atmosferinin xüsusiyyətləri

Marsın əsas xüsusiyyətlərindən biri də onun yaradılmasıdır. Marsda atmosfer olduqca maraqlıdır. İndi Marsda atmosfer çox nazikdir, ola bilsin ki, gələcəkdə Mars öz atmosferini tamamilə itirsin. Marsın atmosferinin özəllikləri ondan ibarətdir ki, bir zamanlar Mars bizim planetimizdəki atmosferə və havaya malik idi. Ancaq təkamülü zamanı Qırmızı Planet demək olar ki, bütün atmosferini itirdi. İndi Qırmızı Planetin atmosferinin təzyiqi planetimizin təzyiqinin cəmi 1%-ni təşkil edir. Mars atmosferinin özəlliyi həm də ondan ibarətdir ki, planetin Yerə nisbətən cazibə qüvvəsinin üçdə biri olsa belə, Mars nəhəng toz fırtınaları qaldıraraq, tonlarla qum və torpağı havaya qaldıra bilir. Toz fırtınaları artıq bir neçə dəfə astronomlarımızın əsəblərini korlayıb; toz fırtınaları çox geniş ola bildiyindən, Marsı Yerdən müşahidə etmək qeyri-mümkün olur. Bəzən belə tufanlar hətta aylarla davam edə bilər ki, bu da planetin öyrənilməsi prosesini xeyli korlayır. Lakin Mars planetinin tədqiqi bununla bitmir. Marsın səthində planetin tədqiqini dayandırmayan robotlar var.

Mars planetinin atmosfer xüsusiyyətləri də elm adamlarının Mars səmasının rəngi ilə bağlı təxminlərini təkzib etməsi deməkdir. Alimlər hesab edirdilər ki, Marsda səma qara olmalıdır, lakin kosmik stansiyanın planetdən çəkdiyi görüntülər bu nəzəriyyəni təkzib etdi. Marsda səma heç də qara deyil, çəhrayı rəngdədir, havada olan və günəş işığının 40%-ni udan qum və toz hissəcikləri sayəsində Marsda çəhrayı səma effekti yaradır.

Marsın temperaturunun xüsusiyyətləri

Marsın temperaturunun ölçülməsi nisbətən uzun müddət əvvəl başlayıb. Hər şey 1922-ci ildə Lamplandın ölçmələri ilə başladı. Sonra ölçmələr Marsda orta temperaturun -28º C olduğunu göstərdi. Sonralar, 50-60-cı illərdə planetin temperatur rejimi haqqında müəyyən biliklər toplandı və bu, 20-ci ildən 60-cı illərə qədər aparıldı. Bu ölçmələrdən məlum olur ki, planetin ekvatorunda gün ərzində temperatur +27º C-ə çata bilər, lakin axşam sıfıra enəcək, səhər isə -50º C olur. Qütblərdə temperatur dəyişir qütb günlərində +10º C-dən və qütb gecəsində çox aşağı temperatura qədər.

Marsın relyef xüsusiyyətləri

Marsın səthi, atmosferi olmayan digər planetlər kimi, kosmik cisimlərin yıxılması nəticəsində yaranan müxtəlif kraterlərlə çapıqlanır. Kraterlər kiçik (diametri 5 km) və ya böyük (diametri 50 ilə 70 km arasında) ola bilər. Atmosferinin olmaması səbəbindən Mars meteor yağışlarına məruz qaldı. Lakin planetin səthində kraterlərdən daha çoxu var. Əvvəllər insanlar Marsda heç vaxt su olmadığına inanırdılar, lakin planetin səthində aparılan müşahidələr başqa bir hekayədən xəbər verir. Marsın səthində su yataqlarına bənzəyən kanallar və hətta kiçik çökəkliklər var. Bu, Marsda suyun olduğunu, lakin bir çox səbəblərə görə yox olduğunu deməyə əsas verir. İndi suyun Marsda yenidən görünməsi və planetin dirilməsini izləyə bilməsi üçün nə etmək lazım olduğunu söyləmək çətindir.

Qırmızı planetdə vulkanlar da var. Ən məşhur vulkan Olimpdir. Bu vulkan Marsla maraqlananların hamısına məlumdur. Bu vulkan təkcə Marsda deyil, həm də Günəş sistemində ən böyük təpədir, bu planetin başqa bir xüsusiyyətidir. Olimp vulkanının ətəyində dayansanız, bu vulkanın kənarını görmək mümkün olmayacaq. Bu vulkan o qədər böyükdür ki, kənarları üfüqdən kənara çıxır və Olimpusun sonsuz olduğu görünür.

Marsın maqnit sahəsinin xüsusiyyətləri

Bu, bəlkə də bu planetin son maraqlı xüsusiyyətidir. Maqnit sahəsi planetin müdafiəçisidir, planetə doğru hərəkət edən bütün elektrik yüklərini dəf edir və onları orijinal trayektoriyasından uzaqlaşdırır. Maqnit sahəsi tamamilə planetin nüvəsindən asılıdır. Marsın nüvəsi demək olar ki, hərəkətsizdir və buna görə də planetin maqnit sahəsi çox zəifdir. Maqnit sahəsinin hərəkəti çox maraqlıdır, planetimizdəki kimi qlobal deyil, lakin daha aktiv olduğu zonalara malikdir və digər zonalarda ümumiyyətlə olmaya bilər.

Beləliklə, bizə çox adi görünən planetin bütöv bir sıra öz xüsusiyyətləri var ki, onlardan bəziləri Günəş sistemimizdə aparıcı yer tutur. Mars ilk baxışdan düşündüyünüz qədər sadə bir planet deyil.

Marsın atmosferi- Mars planetini əhatə edən qaz qabığı. O, həm kimyəvi tərkibinə, həm də fiziki parametrlərinə görə yer atmosferindən əhəmiyyətli dərəcədə fərqlənir. Səthdəki təzyiq 0,7-1,155 kPa (Yerin 1/110-u və ya Yer səthindən otuz kilometrdən çox yüksəklikdə Yerin təzyiqinə bərabərdir). Atmosferin təxmini qalınlığı 110 km-dir. Atmosferin təxmini kütləsi 2,5 10 16 kq-dır. Marsın maqnit sahəsi çox zəifdir (Yerlə müqayisədə) və nəticədə günəş küləyi atmosfer qazlarının sutkada 300±200 ton sürətlə kosmosa yayılmasına səbəb olur (günəşin hazırkı aktivliyindən və Günəşdən uzaqlığından asılı olaraq). ).

Kimyəvi birləşmə

4 milyard il əvvəl Marsın atmosferi gənc Yerdəki payına bərabər miqdarda oksigen ehtiva edirdi.

Temperatur dalğalanmaları

Marsın atmosferi çox nadir olduğu üçün səth temperaturunda gündəlik dalğalanmaları hamarlaşdırmır. Ekvatorda havanın temperaturu gündüz +30°C-dən gecə -80°C-yə qədər dəyişir. Qütblərdə temperatur -143°C-ə enə bilər. Bununla belə, gündəlik temperatur dalğalanmaları atmosfersiz Ay və Merkuridəki qədər əhəmiyyətli deyil. Aşağı sıxlıq atmosferin genişmiqyaslı toz fırtınalarının və tornadoların, küləklərin, dumanların, buludların əmələ gəlməsinə, planetin iqliminə və səthinə təsir göstərməsinə mane olmur.

Marsın temperaturunu əks etdirən teleskopun fokusuna yerləşdirilən termometrdən istifadə edərək ilk ölçmələr 1920-ci illərin əvvəllərində aparılıb. 1922-ci ildə W. Lampland tərəfindən ölçmələr Marsın orta səth temperaturunu 245 (−28 ° C), E. Pettit və S. Nikolson 1924-cü ildə 260 K (-13 ° C) əldə etdi. Daha aşağı qiymət 1960-cı ildə W. Sinton və J. Strong tərəfindən əldə edilmişdir: 230 K (-43 ° C).

İllik dövr

Qışda qütb qapaqlarında böyük həcmdə karbon qazının kondensasiyası və yayda buxarlanması səbəbindən atmosferin kütləsi il ərzində çox dəyişir.

> > > Marsın atmosferi

Mars - planetin atmosferi: atmosferin təbəqələri, kimyəvi tərkibi, təzyiqi, sıxlığı, Yerlə müqayisəsi, metan miqdarı, qədim planet, fotoşəkillərlə araşdırma.

AMarsın atmosferi Yerin cəmi 1%-ni təşkil edir, ona görə də Qırmızı Planetdə günəş radiasiyasından qorunma, eləcə də normal temperatur şəraiti yoxdur. Marsın atmosferinin tərkibi karbon qazı (95%), azot (3%), arqon (1,6%) və kiçik oksigen, su buxarı və digər qazların qarışıqları ilə təmsil olunur. O, həmçinin kiçik toz hissəcikləri ilə doludur ki, bu da planetin qırmızı görünməsinə səbəb olur.

Tədqiqatçılar hesab edirlər ki, atmosfer təbəqəsi əvvəllər sıx olub, lakin 4 milyard il əvvəl çöküb. Maqnitosfer olmadan günəş küləyi ionosferə çırpılır və atmosferin sıxlığını azaldır.

Bu, 30 Pa aşağı təzyiq oxunmasına səbəb oldu. Atmosfer 10,8 km-dən çox uzanır. Tərkibində çoxlu metan var. Üstəlik, xüsusi sahələrdə güclü emissiyalar nəzərə çarpır. İki yer müəyyən edilib, lakin mənbələr hələ aşkar edilməyib.

İldə 270 ton metan buraxılır. Bu o deməkdir ki, söhbət hansısa aktiv yeraltı prosesdən gedir. Çox güman ki, bu, vulkanik fəaliyyət, kometaların təsirləri və ya serpantinləşmədir. Ən cəlbedici variant metanogen mikrob həyatıdır.

İndi siz Mars atmosferinin mövcudluğu haqqında bilirsiniz, lakin təəssüf ki, kolonistləri məhv etmək üçün konfiqurasiya edilmişdir. Maye suyun yığılmasına imkan vermir, radiasiyaya açıqdır və həddindən artıq soyuqdur. Ancaq növbəti 30 ildə biz hələ də inkişafa diqqət yetirmişik.

Planet atmosferlərinin dağılması

Astrofizik Valeri Şematoviç planet atmosferlərinin təkamülü, ekzoplanetar sistemlər və Mars atmosferinin itirilməsi haqqında:

Mars Günəşdən Yerdən daha uzaqda olduğundan, səmada Günəşə qarşı bir mövqe tuta bilər, sonra bütün gecə görünür. Planetin bu mövqeyi deyilir qarşıdurma. Mars üçün bu, hər iki ildən iki aydan bir təkrarlanır. Marsın orbiti Yerin orbitindən daha uzun olduğundan, qarşıdurmalar zamanı Marsla Yer arasındakı məsafələr fərqli ola bilər. Hər 15 və ya 17 ildən bir, Yerlə Mars arasındakı məsafə minimal olduqda və 55 milyon km təşkil edən Böyük Qarşıdurma baş verir.

Marsda kanallar

Hubble Kosmik Teleskopundan çəkilmiş Marsın fotoşəkili planetin xarakterik xüsusiyyətlərini açıq şəkildə göstərir. Mars səhralarının qırmızı fonunda mavi-yaşıl dənizlər və parlaq ağ qütb qapağı aydın görünür. məşhur kanallar fotoda görünmür. Bu böyütmədə onlar həqiqətən görünməzdirlər. Marsın irimiqyaslı fotoşəkilləri əldə edildikdən sonra, Mars kanallarının sirri nəhayət həll olundu: kanallar optik illüziyadır.

Varlığın mümkünlüyü məsələsi böyük maraq doğururdu Marsda həyat. 1976-cı ildə Amerika Vikinq MS üzərində aparılan tədqiqatlar, görünür, son mənfi nəticə verdi. Marsda həyatın izlərinə rast gəlinməyib.

Lakin hazırda bu məsələ ilə bağlı qızğın müzakirələr gedir. Marsda həyatın həm tərəfdarları, həm də əleyhdarları olan hər iki tərəf, rəqiblərinin təkzib edə bilməyəcəyi arqumentlər irəli sürürlər. Bu problemi həll etmək üçün sadəcə olaraq kifayət qədər eksperimental məlumat yoxdur. Biz ancaq Marsa davam edən və planlaşdırılan uçuşlar bizim dövrümüzdə və ya uzaq keçmişdə Marsda həyatın mövcudluğunu təsdiq edən və ya təkzib edən material təqdim edənə qədər gözləyə bilərik. Saytdan material

Marsda iki kiçik var peyk— Phobos (şək. 51) və Deimos (şək. 52). Onların ölçüləri müvafiq olaraq 18×22 və 10×16 km-dir. Fobos planetin səthindən cəmi 6000 km məsafədə yerləşir və onun ətrafında 7 saat ərzində dövr edir ki, bu da Mars günündən 3 dəfə azdır. Deimos 20.000 km məsafədə yerləşir.

Peyklərlə bağlı bir sıra sirlər var. Beləliklə, onların mənşəyi bəlli deyil. Əksər alimlər hesab edirlər ki, bunlar nisbətən yaxınlarda ələ keçirilmiş asteroidlərdir. Diametri 8 km olan krater buraxan meteoritin zərbəsindən Fobosun necə sağ qaldığını təsəvvür etmək çətindir. Phobosun niyə bizə məlum olan ən qara bədən olduğu aydın deyil. Onun əks etdirmə qabiliyyəti hisdən 3 dəfə azdır. Təəssüf ki, Phobos-a bir neçə kosmik gəmi uçuşu uğursuzluqla başa çatdı. Həm Phobos, həm də Marsın bir çox məsələsinin yekun həlli 21-ci əsrin 30-cu illərinə planlaşdırılan Marsa ekspedisiyaya qədər təxirə salınır.

Mars Günəşdən dördüncü ən uzaq planet və Günəş sistemində yeddinci (sondan əvvəlki) ən böyük planetdir; Planetin kütləsi Yerin kütləsinin 10,7%-ni təşkil edir. Qədim Yunan Aresinə uyğun gələn qədim Roma müharibə tanrısı Marsın şərəfinə adlandırılmışdır. Mars bəzən dəmir oksidin verdiyi qırmızımtıl rəngə görə "qırmızı planet" adlanır.

Mars nadir atmosferə malik yerüstü planetdir (səthdəki təzyiq Yerin təzyiqindən 160 dəfə azdır). Marsın səth relyefinin xüsusiyyətlərini Aydakı kimi təsir kraterləri, həmçinin Yerdəki kimi vulkanlar, dərələr, səhralar və qütb buzlaqları hesab etmək olar.

Marsın iki təbii peyki var - Phobos və Deimos (qədim yunan dilindən tərcümədə - "qorxu" və "dəhşət" - döyüşdə onu müşayiət edən Aresin iki oğlunun adları), nisbətən kiçikdir (Phobos - 26x21 km, Deimos - eni 13 km ) və nizamsız formaya malikdir.

Marsın Böyük Müxalifətləri, 1830-2035

Mars Günəşdən ən uzaq olan dördüncü (Merkuri, Venera və Yerdən sonra) və Günəş sistemində yeddinci ən böyük (kütləvi və diametrdə yalnız Merkuridən üstün olan) planetdir. Marsın kütləsi Yerin kütləsinin 10,7%-ni təşkil edir (Yer üçün 6,423 1023 kq, Yer üçün 5,9736 1024 kq), həcmi Yerin kütləsindən 0,15, orta xətti diametri isə Yerin diametrindən 0,53 (6800 km) təşkil edir. ).

Marsın topoqrafiyası bir çox unikal xüsusiyyətlərə malikdir. Marsın sönmüş vulkanı Olimp dağı Günəş sisteminin ən hündür dağı, Valles Marineris isə ən böyük kanyondur. Bundan əlavə, 2008-ci ilin iyununda Nature jurnalında dərc olunan üç məqalə Marsın şimal yarımkürəsində günəş sistemində məlum olan ən böyük zərbə kraterinə dair sübutlar təqdim etdi. Onun uzunluğu 10.600 km, eni isə 8.500 km-dir ki, bu da əvvəllər Marsda, onun cənub qütbünün yaxınlığında aşkar edilmiş ən böyük zərbə kraterindən təxminən dörd dəfə böyükdür.

Bənzər səth topoqrafiyasına əlavə olaraq, Mars Yerinkinə bənzər bir fırlanma dövrü və mövsümi dövrlərə malikdir, lakin onun iqlimi Yerdən daha soyuq və daha qurudur.

1965-ci ildə Mariner 4 kosmik gəmisi tərəfindən Marsa ilk uçuşuna qədər bir çox tədqiqatçılar onun səthində maye su olduğuna inanırdılar. Bu fikir işıqlı və qaranlıq ərazilərdə, xüsusən də qitələrə və dənizlərə bənzəyən qütb enliklərində dövri dəyişikliklərin müşahidələrinə əsaslanırdı. Marsın səthindəki qaranlıq yivlər bəzi müşahidəçilər tərəfindən maye su üçün suvarma kanalları kimi şərh edilmişdir. Sonradan bu yivlərin optik illüziya olduğu sübut olundu.

Təzyiq aşağı olduğu üçün Marsın səthində su maye halda mövcud ola bilməz, lakin çox güman ki, keçmişdə şərait fərqli olub və buna görə də planetdə ibtidai həyatın mövcudluğunu istisna etmək olmaz. 31 iyul 2008-ci ildə NASA-nın Phoenix kosmik gəmisi tərəfindən Marsda buzlu su aşkar edilmişdir.

2009-cu ilin fevral ayında Marsın orbitində fırlanan orbital kəşfiyyat bürcünün üç operativ kosmik gəmisi var idi: Mars Odyssey, Mars Express və Mars Kəşfiyyat Peyki, Yerdən başqa hər hansı digər planet ətrafında olduğundan daha çox.

Marsın səthi hazırda iki rover tərəfindən tədqiq edilib: Spirit və Opportunity. Marsın səthində kəşfiyyatı başa vurmuş bir neçə fəaliyyətsiz eniş aparatı və rover də var.

Onların topladığı geoloji məlumatlar Marsın səthinin böyük hissəsinin əvvəllər su ilə örtüldüyünü deməyə əsas verir. Son onillikdə aparılan müşahidələr Marsın səthində bəzi yerlərdə zəif geyzer aktivliyini aşkar edib. Mars Global Surveyor kosmik gəmisinin müşahidələrinə görə, Marsın cənub qütb qapağının hissələri tədricən geri çəkilir.

Marsı Yerdən adi gözlə görmək olar. Onun görünən miqyası 2,91 m-ə çatır (Yerə ən yaxın məsafədə), parlaqlıq baxımından yalnız Yupiterdən (və həmişə böyük müqavimət zamanı deyil) və Veneradan (yalnız səhər və ya axşam) sonra ikincidir. Tipik olaraq, böyük bir qarşıdurma zamanı narıncı Mars Yerin gecə səmasında ən parlaq obyektdir, lakin bu, yalnız 15-17 ildən bir, bir-iki həftə ərzində baş verir.

Orbital xüsusiyyətləri

Marsdan Yerə olan minimum məsafə 55,76 milyon km (Yer tam olaraq Günəşlə Mars arasında olduqda), maksimum məsafə təxminən 401 milyon km-dir (Günəş Yerlə Mars arasında olan zaman).

Marsdan Günəşə olan orta məsafə 228 milyon km (1,52 AB), Günəş ətrafında fırlanma müddəti isə 687 Yer günüdür. Marsın orbiti kifayət qədər nəzərə çarpan ekssentrikliyə (0,0934) malikdir, buna görə də Günəşə olan məsafə 206,6 ilə 249,2 milyon km arasında dəyişir. Marsın orbitinin mailliyi 1,85°-dir.

Mars qarşıdurma zamanı, planet Günəşə əks istiqamətdə olduqda Yerə ən yaxındır. Qarşılaşmalar hər 26 aydan bir Mars və Yer orbitinin müxtəlif nöqtələrində təkrarlanır. Ancaq hər 15-17 ildə bir dəfə qarşıdurmalar Marsın perihelionuna yaxın olduğu bir vaxtda baş verir; Bu sözdə böyük qarşıdurmalarda (sonuncusu 2003-cü ilin avqustunda idi) planetə olan məsafə minimaldır və Mars ən böyük bucaq ölçüsünə 25,1" və 2,88 m parlaqlığına çatır.

fiziki xüsusiyyətlər

Yer (orta radius 6371 km) və Marsın (orta radius 3386,2 km) ölçülərinin müqayisəsi

Xətti ölçülərə görə, Mars Yerin demək olar ki, yarısı qədərdir - onun ekvator radiusu 3396,9 km-dir (Yerin 53,2%-i). Marsın səthi təxminən Yerdəki quru sahəsinə bərabərdir.

Marsın qütb radiusu ekvatordan təqribən 20 km azdır, baxmayaraq ki, planetin fırlanma müddəti Yerinkindən daha uzundur və bu, Marsın fırlanma sürətinin zamanla dəyişdiyini güman etməyə əsas verir.

Planetin kütləsi 6,418·1023 kq (Yer kütləsinin 11%-i) təşkil edir. Ekvatorda cazibə qüvvəsinin sürətlənməsi 3,711 m/s (0,378 Yer); birinci qaçış sürəti 3,6 km/s, ikincisi isə 5,027 km/s-dir.

Planetin fırlanma müddəti 24 saat 37 dəqiqə 22,7 saniyədir. Beləliklə, Mars ili 668,6 Mars günəş günündən (sollar adlanır) ibarətdir.

Mars öz oxu ətrafında fırlanır, orbital müstəviyə perpendikulyar 24°56 bucaq altında maildir. Marsın fırlanma oxunun əyilməsi fəsillərin dəyişməsinə səbəb olur. Eyni zamanda, orbitin uzanması onların müddətində böyük fərqlərə gətirib çıxarır - məsələn, şimal yaz və yay birlikdə götürüldükdə 371 sol, yəni Mars ilinin yarıdan çoxunu nəzərəçarpacaq dərəcədə artırır. Eyni zamanda, onlar Marsın orbitinin Günəşdən uzaq bir hissəsində baş verirlər. Buna görə də Marsda şimal yayı uzun və sərin, cənub yayı isə qısa və isti keçir.

Atmosfer və iqlim

Marsın atmosferi, Vikinq orbitinin şəkli, 1976. Solda Hallenin "smaylik krateri" görünür.

Planetdə temperatur qışda qütblərdə -153-dən günorta saatlarında ekvatorda 20 °C-dən yuxarıya qədər dəyişir. Orta temperatur -50 ° C-dir.

Əsasən karbon qazından ibarət olan Marsın atmosferi çox nazikdir. Marsın səthindəki təzyiq Yerdəkindən 160 dəfə azdır - orta səth səviyyəsində 6,1 mbar. Marsda hündürlük fərqinin böyük olması səbəbindən səthdəki təzyiq çox dəyişir. Atmosferin təxmini qalınlığı 110 km-dir.

NASA-nın məlumatına görə (2004), Marsın atmosferi 95,32% karbon dioksiddən ibarətdir; tərkibində 2,7% azot, 1,6% arqon, 0,13% oksigen, 210 ppm su buxarı, 0,08% karbon monoksit, azot oksidi (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, yarı ağır su hidrogeni var. deyterium-oksigen (HDO) 0,85 ppm, kripton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.

Vikinq endiricisinin (1976) məlumatlarına görə, Mars atmosferində təxminən 1-2% arqon, 2-3% azot və 95% karbon qazı müəyyən edilmişdir. Mars-2 və Mars-3 peyklərinin məlumatlarına əsasən, ionosferin aşağı sərhədi 80 km yüksəklikdə, maksimum elektron konsentrasiyası 1,7 105 elektron/sm3, digəri isə 138 km yüksəklikdə yerləşir. iki maksimum 85 və 107 km yüksəkliklərdədir.

10 fevral 1974-cü ildə Mars-4 AMS tərəfindən 8 və 32 sm radio dalğalarında atmosferin radio işıqlandırılması 110 km yüksəklikdə əsas ionlaşma maksimumu və 4,6 103 elektron konsentrasiyası ilə Marsın gecə ionosferinin mövcudluğunu göstərdi. elektron/sm3, həmçinin 65 və 185 km hündürlükdə ikinci dərəcəli maksimumlar.

Atmosfer təzyiqi

NASA-nın 2004-cü il məlumatlarına görə, orta radiusda atmosfer təzyiqi 6,36 mb təşkil edir. Səthdə sıxlıq ~0,020 kq/m3, atmosferin ümumi kütləsi ~2,5·1016 kq.
1997-ci ildə Mars Pathfinder eniş aparatı tərəfindən günün vaxtından asılı olaraq Marsda atmosfer təzyiqindəki dəyişikliklər.

Yerdən fərqli olaraq, Mars atmosferinin kütləsi karbon qazı olan qütb qapaqlarının əriməsi və donması səbəbindən il ərzində çox dəyişir. Qışda bütün atmosferin 20-30 faizi karbon qazından ibarət qütb qapağında donur. Mövsümi təzyiq düşmələri, müxtəlif mənbələrə görə, aşağıdakı dəyərlərdir:

NASA-ya (2004) görə: orta radiusda 4,0-dan 8,7 mbar-a qədər;
Encarta (2000) görə: 6 - 10 mbar;
Zubrin və Wagner (1996) görə: 7 ilə 10 mbar;
Viking 1 endiricisinə görə: 6,9-dan 9 mbara qədər;
Mars Pathfinder eniş aparatına görə: 6,7 mbardan.

Hellas Impact Hövzəsi Marsda ən yüksək atmosfer təzyiqinin ola biləcəyi ən dərin yerdir.

Mars-6 zondunun Eritra dənizində eniş yerində 6,1 millibar səth təzyiqi qeydə alınıb ki, bu da o zaman planetdə orta təzyiq hesab olunurdu və bu səviyyədən hündürlük və dərinliklərin hesablanması razılaşdırılıb. Marsda. Bu aparatın eniş zamanı əldə etdiyi məlumatlara görə, tropopoz təxminən 30 km hündürlükdə yerləşir, burada təzyiq 5·10-7 q/sm3 təşkil edir (Yer kürəsində 57 km hündürlükdə olduğu kimi).

Hellas (Mars) bölgəsi o qədər dərindir ki, atmosfer təzyiqi təxminən 12,4 millibara çatır ki, bu da suyun üçqat nöqtəsindən (~6,1 mb) yuxarı və qaynama nöqtəsindən aşağıdır. Kifayət qədər yüksək temperaturda su orada maye vəziyyətdə ola bilər; bu təzyiqdə isə su artıq +10 °C-də qaynayır və buxara çevrilir.

Ən yüksək 27 km Olimp vulkanının zirvəsində təzyiq 0,5 ilə 1 mbar arasında dəyişə bilər (Zurek 1992).

Eniş modulları Marsın səthinə enməzdən əvvəl Mars diskinə daxil olan zaman Mariner 4, Mariner 6 və Mariner 7 zondlarının radio siqnallarının zəifləməsi səbəbindən təzyiq ölçüldü - orta səth səviyyəsində 6,5 ± 2,0 mb, bu, Yerdəkindən 160 dəfə azdır; eyni nəticəni Mars-3 kosmik aparatının spektral müşahidələri göstərdi. Üstəlik, orta səviyyədən aşağı olan ərazilərdə (məsələn, Mars Amazonunda) təzyiq, bu ölçmələrə görə, 12 mb-ə çatır.

1930-cu illərdən. Sovet astronomları atmosfer təzyiqini foto fotometriya üsullarından istifadə edərək - müxtəlif işıq dalğalarında diskin diametri boyunca parlaqlığın paylanması ilə təyin etməyə çalışdılar. Bu məqsədlə fransız alimləri B.Liot və O.Dollfus Mars atmosferinin səpələdiyi işığın qütbləşməsinə dair müşahidələr aparmışlar. Optik müşahidələrin xülasəsi 1951-ci ildə Amerika astronomu J. de Vaucouleurs tərəfindən nəşr olundu və onlar atmosfer tozunun müdaxiləsi səbəbindən təxminən 15 dəfə çox qiymətləndirilən 85 mb təzyiq əldə etdilər.

İqlim

2 mart 2004-cü ildə Opportunity rover tərəfindən çəkilmiş 1,3 sm hematit düyününün mikroskopik fotoşəkili maye suyun keçmiş mövcudluğunu göstərir.

İqlim, Yerdəki kimi, mövsümidir. Soyuq mövsümdə, hətta qütb qapaqlarından kənarda, səthdə yüngül şaxta meydana gələ bilər. Feniks aparatı qar yağdığını qeyd etdi, lakin qar dənəcikləri səthə çatmamış buxarlandı.

NASA-ya (2004) görə orta temperatur ~210 K (-63 °C) təşkil edir. Vikinq enişçilərinə görə, gündəlik temperatur diapazonu 184 K ilə 242 K (-89 ilə -31 ° C) arasındadır (Vikinq-1), küləyin sürəti: 2-7 m/s (yay), 5-10 m /s (payız), 17-30 m/s (toz fırtınası).

Mars-6 eniş zondunun məlumatına görə, Marsın troposferinin orta temperaturu 228 K, troposferdə hər kilometrə orta hesabla 2,5 dərəcə aşağı enir, tropopozdan yuxarıda yerləşən stratosferdə (30 km) demək olar ki, sabit temperatur 144 K.

Karl Saqan Mərkəzinin tədqiqatçılarının fikrincə, son onilliklərdə Marsda istiləşmə prosesi gedir. Digər ekspertlər hesab edir ki, bu cür nəticələr çıxarmaq hələ tezdir.

Keçmişdə atmosferin daha sıx, iqlimin isə isti və rütubətli ola biləcəyinə və Marsın səthində maye su və yağış olduğuna dair sübutlar var. Bu fərziyyənin sübutu ALH 84001 meteoritinin təhlilidir və bu, təxminən 4 milyard il əvvəl Marsın temperaturunun 18 ± 4 °C olduğunu göstərdi.

Toz şeytanları

15 may 2005-ci ildə Opportunity rover tərəfindən çəkilmiş toz şeytanları. Aşağı sol küncdəki rəqəmlər birinci kadrdan sonrakı saniyələri göstərir.

1970-ci illərdən. Vikinq proqramının bir hissəsi olaraq, Opportunity rover və digər nəqliyyat vasitələri, çoxsaylı toz şeytanları qeydə alınıb. Bunlar planetin səthinə yaxın yaranan və böyük miqdarda qum və tozu havaya qaldıran hava burulğanlarıdır. Burulğanlar Yerdə tez-tez müşahidə olunur (ingilisdilli ölkələrdə onlara toz şeytanları deyilir), lakin Marsda onlar daha böyük ölçülərə çata bilirlər: Yerdəkilərdən 10 dəfə yüksək və 50 dəfə genişdir. 2005-ci ilin mart ayında bir qasırğa Spirit roverindəki günəş panellərini təmizlədi.

Səthi

Marsın səthinin üçdə ikisini qitələr adlanan işıqlı sahələr, təxminən üçdə birini dənizlər adlanan qaranlıq sahələr tutur. Dənizlər əsasən planetin cənub yarımkürəsində, 10 ilə 40° enlik arasında cəmləşmişdir. Şimal yarımkürəsində yalnız iki böyük dəniz var - Acidalia və Böyük Sirtis.

Qaranlıq ərazilərin təbiəti hələ də müzakirə mövzusudur. Onlar Marsda toz fırtınalarının davam etməsinə baxmayaraq davam edirlər. Bir vaxtlar bu, qaranlıq ərazilərin bitki örtüyü ilə örtüldüyü ehtimalını dəstəklədi. İndi hesab olunur ki, bunlar sadəcə topoqrafiyasına görə tozun asanlıqla sovrulduğu ərazilərdir. İri miqyaslı təsvirlər göstərir ki, əslində qaranlıq ərazilər küləklərin yolundakı kraterlər, təpələr və digər maneələrlə əlaqəli qaranlıq zolaqlar və ləkələr qruplarından ibarətdir. Onların ölçüsündə və formasında mövsümi və uzunmüddətli dəyişikliklər, görünür, işıq və qaranlıq maddə ilə örtülmüş səth sahələrinin nisbətinin dəyişməsi ilə əlaqələndirilir.

Marsın yarımkürələri səthinin təbiətinə görə xeyli fərqlənir. Cənub yarımkürəsində səth orta səviyyədən 1-2 km yuxarıdır və kraterlərlə sıx nöqtələrə malikdir. Marsın bu hissəsi Ay qitələrinə bənzəyir. Şimalda səthin çox hissəsi orta səviyyədən aşağıdır, kraterlər azdır və əsas hissəsi, ehtimal ki, lava daşqınları və eroziya nəticəsində əmələ gələn nisbətən hamar düzənliklərdir. Bu yarımkürə fərqi müzakirə mövzusu olaraq qalır. Yarımkürələr arasındakı sərhəd təxminən ekvatora 30° meylli böyük bir dairəni izləyir. Sərhəd geniş və nizamsızdır və şimala doğru yamac əmələ gətirir. Onun boyunca Marsın səthinin ən çox eroziyaya uğramış sahələri var.

Yarımkürə asimmetriyasını izah etmək üçün iki alternativ fərziyyə irəli sürülüb. Onlardan birinə görə, erkən geoloji mərhələdə litosfer plitələri Yerdəki Pangeya qitəsi kimi bir yarımkürəyə "birlikdə hərəkət etdi" (bəlkə də təsadüfən) və sonra bu vəziyyətdə "dondu". Başqa bir fərziyyə Marsla Pluton ölçüsündə kosmik cismin toqquşmasını təklif edir.
Marsın topoqrafik xəritəsi, Mars Global Surveyor, 1999-cu il.

Cənub yarımkürəsində çoxlu sayda kraterlərin olması onu deməyə əsas verir ki, burada səth qədimdir - 3-4 milyard ildir. Kraterlərin bir neçə növü var: böyük düz dibli kraterlər, Aya bənzər daha kiçik və daha gənc kasavari kraterlər, kənarları olan kraterlər və qaldırılmış kraterlər. Son iki növ Marsa xasdır - maye ejektanın səthdən axdığı yerlərdə əmələ gələn haşiyəli kraterlər və krater ejecta örtüyünün səthi külək eroziyasından qoruduğu yerdən qaldırılmış kraterlər. Zərbənin ən böyük xüsusiyyəti Hellas düzənliyidir (təxminən 2100 km eni).

Yarımkürənin sərhədinə yaxın xaotik landşaft sahəsində səthdə böyük qırılma və sıxılma sahələri, bəzən eroziya (torpaq sürüşməsi və ya yeraltı suların fəlakətli buraxılması səbəbindən), həmçinin maye lava ilə daşqın müşahidə olunur. Xaotik mənzərələr çox vaxt su ilə kəsilmiş böyük kanalların başında yatır. Onların birgə əmələ gəlməsi üçün ən məqbul fərziyyə yeraltı buzların qəfil əriməsidir.

Marsda Valles Marineris

Şimal yarımkürəsində geniş vulkanik düzənliklərə əlavə olaraq, iki böyük vulkan sahəsi var - Tarsis və Elizium. Tarsis, uzunluğu 2000 km olan, orta səviyyədən 10 km yüksəkliyə çatan geniş vulkanik düzənlikdir. Onun üzərində üç böyük qalxan vulkanı var - Arsia dağı, Pavlina dağı və Askrian dağı. Tarsisin kənarında Marsda və Günəş sistemində ən yüksək olan Olimp dağı yerləşir. Olympus bazasına nisbətən 27 km hündürlüyə və Marsın orta səth səviyyəsinə görə 25 km-ə çatır və bəzi yerlərdə hündürlüyü 7 km-ə çatan qayalarla əhatə olunmuş 550 km diametrli bir ərazini əhatə edir. Olympusun həcmi Yerdəki ən böyük vulkan olan Mauna Keanın həcmindən 10 dəfə çoxdur. Burada bir neçə kiçik vulkan da var. Elysium - orta səviyyədən altı kilometrə qədər yüksəklik, üç vulkan - Hekate günbəzi, Elysium dağı və Albor qübbəsi.

Digər məlumatlara görə (Faure və Mensing, 2007) Olympusun hündürlüyü yer səviyyəsindən 21.287 metr və ətraf ərazidən 18 kilometr hündürlükdədir, təməlin diametri isə təxminən 600 km-dir. Baza 282.600 km2 ərazini əhatə edir. Kalderanın (vulkanın mərkəzindəki çökəklik) eni 70 km, dərinliyi isə 3 km-dir.

Tarsis yüksəlişi də çox vaxt çox mürəkkəb və geniş olan bir çox tektonik qırılmalarla kəsişir. Onlardan ən böyüyü olan Valles Marineris, eni istiqamətində demək olar ki, 4000 km (planetin çevrəsinin dörddə biri) uzanır, eni 600 və dərinliyi 7-10 km-ə çatır; Bu qırıq ölçüsünə görə Yerdəki Şərqi Afrika Rifti ilə müqayisə edilə bilər. Günəş sistemindəki ən böyük sürüşmələr onun dik yamaclarında baş verir. Valles Marineris, Günəş sistemindəki ən böyük məlum kanyondur. 1971-ci ildə Mariner 9 kosmik gəmisi tərəfindən kəşf edilən kanyon okeandan tutmuş okeana qədər bütün ABŞ-ı əhatə edə bilərdi.

Opportunity rover tərəfindən çəkilmiş Viktoriya kraterinin panoraması. Üç həftə ərzində, 16 oktyabr və 6 noyabr 2006-cı il tarixləri arasında çəkilmişdir.

Spirit rover tərəfindən 23-28 noyabr 2005-ci ildə çəkilmiş Husband Hill ərazisində Marsın səthinin panoraması.

Buz və qütb qapaqları

Yayda şimal qütb qapağı, Mars Global Surveyor tərəfindən fotoşəkil. Sol tərəfdəki qapağı kəsən uzun, geniş çat Şimal Faydır

Marsın görünüşü ilin vaxtından asılı olaraq çox dəyişir. Hər şeydən əvvəl, qütb buzlaqlarında baş verən dəyişikliklər diqqəti cəlb edir. Marsın atmosferində və səthində mövsümi naxışlar yaradaraq, onlar mum və azalır. Cənub qütb qapağı 50 °, şimal - həmçinin 50 ° eninə çata bilər. Şimal qütb qapağının daimi hissəsinin diametri 1000 km-dir. Yazda bir yarımkürədə qütb qapağı azaldıqca, planetin səthindəki xüsusiyyətlər qaralmağa başlayır.

Qütb qapaqları iki komponentdən ibarətdir: mövsümi - karbon qazı və dünyəvi - su buzu. Mars Express peykinin məlumatlarına görə, qapaqların qalınlığı 1 m-dən 3,7 km-ə qədər ola bilər. Mars Odyssey zondu Marsın cənub qütb qapağında aktiv geyzerlər aşkar edib. NASA mütəxəssislərinin fikrincə, baharın istiləşməsi ilə karbon qazı jetləri özləri ilə toz və qumu götürərək böyük hündürlüklərə qalxıblar.

Marsın toz fırtınasını əks etdirən fotoşəkilləri. İyun - Sentyabr 2001

Qütb qapaqlarının yay əriməsi atmosfer təzyiqinin kəskin artmasına və böyük qaz kütlələrinin əks yarımkürəyə doğru hərəkətinə səbəb olur. Bu zaman əsən küləyin sürəti 10-40 m/s, bəzən 100 m/s-ə çatır. Külək səthdən böyük miqdarda toz qaldıraraq toz fırtınalarına səbəb olur. Şiddətli toz fırtınaları planetin səthini demək olar ki, tamamilə örtür. Toz fırtınaları Mars atmosferində temperaturun paylanmasına nəzərəçarpacaq dərəcədə təsir göstərir.

1784-cü ildə astronom W. Herschel Yerin qütb bölgələrində buzların əriməsi və donması ilə bənzətmə yolu ilə qütb qapaqlarının ölçüsündə mövsümi dəyişikliklərə diqqət çəkdi. 1860-cı illərdə. Fransız astronomu E.Li, əriyən bulaq qütb qapağının ətrafında qaralma dalğasını müşahidə etdi, sonra bu, ərimiş suyun yayılması və bitki örtüyünün böyüməsi fərziyyəsi ilə şərh edildi. 20-ci əsrin əvvəllərində aparılan spektrometrik ölçmələr. W. Slifer tərəfindən Flagstaffdakı Lovell Rəsədxanasında, quru bitkilərinin yaşıl piqmenti olan xlorofil xəttinin mövcudluğunu göstərmədi.

Mariner 7-nin fotoşəkillərindən qütb buz örtüklərinin bir neçə metr qalınlığında olduğunu müəyyən etmək mümkün oldu və ölçülmüş 115 K (-158 ° C) temperatur onun donmuş karbon qazından - "quru buzdan" ibarət olma ehtimalını təsdiqlədi.

Marsın cənub qütbünün yaxınlığında yerləşən Mitçel dağları adlanan təpə qütb qapağı əriyəndə ağ adaya bənzəyir, çünki dağlardakı buzlaqlar sonradan əriyir, o cümlədən Yer kürəsində.

Marsın Kəşfiyyat Peykindən əldə edilən məlumatlar dağların ətəyində qayalıqların altında əhəmiyyətli buz qatını aşkar etməyə imkan verib. Yüzlərlə metr qalınlığında olan buzlaq minlərlə kvadrat kilometr ərazini əhatə edir və onun sonrakı tədqiqi Mars iqliminin tarixi haqqında məlumat verə bilər.

"Çay" çarpayıları və digər xüsusiyyətlər

Marsda su eroziyasına bənzəyən bir çox geoloji birləşmələr, xüsusən də quru çay yataqları var. Bir fərziyyəyə görə, bu kanallar qısa müddətli fəlakətli hadisələr nəticəsində yarana bilərdi və çay sisteminin uzunmüddətli mövcudluğunun sübutu deyil. Bununla belə, son sübutlar çayların geoloji cəhətdən əhəmiyyətli dövrlər ərzində axdığını göstərir. Xüsusilə, ters çevrilmiş kanallar (yəni ətrafdan yuxarı qaldırılmış kanallar) aşkar edilmişdir. Yer üzündə bu cür formasiyalar sıx dib çöküntülərinin uzun müddət yığılması, ardınca ətrafdakı süxurların quruması və aşınması nəticəsində əmələ gəlir. Bundan əlavə, çayın deltasında səthin tədricən yüksəlməsi ilə kanalların yerdəyişməsinə dair sübutlar var.

Cənub-qərb yarımkürəsində, Eberswalde kraterində, təxminən 115 km2 sahəsi olan bir çay deltası aşkar edilmişdir. Deltanı yuyan çayın uzunluğu 60 km-dən çox idi.

NASA-nın “Spirit” və “Opportunity” Mars aparatlarından əldə edilən məlumatlar da keçmişdə suyun mövcudluğuna işarə edir (yalnız uzun müddət suda qalma nəticəsində əmələ gələ bilən minerallar aşkar edilib). Phoenix aparatı birbaşa yerdə buz yataqlarını aşkar etdi.

Bundan əlavə, təpələrdə tünd zolaqlar aşkar edilmişdir ki, bu da müasir dövrdə səthdə maye duzlu suyun göründüyünü göstərir. Onlar yayın başlayandan qısa müddət sonra görünür və qışa qədər yox olur, müxtəlif maneələri "axar", birləşir və ayrılır. NASA alimi Riçard Zurek, "Belə strukturların maye axınından başqa bir şeydən yarana biləcəyini təsəvvür etmək çətindir" dedi.

Tarsis vulkanik dağlıq hissəsində bir neçə qeyri-adi dərin quyu aşkar edilmişdir. Marsın Kəşfiyyat Peykinin 2007-ci ildə çəkilmiş şəklinə əsasən, onlardan birinin diametri 150 metr, divarın işıqlandırılan hissəsi isə nə az, nə çox, 178 metr dərinliyə gedir. Bu birləşmələrin vulkanik mənşəyi ilə bağlı fərziyyə irəli sürülüb.

Astarlama

Mars torpağının səth qatının elementar tərkibi, enişçilərin məlumatlarına görə, müxtəlif yerlərdə eyni deyil. Torpağın əsas komponenti silisiumdur (20-25%), tərkibində dəmir oksid hidratlarının qarışığı (15% -ə qədər) torpağa qırmızı rəng verir. Kükürd, kalsium, alüminium, maqnezium və natrium birləşmələrinin əhəmiyyətli çirkləri var (hər biri üçün bir neçə faiz).

NASA-nın Phoenix zondunun (25 may 2008-ci ildə Marsa eniş) məlumatlarına görə, Mars torpaqlarının pH nisbəti və bəzi digər parametrləri Yerdəkinə yaxındır və nəzəri olaraq onlarda bitki yetişdirmək mümkün olardı. Layihənin aparıcı kimyaçısı Sem Kunaves, "Əslində biz Marsdakı torpağın tələblərə cavab verdiyini və həm keçmişdə, həm indiki, həm də gələcəkdə həyatın yaranması və saxlanması üçün lazımi elementləri ehtiva etdiyini aşkar etdik" dedi. Həmçinin, onun sözlərinə görə, bir çox insanlar bu qələvi tipli torpaqları "arxa həyətində" tapa bilər və qulançar yetişdirmək üçün olduqca uyğundur.

Eniş yerində torpaqda əhəmiyyətli miqdarda su buzu da var. Mars Odyssey orbitatoru həmçinin qırmızı planetin səthinin altında su buzu yataqlarının olduğunu aşkar edib. Daha sonra bu fərziyyə digər qurğular tərəfindən də təsdiqləndi, lakin Marsda suyun olması məsələsi nəhayət, 2008-ci ildə planetin şimal qütbünün yaxınlığında yerə enən Feniks zondu Mars torpağından su aldıqda həll olundu.

Geologiya və daxili quruluş

Keçmişdə Yerdə olduğu kimi Marsda da litosfer plitələrinin hərəkəti olub. Bunu Marsın maqnit sahəsinin xüsusiyyətləri, bəzi vulkanların, məsələn, Tarsis əyalətindəki yerləri, həmçinin Valles Marineris forması təsdiq edir. Vulkanların Yerdəkindən daha uzun müddət mövcud ola bildiyi və nəhəng ölçülərə çatdığı hazırkı vəziyyət, indi bu hərəkətin olmadığını göstərir. Bu, qalxan vulkanlarının uzun müddət ərzində eyni ventilyasiyadan təkrar püskürmələr nəticəsində böyüməsi ilə təsdiqlənir. Yer kürəsində litosfer plitələrinin hərəkəti ilə əlaqədar olaraq vulkanik nöqtələr daim öz mövqelərini dəyişirdilər ki, bu da qalxan vulkanların böyüməsini məhdudlaşdırırdı və bəlkə də Marsdakı kimi yüksəkliklərə çatmağa imkan vermirdi. Digər tərəfdən, vulkanların maksimum hündürlüyünün fərqi onunla izah oluna bilər ki, Marsda cazibə qüvvəsinin aşağı olması səbəbindən öz çəkisi altında dağılmayacaq daha hündür strukturlar tikmək mümkündür.

Marsın və digər yer planetlərinin quruluşunun müqayisəsi

Marsın daxili strukturunun hazırkı modelləri Marsın orta qalınlığı 50 km (və maksimum qalınlığı 130 km-ə qədər olan) qabığdan, 1800 km qalınlığında silikat mantiyadan və radiuslu nüvədən ibarət olduğunu göstərir. 1480 km. Planetin mərkəzində sıxlıq 8,5 q/sm2-ə çatmalıdır. Özü qismən mayedir və əsasən 14-17% (kütləvi) kükürd qarışığı olan dəmirdən ibarətdir və yüngül elementlərin tərkibi Yerin nüvəsindəkindən iki dəfə çoxdur. Müasir hesablamalara görə, nüvənin formalaşması erkən vulkanizm dövrünə təsadüf edib və təxminən bir milyard il davam edib. Mantiya silikatlarının qismən əriməsi təxminən eyni vaxt apardı. Marsda cazibə qüvvəsinin aşağı olması səbəbindən Mars mantiyasında təzyiq diapazonu Yerdəkindən çox kiçikdir, bu da faza keçidlərinin daha az olması deməkdir. Güman edilir ki, olivinin spinel modifikasiyasına faza keçidi kifayət qədər böyük dərinliklərdə - 800 km (Yer kürəsində 400 km) başlayır. Relyefin xarakteri və digər xüsusiyyətlər qismən ərimiş maddə zonalarından ibarət astenosferin mövcudluğundan xəbər verir. Marsın bəzi sahələri üçün ətraflı geoloji xəritə tərtib edilib.

Orbitdən aparılan müşahidələrə və Mars meteoritləri kolleksiyasının təhlilinə görə, Marsın səthi əsasən bazaltdan ibarətdir. Mars səthinin bəzi hissələrində materialın adi bazaltdan daha çox kvarsla zəngin olduğunu və Yerdəki andezitik süxurlara bənzədiyini göstərən bəzi sübutlar var. Bununla belə, eyni müşahidələr kvars şüşəsinin olması lehinə şərh edilə bilər. Dərin təbəqənin çox hissəsi dənəvər dəmir oksid tozundan ibarətdir.

Marsın maqnit sahəsi

Mars yaxınlığında zəif maqnit sahəsi aşkar edilib.

Mars-2 və Mars-3 stansiyalarının maqnitometrlərinin oxunuşlarına görə, ekvatorda maqnit sahəsinin gücü təqribən 60 qamma, qütbdə 120 qamma təşkil edir ki, bu da Yerdən 500 dəfə zəifdir. AMS Mars-5 məlumatlarına görə, ekvatorda maqnit sahəsinin gücü 64 qamma, maqnit anı isə 2,4 1022 oersted sm2 təşkil etmişdir.

Marsın maqnit sahəsi son dərəcə qeyri-sabitdir, planetin müxtəlif nöqtələrində onun gücü 1,5 ilə 2 dəfə arasında fərqlənə bilər və maqnit qütbləri fiziki olanlarla üst-üstə düşmür. Bu onu deməyə əsas verir ki, Marsın dəmir nüvəsi onun qabığına nisbətən nisbətən hərəkətsizdir, yəni Yerin maqnit sahəsinə cavabdeh olan planetar dinamo mexanizmi Marsda işləmir. Marsın sabit planetar maqnit sahəsi olmasa da, müşahidələr planet qabığının hissələrinin maqnitləşdiyini və bu hissələrin maqnit qütblərinin keçmişdə dəyişdiyini göstərdi. Bu hissələrin maqnitləşməsi dünya okeanlarındakı zolaqlı maqnit anomaliyalarına bənzəyir.

1999-cu ildə nəşr olunan və 2005-ci ildə yenidən sınaqdan keçirilmiş bir nəzəriyyə (insansız Mars Qlobal Surveyorunun köməyi ilə) bu zolaqlar planetin dinamosu fəaliyyətini dayandırmadan 4 milyard il əvvəl lövhə tektonikasını göstərir və kəskin zəifləyən maqnit sahəsinə səbəb olur. Bu kəskin zəifləmənin səbəbləri aydın deyil. Belə bir fərziyyə var ki, dinamonun işləməsi 4 mlrd. illər əvvəl Mars ətrafında 50-75 min kilometr məsafədə fırlanan və nüvəsində qeyri-sabitliyə səbəb olan asteroidin olması ilə izah olunur. Daha sonra asteroid Roche həddinə düşdü və çökdü. Ancaq bu izahatın özündə qeyri-müəyyənliklər var və elmi ictimaiyyətdə mübahisəlidir.

Geoloji tarix

22 fevral 1980-ci ildə Viking 1 orbitinin 102 təsvirindən ibarət qlobal mozaika.

Ola bilsin ki, uzaq keçmişdə böyük bir göy cisminin toqquşması nəticəsində nüvənin fırlanması dayanıb, eləcə də atmosferin əsas həcmini itirib. Maqnit sahəsinin itirilməsinin təxminən 4 milyard il əvvəl baş verdiyi güman edilir. Maqnit sahəsinin zəifliyi səbəbindən günəş küləyi Mars atmosferinə demək olar ki, maneəsiz nüfuz edir və Yer kürəsində ionosferdə və yuxarıda baş verən günəş radiasiyasının təsiri altında baş verən bir çox fotokimyəvi reaksiyalar Marsda demək olar ki, özünün ən yüksək nöqtəsində müşahidə edilə bilər. səthi.

Marsın geoloji tarixi aşağıdakı üç dövrü əhatə edir:

Noachian Epoch (Marsın bir bölgəsi olan "Noachian Land"in şərəfinə adlandırılıb): Marsın sağ qalan ən qədim səthinin formalaşması. 4,5 milyard il əvvəldən 3,5 milyard il əvvələ qədər davam etdi. Bu dövrdə səth çoxsaylı zərbə kraterləri ilə yaralanmışdı. Tarsis yaylası, ehtimal ki, bu dövrdə əmələ gəlmişdir, sonralar intensiv su axını ilə.

Hesperia dövrü: 3,5 milyard il əvvəldən 2,9 - 3,3 milyard il əvvələ qədər. Bu dövr nəhəng lava yataqlarının əmələ gəlməsi ilə əlamətdardır.

Amazon dövrü (Marsdakı "Amazon düzənliyi" nin şərəfinə adlandırılmışdır): 2,9-3,3 milyard il əvvəl bu günə qədər. Bu dövrdə əmələ gələn ərazilərdə çox az meteorit kraterləri var, lakin başqa cür tamamilə fərqlidir. Bu dövrdə Olimp dağı yarandı. Bu zaman lava axınları Marsın digər hissələrinə də yayılırdı.

Marsın peykləri

Marsın təbii peykləri Phobos və Deimosdur. Onların hər ikisi 1877-ci ildə Amerika astronomu Asaph Hall tərəfindən kəşf edilmişdir. Phobos və Deimos qeyri-müntəzəm formada və çox kiçik ölçülüdür. Bir fərziyyəyə görə, onlar Marsın qravitasiya sahəsi tərəfindən tutulan Troyan asteroidlər qrupundan olan (5261) Evrika kimi asteroidləri təmsil edə bilər. Peyklər döyüşlərdə müharibə tanrısına kömək edən qorxu və dəhşəti təcəssüm etdirən Ares (yəni Mars), Phobos və Deimos tanrısını müşayiət edən personajların adını daşıyır.

Hər iki peyk öz oxları ətrafında Mars ətrafındakı dövrlə eyni dövrlə fırlanır, buna görə də planetə doğru həmişə eyni tərəfə baxırlar. Marsın gelgit təsiri tədricən Fobosun hərəkətini ləngidir və son nəticədə peykin Marsa düşməsinə (əgər cari tendensiya davam edərsə) və ya onun parçalanmasına gətirib çıxaracaq. Əksinə, Deimos Marsdan uzaqlaşır.

Hər iki peyk üçoxlu ellipsoidə yaxınlaşan bir forma malikdir, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) Deimosdan (15x12,2x10,4 km) bir qədər böyükdür. Deymosun səthi kraterlərin əksəriyyətinin incə dənəli materialla örtülməsi səbəbindən daha hamar görünür. Aydındır ki, planetə daha yaxın və daha kütləsi olan Phobosda meteoritlərin zərbələri zamanı atılan maddə ya səthə təkrar-təkrar zərbələr vurur, ya da Marsa düşür, Deymosda isə uzun müddət peyk ətrafında orbitdə qalıb, tədricən çökür. və qeyri-bərabər ərazini gizlədir.

Marsda həyat

Marsda ağıllı marslıların məskunlaşması haqqında məşhur fikir 19-cu əsrin sonlarında geniş yayıldı.

Şiaparellinin kanallar adlanan müşahidələri, Persival Louellin eyni mövzulu kitabı ilə birləşərək, iqlimi getdikcə quruyan, soyuqlaşan, ölən və suvarma işləri aparan qədim sivilizasiyanın mövcud olduğu bir planet ideyasını populyarlaşdırdı.

Məşhur insanların çoxsaylı digər müşahidələri və elanları bu mövzu ətrafında “Mars qızdırması” adlanan hadisənin yaranmasına səbəb olub. 1899-cu ildə ixtiraçı Nikola Tesla Kolorado Rəsədxanasında qəbuledicilərdən istifadə edərək radio siqnallarında atmosfer müdaxiləsini öyrənərkən təkrarlanan siqnal müşahidə etdi. Daha sonra o, bunun Mars kimi digər planetlərdən gələn radio siqnalı ola biləcəyini təklif etdi. 1901-ci ildə verdiyi müsahibədə Tesla, müdaxilənin süni şəkildə yarana biləcəyi fikrinin olduğunu söylədi. Onların mənasını deşifrə edə bilməsə də, onların tamamilə təsadüfən yaranması onun üçün mümkün deyildi. Onun fikrincə, bu, bir planetdən digərinə salam idi.

Teslanın nəzəriyyəsi 1902-ci ildə ABŞ-a səfər edən məşhur ingilis fiziki Uilyam Tomsonun (Lord Kelvin) coşğulu dəstəyini oyatdı. Lakin Kelvin daha sonra Amerikadan getməzdən əvvəl bu ifadəni qətiyyətlə təkzib etməyə başladı: “Əslində mən dedim ki, Marsın sakinləri əgər mövcud olsaydılar, Nyu Yorku, xüsusən də elektrikdən gələn işığı, şübhəsiz ki, görə bilərlər.

Bu gün onun səthində maye suyun olması planetdə həyatın inkişafı və saxlanması üçün şərt hesab olunur. Planetin orbitinin Günəş sistemi üçün Veneranın arxasında başlayan və Mars orbitinin yarımmajor oxu ilə bitən yaşayış zonasında olması tələbi də var. Perihelion zamanı Mars bu zonanın içərisindədir, lakin aşağı təzyiqli nazik atmosfer uzun müddət ərzində maye suyun böyük bir ərazidə görünməsinə mane olur. Son sübutlar göstərir ki, Marsın səthindəki istənilən su Yerə bənzər daimi həyatı dəstəkləmək üçün çox duzlu və turşudur.

Maqnitosferin olmaması və Marsın son dərəcə nazik atmosferi də həyatı dəstəkləmək üçün bir problemdir. Planetin səthində istilik axınlarının çox zəif bir hərəkəti var, günəş küləyi hissəcikləri tərəfindən bombardmandan zəif izolyasiya edilmişdir; əlavə olaraq, qızdırıldıqda su aşağı təzyiq səbəbindən maye vəziyyətini keçərək dərhal buxarlanır. Mars da deyilənlərin astanasındadır. "geoloji ölüm". Vulkanik fəaliyyətin sona çatması, görünür, planetin səthi və daxili hissəsi arasında mineralların və kimyəvi elementlərin dövranını dayandırdı.

Sübutlar göstərir ki, planet əvvəllər həyatı dəstəkləməyə indikindən daha çox meylli idi. Lakin bu günə qədər onun üzərində orqanizm qalıqlarına rast gəlinməyib. 1970-ci illərin ortalarında həyata keçirilən Vikinq proqramı Mars torpağında mikroorqanizmləri aşkar etmək üçün bir sıra təcrübələr apardı. Torpaq hissəcikləri suya və böyüyən mühitə yerləşdirildikdə CO2 emissiyalarının müvəqqəti artması kimi müsbət nəticələr verdi. Ancaq sonra Marsda həyatın bu sübutu bəzi elm adamları tərəfindən [kim tərəfindən?] mübahisə edildi. Bu, Vikinqin həyatı kəşf etdiyini iddia edən NASA alimi Gilbert Levin ilə uzun mübahisələrinə səbəb oldu. Ekstremofillər haqqında mövcud elmi biliklər işığında Vikinq məlumatları yenidən qiymətləndirildikdən sonra, aparılan təcrübələrin bu canlı formalarını aşkar etmək üçün kifayət qədər inkişaf etmədiyi müəyyən edilmişdir. Üstəlik, bu testlər nümunələrdə olsa belə, orqanizmləri öldürə bilər. Phoenix proqramı çərçivəsində aparılan sınaqlar göstərdi ki, torpağın çox qələvi pH var və tərkibində maqnezium, natrium, kalium və xlorid var. Torpaqda həyatı dəstəkləmək üçün kifayət qədər qida maddəsi var, lakin canlı formaları intensiv ultrabənövşəyi şüalardan qorunmalıdır.

Maraqlıdır ki, bəzi Mars mənşəli meteoritlərdə ən kiçik yerüstü orqanizmlərdən ölçülərinə görə aşağı olsalar da, forması ən sadə bakteriyalara bənzəyir. Belə meteoritlərdən biri 1984-cü ildə Antarktidada tapılan ALH 84001-dir.

Yerdən aparılan müşahidələr və Mars Express kosmik gəmisinin məlumatlarına əsasən, Marsın atmosferində metan aşkar edilib. Mars şəraitində bu qaz kifayət qədər tez parçalanır, ona görə də daimi doldurma mənbəyi olmalıdır. Belə bir mənbə ya geoloji fəaliyyət ola bilər (lakin Marsda aktiv vulkan tapılmamışdır), ya da bakteriyaların fəaliyyəti.

Marsın səthindən astronomik müşahidələr

Avtomatik maşınların Marsın səthinə enməsindən sonra birbaşa planetin səthindən astronomik müşahidələr aparmaq mümkün olub. Marsın Günəş sistemindəki astronomik mövqeyinə, atmosferin xüsusiyyətlərinə, Marsın və onun peyklərinin orbital dövrünə görə Marsın gecə səmasının (və planetdən müşahidə olunan astronomik hadisələrin) mənzərəsi Yerdəkindən və Yerdəkindən fərqlənir. bir çox cəhətdən qeyri-adi və maraqlı görünür.

Marsda səmanın rəngi

Günəşin doğuşu və qürub zamanı zenitdə Mars səması qırmızı-çəhrayı rəngə malikdir və günəş diskinin bilavasitə yaxınlığında - mavidən bənövşəyə qədər, yer üzündəki şəfəqlərin təsvirinə tamamilə ziddir.

Günorta saatlarında Marsın səması sarı-narıncı rəngdədir. Yer səmasının rənglərindən bu cür fərqlərin səbəbi Marsın nazik, seyrəkləşmiş, toz tərkibli atmosferinin xüsusiyyətləridir. Marsda Rayleigh şüalarının səpilməsi (yer üzündə səmanın mavi rənginin səbəbidir) əhəmiyyətsiz rol oynayır, təsiri zəifdir. Güman edilir ki, səmanın sarı-narıncı rəngi həm də Mars atmosferində daim asılı vəziyyətdə olan və mövsümi toz fırtınaları nəticəsində yüksələn toz hissəciklərində 1%-li maqnetitin olması ilə əlaqədardır. Alatoranlıq günəş doğmadan çox əvvəl başlayır və gün batdıqdan sonra uzun müddət davam edir. Bəzən buludlardakı su buzunun mikrohissəciklərinə işığın səpilməsi nəticəsində Mars səmasının rəngi bənövşəyi rəng alır (sonuncu olduqca nadir bir hadisədir).

Günəş və planetlər

Marsdan müşahidə edilən Günəşin bucaq ölçüsü Yerdən görünəndən daha kiçikdir və sonuncunun 2/3 hissəsidir. Marsdan gələn Merkuri Günəşə həddindən artıq yaxın olduğu üçün çılpaq gözlə müşahidə üçün praktiki olaraq əlçatmaz olacaq. Mars səmasında ən parlaq planet Venera, ikinci yerdə Yupiter (onun dörd ən böyük peykini teleskopsuz da müşahidə etmək olar), Yer isə üçüncü yerdədir.

Venera Yer üçün olduğu kimi, Yer Marsın daxili planetidir. Müvafiq olaraq, Marsdan Yer səhər və ya axşam ulduzu kimi müşahidə edilir, səhərdən əvvəl yüksəlir və ya gün batdıqdan sonra axşam səmasında görünür.

Mars səmasında Yerin maksimal uzanması 38 dərəcə olacaq. Çılpaq gözlə, Yer parlaq (maksimum görünən böyüklük təxminən -2,5) yaşılımtıl ulduz kimi görünəcək, onun yanında Ayın sarımtıl və sönük (təxminən 0,9) ulduzu asanlıqla görünəcək. Teleskop vasitəsilə hər iki obyekt eyni fazaları göstərəcək. Ayın Yer ətrafında fırlanması Marsdan belə müşahidə olunacaq: Ayın Yerdən maksimum bucaq məsafəsində çılpaq gözlə Ayı və Yeri asanlıqla ayıra bilər: bir həftədən sonra Ayın “ulduzları” Ay və Yer gözlə ayrılmayan bir ulduzda birləşəcək; bir həftə sonra Ay yenidən maksimum məsafədə, lakin Yerdən digər tərəfdən görünəcək. Zaman-zaman Marsdakı müşahidəçi Ayın Yer diskindən keçməsini (tranzitini) və ya əksinə, Ayın Yer diski ilə örtülməsini görə biləcək. Marsdan müşahidə edildikdə Ayın Yerdən maksimal görünən məsafəsi (və onların görünən parlaqlığı) Yerin və Marsın nisbi mövqelərindən və müvafiq olaraq planetlər arasındakı məsafədən asılı olaraq əhəmiyyətli dərəcədə dəyişəcək. Müxalifət dövrlərində təxminən 17 dəqiqə qövs, Yerlə Mars arasındakı maksimum məsafədə 3,5 dəqiqə qövs olacaq. Yer, digər planetlər kimi, Bürc bürcləri zolağında müşahidə olunacaq. Marsdakı bir astronom, həmçinin Yerin Günəşin diskindən keçməsini müşahidə edə biləcək ki, bu da ən yaxın 2084-cü il noyabrın 10-da baş verir.

Peyklər - Phobos və Deimos

Fobosun günəş diskindən keçməsi. Opportunity-dən fotolar

Fobos, Marsın səthindən müşahidə edildikdə, Yer səmasında Ay diskinin təxminən 1/3-ə bərabər görünən diametrinə və təqribən -9 görünən böyüklüyünə malikdir (birinci rüb fazasındakı Ay ilə təxminən eynidir). Fobos qərbdə yüksəlir və şərqdə batır, yalnız 11 saat sonra yenidən yüksəlir və bununla da gündə iki dəfə Mars səmasını keçib gedir. Bu sürətli ayın səmada hərəkəti, dəyişən fazalar kimi gecə boyu asanlıqla nəzərə çarpacaq. Çılpaq gözlə Phobosun ən böyük relyef xüsusiyyətini - Stickney kraterini ayırd edə biləcək. Deimos şərqdə yüksəlir və qərbdə batır, nəzərə çarpan görünən diski olmayan, təxminən -5 bal gücündə (Yer səmasında Veneradan bir qədər parlaq) parlaq bir ulduz kimi görünür, 2,7 Mars günü ərzində yavaş-yavaş səmanı keçib. Hər iki peyk gecə səmasında eyni vaxtda müşahidə oluna bilər, bu halda Phobos Deimos istiqamətində hərəkət edəcək.

Həm Phobos, həm də Deimos Marsın səthindəki obyektlərin gecələr aydın kölgə salması üçün kifayət qədər parlaqdır. Hər iki peykin Marsın ekvatoruna nisbətən aşağı orbital meyli var ki, bu da onların planetin yüksək şimal və cənub enliklərində müşahidə edilməsinə mane olur: məsələn, Fobos heç vaxt 70,4° şimal üfüqündən yuxarı qalxmır. w. və ya 70,4° şərqdən cənubda. ş.; Deimos üçün bu dəyərlər 82,7 ° N-dir. w. və 82,7° C. w. Marsda Fobos və Deimosun Marsın kölgəsinə daxil olduğu zaman tutulması, həmçinin Günəş diski ilə müqayisədə Fobosun kiçik bucaq ölçüsünə görə yalnız həlqəvi olan Günəş tutulması müşahidə edilə bilər.

Səma sferası

Marsda Şimal qütbü planetin oxunun əyilməsi səbəbindən Cygnus bürcündə yerləşir (ekvator koordinatları: sağa qalxma 21saat 10m 42s, meyl +52° 53,0? və parlaq ulduzla işarələnməyib: ən yaxın qütb tünd altıncı miqyaslı ulduzdur BD +52 2880 (digərləri onun təyinatları HR 8106, HD 201834, SAO 33185-dir). Cənub səma qütbü (koordinatları 9h 10m 42s və -52° 53.0) bir neçə ulduzdan məsafədə yerləşir. Kappa Parus (görünən böyüklük 2,5) - onun, prinsipcə, Marsın Cənub Qütb Ulduzu hesab edilə bilər.

Mars ekliptikasının zodiacal bürcləri Yerdən müşahidə edilənlərə bənzəyir, bir fərqlə: Günəşin bürclər arasında illik hərəkətini müşahidə edərkən, o (digər planetlər, o cümlədən Yer kürəsi kimi) Balıqlar bürcünün şərq hissəsini tərk edir. , 6 gün müddətində qərb Balıqlar bürcünə yenidən necə giriləcəyi qarşısında Cetus bürcünün şimal hissəsindən keçəcək.

Marsın kəşfiyyatının tarixi

Marsın tədqiqi çoxdan, 3,5 min il əvvəl Qədim Misirdə başlayıb. Marsın mövqeyi ilə bağlı ilk müfəssəl hesabatlar planetin mövqeyini proqnozlaşdırmaq üçün bir sıra riyazi üsullar işləyib hazırlayan Babil astronomları tərəfindən tərtib edilib. Misirlilərin və babillilərin məlumatlarından istifadə edərək, qədim yunan (ellinistik) filosofları və astronomları planetlərin hərəkətini izah etmək üçün ətraflı geosentrik model hazırladılar. Bir neçə əsr sonra Hindistan və İslam astronomları Marsın ölçüsünü və onun Yerdən uzaqlığını təxmin etdilər. 16-cı əsrdə Nikolay Kopernik Günəş sistemini dairəvi planet orbitləri ilə təsvir etmək üçün heliosentrik model təklif etdi. Onun nəticələri, müşahidə edilən orbitlə üst-üstə düşən Marsın daha dəqiq elliptik orbitini təqdim edən Johannes Kepler tərəfindən yenidən işlənmişdir.

1659-cu ildə Françesko Fontana teleskop vasitəsilə Marsa baxaraq planetin ilk rəsmini çəkdi. O, aydın şəkildə müəyyən edilmiş kürənin mərkəzində qara ləkə təsvir etmişdir.

1660-cı ildə Jean Dominique Cassini tərəfindən əlavə edilən qara nöqtəyə iki qütb qapağı əlavə edildi.

1888-ci ildə Rusiyada təhsil almış Giovanni Schiaparelli fərdi səth xüsusiyyətlərinə ilk adlar verdi: Afrodita, Eritraya, Adriatik, Kimmeriya dənizləri; Günəş, Lunnoe və Feniks gölləri.

Marsın teleskopik müşahidələrinin çiçəklənməsi 19-cu əsrin sonu - 20-ci əsrin ortalarına təsadüf edir. Bu, əsasən ictimai maraq və müşahidə edilən Mars kanalları ilə bağlı tanınmış elmi mübahisələrlə bağlıdır. Bu dövrdə Marsda teleskopik müşahidələr aparmış kosmosdan əvvəlki dövrün astronomları arasında ən məşhurları Skiaparelli, Persival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarri-Deloq, L.Edi, Tixov, Vaukulyorlardır. Məhz onlar areoqrafiyanın əsasını qoydular və Marsın səthinin ilk müfəssəl xəritələrini tərtib etdilər - baxmayaraq ki, avtomatik zondlar Marsa uçandan sonra onların demək olar ki, tamamilə yanlış olduğu ortaya çıxdı.

Marsın kolonizasiyası

Terraformasiyadan sonra Marsın təxmini görünüşü

Yerdəkilərə nisbətən yaxın olan təbii şərait bu işi bir qədər asanlaşdırır. Xüsusilə, Yer kürəsində elə yerlər var ki, onların təbii şəraiti Marsdakı kimidir. Arktika və Antarktidada həddindən artıq aşağı temperatur hətta Marsdakı ən soyuq temperaturlarla müqayisə edilə bilər və Marsın ekvatoru yay aylarında Yerdəki kimi isti (+20°C) ola bilər. Yer üzündə xarici görünüşcə Mars mənzərəsinə bənzəyən səhralar da var.

Lakin Yer və Mars arasında ciddi fərqlər var. Xüsusilə, Marsın maqnit sahəsi Yerdən təxminən 800 dəfə zəifdir. Nadir bir atmosferlə (Yerlə müqayisədə yüzlərlə dəfə) bu, onun səthinə çatan ionlaşdırıcı şüalanmanın miqdarını artırır. Amerikanın “The Mars Odyssey” pilotsuz kosmik gəmisi tərəfindən aparılan ölçmələr göstərdi ki, Mars orbitində fon radiasiya Beynəlxalq Kosmik Stansiyadakı fon radiasiyasından 2,2 dəfə yüksəkdir. Orta doza gündə təxminən 220 millirad (gündə 2,2 milliqram və ya ildə 0,8 boz) idi. Üç il ərzində belə fonda qalma nəticəsində alınan radiasiyanın miqdarı astronavtlar üçün müəyyən edilmiş təhlükəsizlik həddinə yaxınlaşır. Marsın səthində radiasiya fonu bir qədər aşağıdır və dozası relyefdən, hündürlükdən və yerli maqnit sahələrindən asılı olaraq əhəmiyyətli dərəcədə dəyişən ildə 0,2-0,3 Gy təşkil edir.

Marsda yayılmış mineralların kimyəvi tərkibi Yerə yaxın olan digər göy cisimlərindən daha müxtəlifdir. 4Frontiers korporasiyasının məlumatına görə, onların sayı təkcə Marsın özünü deyil, həm də Ayı, Yeri və asteroid qurşağını təmin etmək üçün kifayət qədərdir.

Yerdən Marsa uçuş müddəti (mövcud texnologiyalarla) yarımellipsdə 259 gün, parabolada isə 70 gündür. Potensial koloniyalarla əlaqə yaratmaq üçün planetlərin ən yaxın yaxınlaşması (hər 780 gündə təkrarlanır) zamanı hər istiqamətdə 3-4 dəqiqə gecikmə və təxminən 20 dəqiqə olan radio rabitəsindən istifadə etmək olar. planetlərin maksimum məsafəsində; bax Konfiqurasiya (astronomiya).

Bu günə qədər Marsın kolonizasiyası üçün praktiki addımlar atılmayıb, lakin kolonizasiyanın inkişafı davam edir, məsələn, Centenary Spaceship layihəsi, Deep Space Habitat planetində qalmaq üçün yaşayış modulunun hazırlanması.