L'atmosfera di Marte. Informazioni generali sull'atmosfera di Marte Come l'atmosfera influenza il regime di temperatura di Marte

Ogni pianeta differisce dagli altri per una serie di caratteristiche. Le persone confrontano altri pianeti trovati con quello che conoscono bene, ma non perfettamente: questo è il pianeta Terra. Dopotutto, questo è logico, la vita potrebbe apparire sul nostro pianeta, il che significa che se cerchi un pianeta simile al nostro, allora sarà possibile trovare la vita anche lì. A causa di questi confronti, i pianeti hanno le loro caratteristiche distintive. Ad esempio, Saturno ha bellissimi anelli, motivo per cui Saturno è chiamato il pianeta più bello del sistema solare. Giove è il pianeta più grande del sistema solare e questa è una caratteristica di Giove. Allora quali sono le caratteristiche di Marte? Questo è ciò di cui tratta questo articolo.

Marte, come molti pianeti del sistema solare, ha dei satelliti. In totale, Marte ha due satelliti: Phobos e Deimos. I satelliti hanno preso il nome dai greci. Phobos e Deimos erano figli di Ares (Marte) e furono sempre vicini al padre, così come questi due satelliti furono sempre vicini a Marte. Nella traduzione, "Phobos" significa "paura" e "Deimos" significa "orrore".

Phobos è un satellite la cui orbita è molto vicina al pianeta. È il satellite più vicino a un pianeta nell'intero sistema solare. La distanza dalla superficie di Marte a Phobos è di 9380 chilometri. Il satellite orbita attorno a Marte con una frequenza di 7 ore e 40 minuti. Si scopre che Phobos riesce a fare poco più di tre rivoluzioni attorno a Marte, mentre Marte stesso fa una rivoluzione attorno al proprio asse.

Deimos è la luna più piccola del sistema solare. Le dimensioni del satellite sono 15x12,4x10,8 km. E la distanza dal satellite alla superficie del pianeta è di 23.450 mila km. Il periodo orbitale di Deimos attorno a Marte è di 30 ore e 20 minuti, che è leggermente più lungo del tempo impiegato dal pianeta per ruotare sul proprio asse. Se siete su Marte, Phobos sorgerà a ovest e tramonterà a est, compiendo tre rivoluzioni al giorno, mentre Deimos, al contrario, sorgerà a est e tramonterà a ovest, compiendo una sola rivoluzione attorno al pianeta. .

Caratteristiche di Marte e della sua atmosfera

Una delle caratteristiche principali di Marte è che è stato creato. L'atmosfera su Marte è piuttosto interessante. Ora l'atmosfera su Marte è molto sottile, è possibile che in futuro Marte perderà completamente la sua atmosfera. Le peculiarità dell'atmosfera di Marte sono che una volta Marte aveva la stessa atmosfera e aria del nostro pianeta natale. Ma durante la sua evoluzione, il Pianeta Rosso ha perso quasi tutta la sua atmosfera. Ora la pressione dell'atmosfera del Pianeta Rosso è solo l'1% della pressione del nostro pianeta. La particolarità dell'atmosfera di Marte è anche che anche con un terzo della gravità del pianeta rispetto alla Terra, Marte può sollevare enormi tempeste di polvere, sollevando nell'aria tonnellate di sabbia e terra. Le tempeste di polvere hanno già rovinato i nervi dei nostri astronomi più di una volta; poiché le tempeste di polvere possono essere molto estese, osservare Marte dalla Terra diventa impossibile. A volte tali tempeste possono durare anche mesi, il che rovina notevolmente il processo di studio del pianeta. Ma l’esplorazione del pianeta Marte non si ferma qui. Ci sono robot sulla superficie di Marte che non smettono di esplorare il pianeta.

Le caratteristiche atmosferiche del pianeta Marte fanno sì che le ipotesi degli scienziati sul colore del cielo marziano siano state confutate. Gli scienziati credevano che il cielo su Marte dovesse essere nero, ma le immagini scattate dalla stazione spaziale dal pianeta hanno smentito questa teoria. Il cielo su Marte non è affatto nero, è rosa, grazie alle particelle di sabbia e polvere che sono nell'aria e assorbono il 40% della luce solare, creando l'effetto di un cielo rosa su Marte.

Caratteristiche della temperatura di Marte

Le misurazioni della temperatura di Marte sono iniziate relativamente molto tempo fa. Tutto ebbe inizio con le misurazioni di Lampland nel 1922. Quindi le misurazioni hanno indicato che la temperatura media su Marte era di -28º C. Successivamente, negli anni '50 e '60, furono accumulate alcune conoscenze sul regime di temperatura del pianeta, che furono portate avanti dagli anni '20 agli anni '60. Da queste misurazioni risulta che durante il giorno all'equatore del pianeta la temperatura può raggiungere i +27º C, ma la sera scenderà a zero e al mattino diventerà -50º C. La temperatura ai poli varia da +10º C, durante il giorno polare, e a temperature molto basse durante la notte polare.

Caratteristiche in rilievo di Marte

La superficie di Marte, come altri pianeti privi di atmosfera, è segnata da vari crateri dovuti alla caduta di oggetti spaziali. I crateri possono essere piccoli (5 km di diametro) o grandi (da 50 a 70 km di diametro). A causa della mancanza di atmosfera, Marte era soggetto a sciami meteorici. Ma la superficie del pianeta non contiene solo crateri. In precedenza, le persone credevano che non ci fosse mai acqua su Marte, ma le osservazioni della superficie del pianeta raccontano una storia diversa. La superficie di Marte presenta canali e perfino piccole depressioni che ricordano depositi d'acqua. Ciò suggerisce che su Marte ci fosse acqua, ma per molte ragioni è scomparsa. Ora è difficile dire cosa bisogna fare affinché l'acqua appaia di nuovo su Marte e possiamo assistere alla resurrezione del pianeta.

Ci sono anche vulcani sul Pianeta Rosso. Il vulcano più famoso è l'Olimpo. Questo vulcano è noto a tutti coloro che sono interessati a Marte. Questo vulcano è la collina più grande non solo su Marte, ma anche nel sistema solare, questa è un'altra caratteristica di questo pianeta. Se ti trovi ai piedi del vulcano Olimpo, sarà impossibile vedere il bordo di questo vulcano. Questo vulcano è così grande che i suoi bordi vanno oltre l'orizzonte e sembra che l'Olimpo sia infinito.

Caratteristiche del campo magnetico di Marte

Questa è forse l'ultima caratteristica interessante di questo pianeta. Il campo magnetico è il protettore del pianeta, che respinge tutte le cariche elettriche che si muovono verso il pianeta e le allontana dalla loro traiettoria originaria. Il campo magnetico dipende completamente dal nucleo del pianeta. Il nucleo di Marte è quasi immobile e, quindi, il campo magnetico del pianeta è molto debole. L'azione del campo magnetico è molto interessante, non è globale, come sul nostro pianeta, ma ha zone in cui è più attivo, e in altre zone potrebbe non esserlo affatto.

Pertanto, il pianeta, che ci sembra così ordinario, ha tutta una serie di caratteristiche proprie, alcune delle quali sono leader nel nostro Sistema Solare. Marte non è un pianeta così semplice come potresti pensare a prima vista.

Atmosfera di Marte- guscio di gas che circonda il pianeta Marte. Differisce significativamente dall’atmosfera terrestre sia nella composizione chimica che nei parametri fisici. La pressione in superficie è 0,7-1,155 kPa (1/110 di quella terrestre, ovvero uguale a quella terrestre ad un'altitudine di oltre trenta chilometri dalla superficie terrestre). Lo spessore approssimativo dell'atmosfera è di 110 km. La massa approssimativa dell'atmosfera è 2,5 10 16 kg. Marte ha un campo magnetico molto debole (rispetto a quello terrestre) e, di conseguenza, il vento solare provoca la dissipazione dei gas atmosferici nello spazio a una velocità di 300±200 tonnellate al giorno (a seconda dell'attuale attività solare e della distanza dal Sole). ).

Composizione chimica

4 miliardi di anni fa, l'atmosfera di Marte conteneva una quantità di ossigeno paragonabile alla sua quota sulla giovane Terra.

Fluttuazioni della temperatura

Poiché l'atmosfera di Marte è molto rarefatta, non attenua le fluttuazioni giornaliere della temperatura superficiale. Le temperature all'equatore vanno da +30°C di giorno a -80°C di notte. Ai poli la temperatura può scendere fino a -143°C. Tuttavia, le fluttuazioni giornaliere della temperatura non sono così significative come sulla Luna e su Mercurio, privi di atmosfera. La bassa densità non impedisce all'atmosfera di formare tempeste di sabbia e tornado su larga scala, venti, nebbie, nuvole e di influenzare il clima e la superficie del pianeta.

Le prime misurazioni della temperatura di Marte mediante un termometro posto al fuoco di un telescopio riflettore furono effettuate agli inizi degli anni '20. Le misurazioni di W. Lampland nel 1922 diedero una temperatura superficiale media di Marte di 245 (-28°C), E. Pettit e S. Nicholson nel 1924 ottennero 260 K (-13°C). Un valore inferiore fu ottenuto nel 1960 da W. Sinton e J. Strong: 230 K (−43°C).

Ciclo annuale

La massa dell'atmosfera cambia notevolmente durante l'anno a causa della condensazione di grandi volumi di anidride carbonica nelle calotte polari in inverno e dell'evaporazione in estate.

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Marte - atmosfera del pianeta: strati dell'atmosfera, composizione chimica, pressione, densità, confronto con la Terra, quantità di metano, pianeta antico, ricerca con foto.

UNatmosfera di Marteè solo l'1% di quella terrestre, quindi sul Pianeta Rosso non esiste protezione dalle radiazioni solari, così come dalle normali condizioni di temperatura. La composizione dell'atmosfera di Marte è rappresentata da anidride carbonica (95%), azoto (3%), argon (1,6%) e piccole miscele di ossigeno, vapore acqueo e altri gas. È anche pieno di piccole particelle di polvere, che fanno apparire il pianeta rosso.

I ricercatori ritengono che lo strato atmosferico fosse precedentemente denso, ma sia crollato 4 miliardi di anni fa. Senza magnetosfera, il vento solare si schianta sulla ionosfera e riduce la densità atmosferica.

Ciò ha portato ad una lettura di bassa pressione di 30 Pa. L'atmosfera si estende per 10,8 km. Contiene molto metano. Inoltre, in aree specifiche si notano forti emissioni. Sono state identificate due località, ma le fonti non sono state ancora scoperte.

Ogni anno vengono rilasciate 270 tonnellate di metano. Ciò significa che stiamo parlando di una sorta di processo sotterraneo attivo. Molto probabilmente, si tratta di attività vulcanica, impatti di comete o serpentinizzazione. L’opzione più attraente è la vita microbica metanogenica.

Ora sai della presenza dell'atmosfera di Marte, ma, sfortunatamente, è configurata per sterminare i coloni. Non consente l'accumulo di acqua liquida, è aperto alle radiazioni ed è estremamente freddo. Ma nei prossimi 30 anni saremo ancora concentrati sullo sviluppo.

Dissipazione delle atmosfere planetarie

L'astrofisico Valery Shematovich sull'evoluzione delle atmosfere planetarie, dei sistemi esoplanetari e sulla perdita dell'atmosfera di Marte:

Poiché Marte è più lontano dal Sole rispetto alla Terra, può occupare una posizione nel cielo opposta al Sole, quindi è visibile tutta la notte. Questa posizione del pianeta si chiama confronto. Per Marte si ripete ogni due anni e due mesi. Poiché l’orbita di Marte è più allungata di quella della Terra, durante le opposizioni le distanze tra Marte e la Terra possono essere diverse. Una volta ogni 15 o 17 anni avviene il Grande Confronto, quando la distanza tra la Terra e Marte è minima e ammonta a 55 milioni di chilometri.

Canali su Marte

La fotografia di Marte scattata dal telescopio spaziale Hubble mostra chiaramente le caratteristiche del pianeta. Sullo sfondo rosso dei deserti marziani sono chiaramente visibili i mari verde-bluastri e la calotta polare bianca brillante. Famoso canali non visibile nella foto. A questo ingrandimento sono davvero invisibili. Dopo che furono ottenute fotografie su larga scala di Marte, il mistero dei canali marziani fu finalmente risolto: i canali sono un'illusione ottica.

Di grande interesse era la questione della possibilità di esistenza vita su Marte. Gli studi condotti nel 1976 sulla Viking MS americana diedero apparentemente un risultato finale negativo. Su Marte non sono state trovate tracce di vita.

Tuttavia, attualmente è in corso un acceso dibattito su questo tema. Entrambe le parti, sia sostenitori che oppositori della vita su Marte, presentano argomentazioni che i loro avversari non possono confutare. Semplicemente non ci sono abbastanza dati sperimentali per risolvere questo problema. Possiamo solo aspettare fino a quando i voli in corso e pianificati su Marte forniranno materiale che confermi o confuti l'esistenza della vita su Marte nel nostro tempo o in un lontano passato. Materiale dal sito

Marte ne ha due piccoli satellitare— Phobos (Fig. 51) e Deimos (Fig. 52). Le loro dimensioni sono rispettivamente 18×22 e 10×16 km. Phobos si trova a una distanza di soli 6000 km dalla superficie del pianeta e orbita attorno ad esso in circa 7 ore, ovvero 3 volte meno di un giorno marziano. Deimos si trova ad una distanza di 20.000 km.

Ci sono una serie di misteri associati ai satelliti. Quindi, la loro origine non è chiara. La maggior parte degli scienziati ritiene che si tratti di asteroidi catturati relativamente di recente. È difficile immaginare come Phobos sia sopravvissuto all'impatto di un meteorite, che ha lasciato un cratere con un diametro di 8 km. Non è chiaro il motivo per cui Phobos sia il corpo più nero a noi noto. La sua riflettività è 3 volte inferiore a quella della fuliggine. Sfortunatamente, diversi voli spaziali verso Phobos si sono conclusi con un fallimento. La soluzione finale a molti problemi sia di Phobos che di Marte è rinviata alla spedizione su Marte, prevista per gli anni '30 del 21° secolo.

Marte è il quarto pianeta più distante dal Sole e il settimo (penultimo) pianeta più grande del sistema solare; La massa del pianeta è il 10,7% della massa della Terra. Prende il nome da Marte, l'antico dio romano della guerra, corrispondente all'antico greco Ares. Marte è talvolta chiamato il “pianeta rosso” a causa della tinta rossastra della sua superficie data dall'ossido di ferro.

Marte è un pianeta terrestre con un'atmosfera rarefatta (la pressione in superficie è 160 volte inferiore a quella della Terra). Le caratteristiche del rilievo superficiale di Marte possono essere considerate crateri da impatto come quelli sulla Luna, così come vulcani, valli, deserti e calotte polari come quelli sulla Terra.

Marte ha due satelliti naturali: Phobos e Deimos (tradotto dal greco antico - "paura" e "orrore" - i nomi dei due figli di Ares che lo accompagnarono in battaglia), che sono relativamente piccoli (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km di diametro) ed hanno forma irregolare.

Grandi opposizioni di Marte, 1830-2035

Marte è il quarto pianeta più distante dal Sole (dopo Mercurio, Venere e la Terra) e il settimo pianeta più grande (superando solo Mercurio in massa e diametro) nel sistema solare. La massa di Marte è il 10,7% della massa della Terra (6,423 1023 kg contro 5,9736 1024 kg della Terra), il suo volume è 0,15 quello della Terra e il suo diametro lineare medio è 0,53 il diametro della Terra (6800 km ).

La topografia di Marte ha molte caratteristiche uniche. Il vulcano spento marziano, il Monte Olimpo, è la montagna più alta del Sistema Solare e la Valles Marineris è il canyon più grande. Inoltre, nel giugno 2008, tre articoli pubblicati sulla rivista Nature hanno fornito prove dell'esistenza del più grande cratere da impatto conosciuto nel sistema solare, nell'emisfero settentrionale di Marte. La sua lunghezza è di 10.600 km e la sua larghezza è di 8.500 km, ovvero circa quattro volte più grande del più grande cratere da impatto precedentemente scoperto anche su Marte, vicino al polo sud.

Oltre ad una topografia superficiale simile, Marte ha un periodo di rotazione e cicli stagionali simili a quelli della Terra, ma il suo clima è molto più freddo e secco di quello terrestre.

Fino al primo sorvolo di Marte da parte della navicella spaziale Mariner 4 nel 1965, molti ricercatori credevano che sulla sua superficie ci fosse acqua liquida. Questa opinione si basava sull'osservazione dei cambiamenti periodici nelle aree chiare e scure, soprattutto alle latitudini polari, che erano simili ai continenti e ai mari. I solchi scuri sulla superficie di Marte sono stati interpretati da alcuni osservatori come canali di irrigazione per l'acqua liquida. Successivamente è stato dimostrato che questi solchi erano un'illusione ottica.

A causa della bassa pressione, l'acqua non può esistere allo stato liquido sulla superficie di Marte, ma è probabile che in passato le condizioni fossero diverse, e quindi non si può escludere la presenza di vita primitiva sul pianeta. Il 31 luglio 2008, l'acqua ghiacciata è stata scoperta su Marte dalla sonda spaziale Phoenix della NASA.

Nel febbraio 2009, la costellazione di esplorazione orbitale in orbita attorno a Marte aveva tre veicoli spaziali operativi: Mars Odyssey, Mars Express e Mars Reconnaissance Satellite, più che attorno a qualsiasi altro pianeta oltre alla Terra.

La superficie di Marte è stata attualmente esplorata da due rover: Spirit e Opportunity. Ci sono anche diversi lander e rover inattivi sulla superficie di Marte che hanno completato l'esplorazione.

I dati geologici raccolti suggeriscono che la maggior parte della superficie di Marte era precedentemente ricoperta d’acqua. Le osservazioni degli ultimi dieci anni hanno rivelato una debole attività dei geyser in alcuni punti della superficie di Marte. Secondo le osservazioni della sonda spaziale Mars Global Surveyor, parti della calotta polare meridionale di Marte si stanno gradualmente ritirando.

Marte può essere visto dalla Terra ad occhio nudo. La sua magnitudine apparente raggiunge i 2,91 m (nel punto di massimo avvicinamento alla Terra), seconda in luminosità solo a Giove (e non sempre durante una grande opposizione) e Venere (ma solo al mattino o alla sera). Tipicamente, durante una grande opposizione, Marte arancione è l'oggetto più luminoso nel cielo notturno della Terra, ma ciò si verifica solo una volta ogni 15-17 anni per una o due settimane.

Caratteristiche orbitali

La distanza minima da Marte alla Terra è di 55,76 milioni di km (quando la Terra è esattamente tra il Sole e Marte), la massima è di circa 401 milioni di km (quando il Sole è esattamente tra la Terra e Marte).

La distanza media da Marte al Sole è di 228 milioni di km (1,52 UA) e il periodo di rivoluzione attorno al Sole è di 687 giorni terrestri. L'orbita di Marte ha un'eccentricità abbastanza evidente (0,0934), quindi la distanza dal Sole varia da 206,6 a 249,2 milioni di km. L'inclinazione dell'orbita di Marte è di 1,85°.

Marte è il più vicino alla Terra durante l'opposizione, quando il pianeta è nella direzione opposta al Sole. Le opposizioni si ripetono ogni 26 mesi in diversi punti dell'orbita di Marte e della Terra. Ma una volta ogni 15-17 anni, le opposizioni si verificano in un momento in cui Marte è vicino al suo perielio; In queste cosiddette grandi opposizioni (l'ultima è stata nell'agosto 2003), la distanza dal pianeta è minima e Marte raggiunge la sua dimensione angolare massima di 25,1" e una luminosità di 2,88 m.

caratteristiche fisiche

Confronto delle dimensioni della Terra (raggio medio 6371 km) e di Marte (raggio medio 3386,2 km)

In termini di dimensioni lineari, Marte è quasi la metà della Terra: il suo raggio equatoriale è di 3.396,9 km (il 53,2% di quello della Terra). La superficie di Marte è approssimativamente uguale alla superficie terrestre sulla Terra.

Il raggio polare di Marte è circa 20 km inferiore a quello equatoriale, sebbene il periodo di rotazione del pianeta sia più lungo di quello della Terra, il che dà motivo di supporre che la velocità di rotazione di Marte cambi nel tempo.

La massa del pianeta è 6.418·1023 kg (11% della massa terrestre). L'accelerazione di gravità all'equatore è 3,711 m/s (0,378 Terra); la prima velocità di fuga è di 3,6 km/s e la seconda è di 5,027 km/s.

Il periodo di rotazione del pianeta è di 24 ore 37 minuti e 22,7 secondi. Pertanto, un anno marziano è composto da 668,6 giorni solari marziani (chiamati sol).

Marte ruota attorno al proprio asse, inclinato rispetto alla perpendicolare al piano orbitale con un angolo di 24°56?. L'inclinazione dell'asse di rotazione di Marte fa sì che le stagioni cambino. Allo stesso tempo, l'allungamento dell'orbita porta a grandi differenze nella loro durata: ad esempio, la primavera e l'estate settentrionale, messe insieme, durano 371 sol, cioè notevolmente più della metà dell'anno marziano. Allo stesso tempo, si verificano in una sezione dell’orbita di Marte distante dal Sole. Pertanto, su Marte, l'estate settentrionale è lunga e fresca, mentre l'estate meridionale è breve e calda.

Atmosfera e clima

L'atmosfera di Marte, foto della sonda orbitante Viking, 1976. Il "cratere sorridente" di Halle è visibile a sinistra

Le temperature sul pianeta vanno da -153 ai Poli in inverno a oltre 20 °C all'equatore a mezzogiorno. La temperatura media è di -50°C.

L'atmosfera di Marte, costituita principalmente da anidride carbonica, è molto sottile. La pressione sulla superficie di Marte è 160 volte inferiore a quella della Terra: 6,1 mbar al livello medio della superficie. A causa della grande differenza di altitudine su Marte, la pressione sulla superficie varia notevolmente. Lo spessore approssimativo dell'atmosfera è di 110 km.

Secondo la NASA (2004), l'atmosfera di Marte è composta per il 95,32% da anidride carbonica; contiene inoltre 2,7% azoto, 1,6% argon, 0,13% ossigeno, 210 ppm di vapore acqueo, 0,08% monossido di carbonio, ossido di azoto (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2,5 ppm, acqua semipesante idrogeno- deuterio-ossigeno (HDO) 0,85 ppm, kripton (Kr) 0,3 ppm, xeno (Xe) - 0,08 ppm.

Secondo i dati del lander Viking (1976), nell'atmosfera marziana sono stati rilevati circa l'1-2% di argon, il 2-3% di azoto e il 95% di anidride carbonica. Secondo i dati dei satelliti Mars-2 e Mars-3, il limite inferiore della ionosfera si trova ad un'altitudine di 80 km, la massima concentrazione di elettroni di 1,7 105 elettroni/cm3 si trova ad un'altitudine di 138 km, l'altro due massimi sono ad altitudini di 85 e 107 km.

L'illuminazione radio dell'atmosfera alle onde radio 8 e 32 cm da parte del Mars-4 AMS il 10 febbraio 1974 ha mostrato la presenza della ionosfera notturna di Marte con il massimo di ionizzazione principale ad un'altitudine di 110 km e una concentrazione di elettroni di 4,6 103 elettrone/cm3, nonché massimi secondari a 65 e 185 km di altitudine.

Pressione atmosferica

Secondo i dati della NASA per il 2004, la pressione atmosferica nel raggio medio è di 6,36 mb. Densità alla superficie ~0,020 kg/m3, massa totale dell'atmosfera ~2,5·1016 kg.
Cambiamenti nella pressione atmosferica su Marte a seconda dell'ora del giorno, registrati dal lander Mars Pathfinder nel 1997.

A differenza della Terra, la massa dell'atmosfera marziana varia notevolmente durante l'anno a causa dello scioglimento e del congelamento delle calotte polari contenenti anidride carbonica. Durante l'inverno, il 20-30% dell'intera atmosfera ghiaccia sulla calotta polare, costituita da anidride carbonica. Le perdite di carico stagionali, secondo varie fonti, sono i seguenti valori:

Secondo la NASA (2004): da 4,0 a 8,7 mbar al raggio medio;
Secondo Encarta (2000): da 6 a 10 mbar;
Secondo Zubrin e Wagner (1996): da 7 a 10 mbar;
Secondo il lander Viking 1: da 6,9 a 9 mbar;
Secondo il lander Mars Pathfinder: da 6,7 ​​mbar.

L'Hellas Impact Basin è il luogo più profondo su Marte dove si trova la pressione atmosferica più alta

Nel luogo di atterraggio della sonda Mars-6 nel Mar Eritreo, fu registrata una pressione superficiale di 6,1 millibar, che a quel tempo era considerata la pressione media sul pianeta, e da questo livello si convenne di calcolare le altezze e le profondità su Marte. Secondo i dati di questo apparecchio, ottenuti durante la discesa, la tropopausa si trova ad un'altitudine di circa 30 km, dove la pressione è di 5·10-7 g/cm3 (come sulla Terra a 57 km di altitudine).

La regione dell'Hellas (Marte) è così profonda che la pressione atmosferica raggiunge circa 12,4 millibar, che è al di sopra del punto triplo dell'acqua (~6,1 mb) e al di sotto del punto di ebollizione. Ad una temperatura sufficientemente elevata, l'acqua potrebbe esistere allo stato liquido; a questa pressione però l'acqua bolle e si trasforma in vapore già a +10 °C.

Sulla sommità del vulcano più alto dell'Olimpo, alto 27 km, la pressione può variare da 0,5 a 1 mbar (Zurek 1992).

Prima che i moduli di atterraggio atterrassero sulla superficie di Marte, la pressione è stata misurata a causa dell'attenuazione dei segnali radio delle sonde Mariner 4, Mariner 6 e Mariner 7 quando sono entrate nel disco marziano - 6,5 ± 2,0 mb al livello medio della superficie, che è 160 volte inferiore a quello della Terra; lo stesso risultato è stato mostrato dalle osservazioni spettrali della navicella spaziale Mars-3. Inoltre, nelle aree situate al di sotto del livello medio (ad esempio nell'Amazzonia marziana), la pressione, secondo queste misurazioni, raggiunge i 12 mb.

Dagli anni '30. Gli astronomi sovietici cercarono di determinare la pressione atmosferica utilizzando metodi di fotometria fotografica, distribuendo la luminosità lungo il diametro del disco in diverse gamme di onde luminose. A questo scopo, gli scienziati francesi B. Liot e O. Dollfus hanno effettuato osservazioni sulla polarizzazione della luce diffusa dall'atmosfera di Marte. Un riassunto delle osservazioni ottiche fu pubblicato dall'astronomo americano J. de Vaucouleurs nel 1951, da cui si ottenne una pressione di 85 mb, sovrastimata di quasi 15 volte a causa dell'interferenza della polvere atmosferica.

Clima

La foto microscopica di un nodulo di ematite di 1,3 cm scattata dal rover Opportunity il 2 marzo 2004, mostra la passata presenza di acqua liquida

Il clima, come sulla Terra, è stagionale. Durante la stagione fredda, anche al di fuori delle calotte polari, si può formare una leggera brina in superficie. L'apparato Phoenix ha registrato nevicate, ma i fiocchi di neve sono evaporati prima di raggiungere la superficie.

Secondo la NASA (2004), la temperatura media è di ~210 K (-63 °C). Secondo i lander Viking, l'intervallo di temperatura giornaliera va da 184 K a 242 K (da -89 a -31 °C) (Viking-1) e la velocità del vento: 2-7 m/s (estate), 5-10 m /s (autunno), 17-30 m/s (tempesta di polvere).

Secondo i dati della sonda di atterraggio Mars-6, la temperatura media della troposfera di Marte è di 228 K, nella troposfera la temperatura diminuisce in media di 2,5 gradi per chilometro e la stratosfera situata sopra la tropopausa (30 km) ha una temperatura quasi costante di 144 K.

Secondo i ricercatori del Centro Carl Sagan, negli ultimi decenni su Marte è in corso un processo di riscaldamento. Altri esperti ritengono che sia troppo presto per trarre tali conclusioni.

Ci sono prove che in passato l'atmosfera avrebbe potuto essere più densa, il clima caldo e umido e sulla superficie di Marte c'erano acqua liquida e pioggia. Prova di questa ipotesi è l'analisi del meteorite ALH 84001, da cui è emerso che circa 4 miliardi di anni fa la temperatura di Marte era di 18 ± 4 °C.

Diavoli della polvere

Diavoli di polvere fotografati dal rover Opportunity il 15 maggio 2005. I numeri nell'angolo in basso a sinistra indicano il tempo in secondi trascorso dal primo fotogramma.

Dagli anni '70. Nell'ambito del programma Viking, così come del rover Opportunity e di altri veicoli, sono stati registrati numerosi diavoli di polvere. Si tratta di vortici d'aria che sorgono vicino alla superficie del pianeta e sollevano nell'aria grandi quantità di sabbia e polvere. I vortici si osservano spesso sulla Terra (nei paesi di lingua inglese vengono chiamati diavoli della polvere), ma su Marte possono raggiungere dimensioni molto maggiori: 10 volte più alti e 50 volte più larghi di quelli terrestri. Nel marzo 2005, una tromba d'aria ripulì i pannelli solari del rover Spirit.

Superficie

Due terzi della superficie di Marte sono occupati da aree chiare chiamate continenti, circa un terzo da aree scure chiamate mari. I mari sono concentrati soprattutto nell'emisfero sud del pianeta, tra i 10 ed i 40° di latitudine. Nell'emisfero settentrionale ci sono solo due grandi mari: Acidalia e Grande Syrtis.

La natura delle aree scure è ancora oggetto di dibattito. Persistono nonostante le tempeste di polvere che infuriano su Marte. Un tempo ciò supportava l’ipotesi che le aree scure fossero ricoperte di vegetazione. Ora si ritiene che queste siano semplicemente aree dalle quali, a causa della loro topografia, la polvere viene facilmente spazzata via. Immagini su larga scala mostrano che, in effetti, le aree scure sono costituite da gruppi di strisce e macchie scure associate a crateri, colline e altri ostacoli sul percorso dei venti. I cambiamenti stagionali e a lungo termine nella loro dimensione e forma sono apparentemente associati a un cambiamento nel rapporto tra le aree superficiali coperte di materia chiara e oscura.

Gli emisferi di Marte differiscono notevolmente nella natura della loro superficie. Nell'emisfero australe la superficie è 1-2 km sopra la media ed è densamente punteggiata di crateri. Questa parte di Marte ricorda i continenti lunari. Nel nord, la maggior parte della superficie è al di sotto della media, ci sono pochi crateri e la maggior parte è costituita da pianure relativamente lisce, probabilmente formate da inondazioni di lava ed erosione. Questa differenza emisferica rimane oggetto di dibattito. Il confine tra gli emisferi segue approssimativamente un cerchio massimo inclinato di 30° rispetto all'equatore. Il confine è ampio e irregolare e forma un pendio verso nord. Lungo di esso si trovano le zone più erose della superficie marziana.

Sono state avanzate due ipotesi alternative per spiegare l'asimmetria emisferica. Secondo uno di loro, in una fase geologica iniziale, le placche litosferiche “si spostarono insieme” (forse accidentalmente) in un emisfero, come il continente Pangea sulla Terra, e poi “si congelarono” in questa posizione. Un'altra ipotesi suggerisce una collisione tra Marte e un corpo cosmico delle dimensioni di Plutone.
Mappa topografica di Marte, secondo Mars Global Surveyor, 1999.

Il gran numero di crateri nell'emisfero meridionale suggerisce che la superficie qui sia antica: 3-4 miliardi di anni. Esistono diversi tipi di crateri: grandi crateri a fondo piatto, crateri più piccoli e più giovani a forma di ciotola simili alla Luna, crateri bordati e crateri rialzati. Gli ultimi due tipi sono tipici di Marte: crateri bordati formatisi dove i materiali espulsi liquidi scorrevano sulla superficie, e crateri in rilievo formati dove una coltre di materiali espulsi proteggeva la superficie dall'erosione eolica. La più grande struttura di origine dell'impatto è la pianura di Hellas (circa 2100 km di diametro).

Nell'area di paesaggio caotico vicino al confine emisferico, la superficie ha subito ampie aree di frattura e compressione, talvolta seguite da erosione (a causa di frane o rilascio catastrofico di acque sotterranee), nonché inondazioni da parte di lava liquida. Paesaggi caotici si trovano spesso all'inizio di grandi canali tagliati dall'acqua. L'ipotesi più accettabile per la loro formazione congiunta è l'improvviso scioglimento del ghiaccio sotterraneo.

Valles Marineris su Marte

Nell'emisfero settentrionale, oltre alle vaste pianure vulcaniche, ci sono due aree di grandi vulcani: Tharsis ed Elysium. Tharsis è una vasta pianura vulcanica lunga 2000 km, che raggiunge un'altitudine di 10 km sopra il livello medio. Su di esso si trovano tre grandi vulcani a scudo: il Monte Arsia, il Monte Pavlina e il Monte Askrian. Ai margini di Tharsis si trova il Monte Olimpo, il più alto su Marte e nel sistema solare. L'Olimpo raggiunge i 27 km di altezza rispetto alla sua base e i 25 km rispetto al livello medio della superficie di Marte, e si estende su un'area di 550 km di diametro, circondata da scogliere che in alcuni punti raggiungono i 7 km di altezza. Il volume dell'Olimpo è 10 volte maggiore del volume del più grande vulcano della Terra, Mauna Kea. Ci sono anche diversi vulcani più piccoli situati qui. Elysium - un'altitudine fino a sei chilometri sopra la media, con tre vulcani: Hecate's Dome, Mount Elysium e Albor Dome.

Secondo altri dati (Faure e Mensing, 2007), l'altezza dell'Olimpo è di 21.287 metri sopra il livello del suolo e 18 chilometri sopra l'area circostante, e il diametro della base è di circa 600 km. La base copre un'area di 282.600 km2. La caldera (la depressione al centro del vulcano) è larga 70 km e profonda 3 km.

Il Rialzo Tharsis è attraversato anche da numerose faglie tettoniche, spesso molto complesse ed estese. La più grande di esse, la Valles Marineris, si estende in senso latitudinale per quasi 4000 km (un quarto della circonferenza del pianeta), raggiungendo una larghezza di 600 e una profondità di 7-10 km; Questa faglia è di dimensioni paragonabili al Rift dell’Africa orientale sulla Terra. Sui suoi pendii ripidi si verificano le più grandi frane del sistema solare. Valles Marineris è il più grande canyon conosciuto nel sistema solare. Il canyon, scoperto dalla navicella spaziale Mariner 9 nel 1971, potrebbe coprire tutti gli Stati Uniti, da oceano a oceano.

Panorama del cratere Victoria ripreso dal rover Opportunity. È stato girato in tre settimane, tra il 16 ottobre e il 6 novembre 2006.

Panorama della superficie di Marte nell'area di Husband Hill, ripreso dal rover Spirit dal 23 al 28 novembre 2005.

Ghiaccio e calotte polari

La calotta polare settentrionale in estate, foto di Mars Global Surveyor. La faglia lunga e ampia che taglia la calotta a sinistra è la faglia settentrionale

L'aspetto di Marte varia notevolmente a seconda del periodo dell'anno. Innanzitutto colpiscono i cambiamenti nelle calotte polari. Crescono e calano, creando modelli stagionali nell'atmosfera e nella superficie di Marte. La calotta polare meridionale può raggiungere i 50° di latitudine, quella settentrionale anche i 50°. Il diametro della parte permanente della calotta polare settentrionale è di 1000 km. Quando in primavera la calotta polare di un emisfero si ritira, le caratteristiche della superficie del pianeta iniziano a scurirsi.

Le calotte polari sono costituite da due componenti: stagionale - anidride carbonica e secolare - ghiaccio d'acqua. Secondo i dati del satellite Mars Express, lo spessore delle calotte può variare da 1 ma 3,7 km. La sonda Mars Odyssey ha scoperto geyser attivi sulla calotta polare meridionale di Marte. Secondo gli esperti della NASA, i getti di anidride carbonica con il riscaldamento primaverile esplodono verso l'alto a grandi altezze, portando con sé polvere e sabbia.

Foto di Marte che mostrano una tempesta di polvere. Giugno-settembre 2001

Lo scioglimento primaverile delle calotte polari porta ad un forte aumento della pressione atmosferica e al movimento di grandi masse di gas verso l'emisfero opposto. La velocità dei venti in questo caso è di 10-40 m/s, a volte fino a 100 m/s. Il vento solleva grandi quantità di polvere dalla superficie, provocando tempeste di polvere. Forti tempeste di polvere oscurano quasi completamente la superficie del pianeta. Le tempeste di polvere hanno un effetto notevole sulla distribuzione della temperatura nell'atmosfera marziana.

Nel 1784, l'astronomo W. Herschel attirò l'attenzione sui cambiamenti stagionali nelle dimensioni delle calotte polari, per analogia con lo scioglimento e il congelamento del ghiaccio nelle regioni polari della Terra. Negli anni '60 dell'Ottocento. L'astronomo francese E. Lie osservò un'ondata di oscuramento attorno alla calotta polare primaverile in fusione, che fu poi interpretata mediante l'ipotesi della diffusione dell'acqua di disgelo e della crescita della vegetazione. Misurazioni spettrometriche effettuate all'inizio del XX secolo. presso l'Osservatorio Lovell di Flagstaff di W. Slifer, tuttavia, non ha mostrato la presenza di una linea di clorofilla, il pigmento verde delle piante terrestri.

Dalle fotografie del Mariner 7 è stato possibile determinare che le calotte polari hanno uno spessore di diversi metri e la temperatura misurata di 115 K (-158 °C) ha confermato la possibilità che si tratti di anidride carbonica congelata - "ghiaccio secco".

La collina, chiamata Montagne Mitchell, situata vicino al polo sud di Marte, sembra un'isola bianca quando la calotta polare si scioglie, poiché i ghiacciai nelle montagne si sciolgono più tardi, anche sulla Terra.

I dati del Mars Reconnaissance Satellite hanno permesso di rilevare uno strato significativo di ghiaccio sotto i ghiaioni rocciosi ai piedi delle montagne. Il ghiacciaio, spesso centinaia di metri, copre un'area di migliaia di chilometri quadrati e un suo ulteriore studio potrebbe fornire informazioni sulla storia del clima marziano.

Letti "fiume" e altre funzionalità

Ci sono molte formazioni geologiche su Marte che ricordano l'erosione dell'acqua, in particolare i letti dei fiumi asciutti. Secondo un'ipotesi, questi canali potrebbero essersi formati a seguito di eventi catastrofici a breve termine e non costituiscono la prova dell'esistenza a lungo termine del sistema fluviale. Tuttavia, prove recenti suggeriscono che i fiumi scorrevano in periodi di tempo geologicamente significativi. In particolare sono stati scoperti canali invertiti (cioè rialzati rispetto all'area circostante). Sulla Terra, tali formazioni si formano a causa dell'accumulo a lungo termine di densi sedimenti del fondo, seguito dall'essiccamento e dall'erosione delle rocce circostanti. Inoltre, ci sono prove di spostamento dei canali nel delta del fiume man mano che la superficie si alza gradualmente.

Nell'emisfero sud-occidentale, nel cratere Eberswalde, è stato scoperto un delta del fiume con una superficie di circa 115 km2. Il fiume che lavò il delta era lungo più di 60 km.

I dati dei rover Spirit e Opportunity della NASA su Marte indicano anche la presenza di acqua in passato (sono stati trovati minerali che avrebbero potuto formarsi solo a seguito di una prolungata esposizione all'acqua). L'apparato Phoenix ha scoperto depositi di ghiaccio direttamente nel terreno.

Inoltre, sui pendii delle colline sono state scoperte strisce scure, che indicano la comparsa di acqua salata liquida in superficie nei tempi moderni. Appaiono subito dopo l'inizio dell'estate e scompaiono entro l'inverno, "circolano attorno" a vari ostacoli, si fondono e divergono. "È difficile immaginare che tali strutture possano essersi formate da qualcosa di diverso dai flussi di fluidi", ha affermato lo scienziato della NASA Richard Zurek.

Numerosi pozzi profondi e insoliti sono stati scoperti sull'altopiano vulcanico di Tharsis. A giudicare dall'immagine del Mars Reconnaissance Satellite scattata nel 2007, uno di loro ha un diametro di 150 metri e la parte illuminata del muro è profonda almeno 178 metri. È stata avanzata un'ipotesi sull'origine vulcanica di queste formazioni.

Adescamento

La composizione elementare dello strato superficiale del suolo marziano, secondo i dati dei lander, non è la stessa in luoghi diversi. La componente principale del terreno è la silice (20-25%), contenente una miscela di ossidi di ferro idrati (fino al 15%), che conferiscono al terreno un colore rossastro. Sono presenti impurità significative di composti di zolfo, calcio, alluminio, magnesio e sodio (una piccola percentuale per ciascuno).

Secondo i dati della sonda Phoenix della NASA (sbarcata su Marte il 25 maggio 2008), il rapporto pH e alcuni altri parametri dei suoli marziani sono vicini a quelli della Terra e teoricamente sarebbe possibile coltivarvi piante. "In effetti, abbiamo scoperto che il suolo di Marte soddisfa i requisiti e contiene anche gli elementi necessari per l'emergere e il mantenimento della vita sia nel passato, nel presente e nel futuro", ha affermato il chimico capo del progetto, Sam Coonaves. Inoltre, secondo lui, molte persone possono trovare questo tipo di terreno alcalino nel “loro cortile” ed è abbastanza adatto per la coltivazione degli asparagi.

C'è anche una quantità significativa di ghiaccio d'acqua nel terreno nel luogo di atterraggio. L'orbiter Mars Odyssey ha anche scoperto che ci sono depositi di ghiaccio d'acqua sotto la superficie del pianeta rosso. Successivamente, questa ipotesi fu confermata da altri dispositivi, ma la questione della presenza di acqua su Marte fu finalmente risolta nel 2008, quando la sonda Phoenix, atterrata vicino al polo nord del pianeta, ricevette acqua dal suolo marziano.

Geologia e struttura interna

In passato, su Marte, come sulla Terra, si verificava il movimento delle placche litosferiche. Ciò è confermato dalle caratteristiche del campo magnetico di Marte, dall'ubicazione di alcuni vulcani, ad esempio nella provincia di Tharsis, nonché dalla forma della Valles Marineris. Lo stato attuale delle cose, quando i vulcani possono esistere per un tempo molto più lungo che sulla Terra e raggiungere dimensioni gigantesche, suggerisce che ora questo movimento è piuttosto assente. Ciò è supportato dal fatto che i vulcani a scudo crescono come risultato di ripetute eruzioni dalla stessa bocca per un lungo periodo di tempo. Sulla Terra, a causa del movimento delle placche litosferiche, i punti vulcanici cambiavano costantemente la loro posizione, il che limitava la crescita dei vulcani a scudo e forse non permetteva loro di raggiungere altezze come su Marte. D'altra parte, la differenza nell'altezza massima dei vulcani può essere spiegata dal fatto che, a causa della minore gravità su Marte, è possibile costruire strutture più alte che non collasserebbero sotto il loro stesso peso.

Confronto della struttura di Marte e di altri pianeti terrestri

Gli attuali modelli della struttura interna di Marte suggeriscono che Marte sia costituito da una crosta con uno spessore medio di 50 km (e uno spessore massimo fino a 130 km), un mantello di silicati con uno spessore di 1800 km e un nucleo con un raggio di 1480 km. La densità al centro del pianeta dovrebbe raggiungere 8,5 g/cm2. Il nucleo è parzialmente liquido ed è costituito principalmente da ferro con una miscela di zolfo del 14-17% (in massa) e il contenuto di elementi leggeri è doppio rispetto al nucleo terrestre. Secondo le stime moderne, la formazione del nucleo coincise con il periodo del primo vulcanismo e durò circa un miliardo di anni. La fusione parziale dei silicati del mantello è avvenuta all'incirca nello stesso tempo. A causa della minore gravità su Marte, l’intervallo di pressione nel mantello marziano è molto più piccolo che sulla Terra, il che significa che ci sono meno transizioni di fase. Si presume che la transizione di fase dell'olivina nella modificazione dello spinello inizi a profondità abbastanza grandi: 800 km (400 km sulla Terra). La natura del rilievo e altre caratteristiche suggeriscono la presenza di un'astenosfera, costituita da zone di materia parzialmente fusa. Per alcune aree di Marte è stata compilata una mappa geologica dettagliata.

Secondo le osservazioni dall'orbita e l'analisi di una raccolta di meteoriti marziani, la superficie di Marte è costituita principalmente da basalto. Ci sono alcune prove che suggeriscono che su alcune parti della superficie marziana il materiale è più ricco di quarzo rispetto al normale basalto e potrebbe essere simile alle rocce andesitiche sulla Terra. Tuttavia queste stesse osservazioni possono essere interpretate a favore della presenza di vetro al quarzo. Gran parte dello strato più profondo è costituito da polvere granulare di ossido di ferro.

Campo magnetico di Marte

Un debole campo magnetico è stato rilevato vicino a Marte.

Secondo le letture dei magnetometri delle stazioni Mars-2 e Mars-3, l’intensità del campo magnetico all’equatore è di circa 60 gamma, al polo 120 gamma, ovvero 500 volte più debole di quella terrestre. Secondo i dati AMS Mars-5, l'intensità del campo magnetico all'equatore era di 64 gamma e il momento magnetico era di 2,4 1022 oersted cm2.

Il campo magnetico di Marte è estremamente instabile, in diversi punti del pianeta la sua forza può differire da 1,5 a 2 volte e i poli magnetici non coincidono con quelli fisici. Ciò suggerisce che il nucleo di ferro di Marte è relativamente immobile rispetto alla sua crosta, cioè il meccanismo della dinamo planetaria responsabile del campo magnetico terrestre non funziona su Marte. Sebbene Marte non abbia un campo magnetico planetario stabile, le osservazioni hanno dimostrato che parti della crosta planetaria sono magnetizzate e che i poli magnetici di queste parti sono cambiati nel passato. La magnetizzazione di queste parti si è rivelata simile alle anomalie magnetiche a striscia negli oceani del mondo.

Secondo una teoria, pubblicata nel 1999 e verificata nuovamente nel 2005 (con l'aiuto del Mars Global Surveyor senza equipaggio), queste strisce mostrano la tettonica a placche avvenuta 4 miliardi di anni fa, prima che la dinamo del pianeta cessasse di funzionare, causando un forte indebolimento del campo magnetico. Le ragioni di questo forte indebolimento non sono chiare. Si presume che il funzionamento della dinamo sia di 4 miliardi. anni fa è spiegato dalla presenza di un asteroide che ruotava a una distanza di 50-75 mila chilometri attorno a Marte e causava instabilità nel suo nucleo. L'asteroide è poi caduto al limite di Roche ed è crollato. Tuttavia, questa stessa spiegazione contiene ambiguità ed è contestata nella comunità scientifica.

Storia geologica

Mosaico globale di 102 immagini dell'orbiter Viking 1 del 22 febbraio 1980.

Forse in un lontano passato, a seguito di una collisione con un grande corpo celeste, la rotazione del nucleo si fermò, così come la perdita del volume principale dell'atmosfera. Si ritiene che la perdita del campo magnetico sia avvenuta circa 4 miliardi di anni fa. A causa della debolezza del campo magnetico, il vento solare penetra quasi senza ostacoli nell'atmosfera marziana, e molte delle reazioni fotochimiche sotto l'influenza della radiazione solare che si verificano nella ionosfera e sopra la Terra possono essere osservate su Marte quasi al suo massimo splendore. superficie.

La storia geologica di Marte comprende le seguenti tre ere:

Epoca Noachiana (dal nome della "Terra Noachiana", una regione di Marte): Formazione della più antica superficie sopravvissuta di Marte. Durò da 4,5 miliardi a 3,5 miliardi di anni fa. Durante quest'era, la superficie fu segnata da numerosi crateri da impatto. Probabilmente durante questo periodo si formò l'altopiano di Tharsis, seguito successivamente da un intenso flusso d'acqua.

Era Hesperia: da 3,5 miliardi di anni fa a 2,9 - 3,3 miliardi di anni fa. Quest'era è segnata dalla formazione di enormi campi di lava.

Era amazzonica (dal nome della "pianura amazzonica" su Marte): da 2,9-3,3 miliardi di anni fa ad oggi. Le aree formatesi durante quest'era hanno pochissimi crateri meteoritici, ma per il resto sono completamente diverse. Durante questo periodo si formò il Monte Olimpo. In questo momento, le colate laviche si stavano diffondendo in altre parti di Marte.

Lune di Marte

I satelliti naturali di Marte sono Phobos e Deimos. Entrambi furono scoperti dall'astronomo americano Asaph Hall nel 1877. Phobos e Deimos sono di forma irregolare e di dimensioni molto piccole. Secondo un'ipotesi, potrebbero rappresentare asteroidi come (5261) Eureka del gruppo di asteroidi troiani catturati dal campo gravitazionale di Marte. I satelliti prendono il nome dai personaggi che accompagnano il dio Ares (cioè Marte), Phobos e Deimos, personificando la paura e l'orrore che aiutarono il dio della guerra nelle battaglie.

Entrambi i satelliti ruotano attorno al proprio asse con lo stesso periodo attorno a Marte, quindi sono sempre rivolti verso il pianeta dallo stesso lato. L'influenza delle maree di Marte rallenta gradualmente il movimento di Phobos e alla fine porterà il satellite a cadere su Marte (se la tendenza attuale continua) o alla sua disintegrazione. Al contrario, Deimos si sta allontanando da Marte.

Entrambi i satelliti hanno una forma che si avvicina ad un ellissoide triassiale, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) è leggermente più grande di Deimos (15x12,2x10,4 km). La superficie di Deimos appare molto più liscia a causa del fatto che la maggior parte dei crateri sono ricoperti da materiale a grana fine. Ovviamente su Phobos, che è più vicino al pianeta e più massiccio, la sostanza espulsa durante gli impatti dei meteoriti o ha causato ripetuti impatti sulla superficie oppure è caduta su Marte, mentre su Deimos è rimasta a lungo in orbita attorno al satellite, depositandosi gradualmente e nascondere il terreno irregolare.

Vita su Marte

L'idea popolare che Marte fosse abitato da marziani intelligenti si diffuse alla fine del XIX secolo.

Le osservazioni di Schiaparelli sui cosiddetti canali, combinate con il libro di Percival Lowell sullo stesso argomento, resero popolare l'idea di un pianeta il cui clima stava diventando più secco, più freddo, morente e in cui esisteva un'antica civiltà che eseguiva opere di irrigazione.

Numerosi altri avvistamenti e annunci di personaggi famosi hanno dato origine alla cosiddetta “febbre di Marte” attorno a questo argomento. Nel 1899, mentre studiava l'interferenza atmosferica nei segnali radio utilizzando ricevitori presso l'Osservatorio del Colorado, l'inventore Nikola Tesla osservò un segnale ripetuto. Ha quindi suggerito che potrebbe trattarsi di un segnale radio proveniente da altri pianeti, come Marte. In un'intervista del 1901, Tesla disse di avere l'idea che l'interferenza potesse essere causata artificialmente. Anche se non riusciva a decifrarne il significato, gli era impossibile che fossero sorti del tutto per caso. Secondo lui, questo era un saluto da un pianeta all'altro.

La teoria di Tesla suscitò il sostegno entusiasta del famoso fisico britannico William Thomson (Lord Kelvin), il quale, visitando gli Stati Uniti nel 1902, affermò che secondo lui Tesla aveva colto il segnale inviato dai marziani negli Stati Uniti. Tuttavia, Kelvin iniziò poi a smentire fermamente questa affermazione prima di lasciare l'America: "In effetti, ho detto che gli abitanti di Marte, se esistessero, potrebbero certamente vedere New York, soprattutto la luce dell'elettricità".

Oggi la presenza di acqua liquida sulla sua superficie è considerata una condizione per lo sviluppo e il mantenimento della vita sul pianeta. È inoltre necessario che l'orbita del pianeta si trovi nella cosiddetta zona abitabile, che per il Sistema Solare inizia dietro Venere e termina con il semiasse maggiore dell'orbita di Marte. Durante il perielio, Marte si trova all'interno di questa zona, ma un'atmosfera sottile con bassa pressione impedisce la comparsa di acqua liquida su una vasta area per un lungo periodo. Prove recenti suggeriscono che l’acqua sulla superficie di Marte è troppo salata e acida per sostenere una vita permanente simile alla Terra.

Anche la mancanza di una magnetosfera e l’atmosfera estremamente sottile di Marte rappresentano una sfida per sostenere la vita. C'è un movimento molto debole dei flussi di calore sulla superficie del pianeta; è scarsamente isolato dal bombardamento delle particelle del vento solare; inoltre, quando riscaldata, l'acqua evapora istantaneamente, aggirando lo stato liquido a causa della bassa pressione. Marte è anche sulla soglia del cosiddetto. "morte geologica". La fine dell'attività vulcanica avrebbe apparentemente fermato la circolazione di minerali ed elementi chimici tra la superficie e l'interno del pianeta.

Le prove suggeriscono che in passato il pianeta era molto più incline a sostenere la vita di quanto non lo sia ora. Tuttavia, ad oggi, su di esso non sono stati rinvenuti resti di organismi. Il programma Viking, condotto a metà degli anni '70, condusse una serie di esperimenti per rilevare microrganismi nel suolo marziano. Ha prodotto risultati positivi, come un aumento temporaneo delle emissioni di CO2 quando le particelle di terreno vengono immerse nell’acqua e nel terreno di coltura. Tuttavia, questa prova della vita su Marte è stata contestata da alcuni scienziati[da chi?]. Ciò portò alla loro lunga disputa con lo scienziato della NASA Gilbert Levin, il quale sosteneva che Viking aveva scoperto la vita. Dopo aver rivalutato i dati Viking alla luce delle attuali conoscenze scientifiche sugli estremofili, è stato stabilito che gli esperimenti condotti non erano sufficientemente avanzati per rilevare queste forme di vita. Inoltre, questi test potrebbero addirittura uccidere gli organismi anche se fossero contenuti nei campioni. I test condotti nell’ambito del programma Phoenix hanno dimostrato che il terreno ha un pH molto alcalino e contiene magnesio, sodio, potassio e cloruro. Ci sono abbastanza nutrienti nel suolo per sostenere la vita, ma le forme di vita devono essere protette dall’intensa luce ultravioletta.

È interessante notare che in alcuni meteoriti di origine marziana sono state trovate formazioni che hanno la forma dei batteri più semplici, sebbene di dimensioni inferiori ai più piccoli organismi terrestri. Uno di questi meteoriti è ALH 84001, trovato in Antartide nel 1984.

Sulla base delle osservazioni dalla Terra e dei dati della navicella spaziale Mars Express, il metano è stato scoperto nell'atmosfera di Marte. Nelle condizioni di Marte, questo gas si decompone abbastanza rapidamente, quindi deve esserci una fonte costante di rifornimento. Una tale fonte potrebbe essere l’attività geologica (ma su Marte non sono stati trovati vulcani attivi) o l’attività dei batteri.

Osservazioni astronomiche dalla superficie di Marte

Dopo l'atterraggio dei veicoli automatici sulla superficie di Marte, è diventato possibile effettuare osservazioni astronomiche direttamente dalla superficie del pianeta. A causa della posizione astronomica di Marte nel sistema solare, delle caratteristiche dell'atmosfera, del periodo orbitale di Marte e dei suoi satelliti, l'immagine del cielo notturno di Marte (e dei fenomeni astronomici osservati dal pianeta) differisce da quella sulla Terra e per molti versi appare insolito e interessante.

Il colore del cielo su Marte

Durante l'alba e il tramonto, il cielo marziano allo zenit ha un colore rosa-rossastro e nelle immediate vicinanze del disco solare - dal blu al viola, che è completamente opposto all'immagine delle albe terrene.

A mezzogiorno il cielo di Marte è giallo-arancione. La ragione di tali differenze rispetto ai colori del cielo terrestre sono le proprietà dell'atmosfera sottile, rarefatta e contenente polvere di Marte. Su Marte, la diffusione dei raggi Rayleigh (che sulla Terra è la ragione del colore blu del cielo) gioca un ruolo insignificante, il suo effetto è debole. Presumibilmente, il colore giallo-arancio del cielo è causato anche dalla presenza dell'1% di magnetite nelle particelle di polvere costantemente sospese nell'atmosfera marziana e sollevate dalle tempeste di polvere stagionali. Il crepuscolo inizia molto prima dell'alba e dura molto dopo il tramonto. A volte il colore del cielo marziano assume una tonalità viola a causa della diffusione della luce sulle microparticelle di ghiaccio d'acqua nelle nuvole (quest'ultimo è un fenomeno piuttosto raro).

Sole e pianeti

La dimensione angolare del Sole osservato da Marte è inferiore a quella visibile dalla Terra ed è pari a 2/3 di quest'ultima. Mercurio proveniente da Marte sarà praticamente inaccessibile all'osservazione ad occhio nudo a causa della sua estrema vicinanza al Sole. Il pianeta più luminoso nel cielo di Marte è Venere, Giove è al secondo posto (i suoi quattro satelliti più grandi possono essere osservati senza telescopio) e la Terra è al terzo posto.

La Terra è un pianeta interno per Marte, proprio come Venere lo è per la Terra. Di conseguenza, da Marte, la Terra viene osservata come una stella del mattino o della sera, che sorge prima dell'alba o visibile nel cielo serale dopo il tramonto.

L'elongazione massima della Terra nel cielo di Marte sarà di 38 gradi. Ad occhio nudo, la Terra sarà visibile come una stella verdastra brillante (magnitudine massima visibile circa -2,5), accanto alla quale sarà facilmente visibile la stella giallastra e più debole (circa 0,9) della Luna. Attraverso un telescopio, entrambi gli oggetti mostreranno le stesse fasi. La rivoluzione della Luna attorno alla Terra verrà osservata da Marte nel modo seguente: alla massima distanza angolare della Luna dalla Terra, l'occhio nudo potrà separare facilmente la Luna e la Terra: dopo una settimana, le “stelle” della Luna e Terra si fonderanno in un'unica stella, inseparabile dall'occhio; dopo un'altra settimana, la Luna sarà nuovamente visibile alla sua massima distanza, ma dall'altra parte della Terra. Di tanto in tanto, un osservatore su Marte potrà vedere il passaggio (transito) della Luna attraverso il disco terrestre o, al contrario, la copertura della Luna da parte del disco terrestre. La massima distanza apparente della Luna dalla Terra (e la loro luminosità apparente) quando osservata da Marte varierà in modo significativo a seconda delle posizioni relative della Terra e di Marte e, di conseguenza, della distanza tra i pianeti. Nelle epoche di opposizione sarà di circa 17 minuti d'arco, alla massima distanza tra la Terra e Marte - 3,5 minuti d'arco. La Terra, come gli altri pianeti, verrà osservata nella fascia delle costellazioni zodiacali. Un astronomo su Marte potrà anche osservare il passaggio della Terra attraverso il disco del Sole, il più vicino avvenuto il 10 novembre 2084.

Satelliti: Phobos e Deimos

Passaggio di Phobos attraverso il disco solare. Foto da Opportunità

Phobos, se osservato dalla superficie di Marte, ha un diametro apparente di circa 1/3 del disco della Luna nel cielo terrestre e una magnitudine apparente di circa -9 (approssimativamente la stessa della Luna nel suo primo quarto di fase). Phobos sorge a ovest e tramonta a est, per poi sorgere nuovamente 11 ore dopo, attraversando così il cielo marziano due volte al giorno. Il movimento di questa luna veloce nel cielo sarà facilmente evidente durante la notte, così come il cambiamento delle fasi. Ad occhio nudo sarà possibile distinguere il più grande rilievo di Phobos: il cratere Stickney. Deimos sorge a est e tramonta a ovest, appare come una stella luminosa senza un disco visibile evidente, di circa magnitudine -5 (leggermente più luminosa di Venere nel cielo terrestre), attraversando lentamente il cielo nel corso di 2,7 giorni marziani. Entrambi i satelliti possono essere osservati nel cielo notturno contemporaneamente, in questo caso Phobos si sposterà verso Deimos.

Sia Phobos che Deimos sono abbastanza luminosi da consentire agli oggetti sulla superficie di Marte di proiettare ombre chiare di notte. Entrambi i satelliti hanno un'inclinazione orbitale relativamente bassa rispetto all'equatore di Marte, il che ne preclude l'osservazione alle alte latitudini settentrionali e meridionali del pianeta: ad esempio, Phobos non sorge mai sopra l'orizzonte a nord di 70,4° N. w. o a sud di 70,4° S. sh.; per Deimos questi valori sono 82,7° N. w. e 82,7° S. w. Su Marte si può osservare un'eclissi di Phobos e Deimos quando entrano nell'ombra di Marte, così come un'eclissi di Sole, che è solo anulare a causa delle piccole dimensioni angolari di Phobos rispetto al disco solare.

Sfera celeste

Il Polo Nord di Marte, a causa dell'inclinazione dell'asse del pianeta, si trova nella costellazione del Cigno (coordinate equatoriali: ascensione retta 21h 10m 42s, declinazione +52° 53.0? e non è contrassegnato da una stella luminosa: la più vicina al il polo è una debole stella di sesta magnitudine BD +52 2880 (altre sue designazioni sono HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Il polo celeste sud (coordinate 9h 10m 42s e -52° 53.0) si trova a un paio di gradi dalla stella Kappa Parus (magnitudine apparente 2,5) - in linea di principio può essere considerata la stella del Polo Sud di Marte.

Le costellazioni zodiacali dell'eclittica marziana sono simili a quelle osservate dalla Terra, con una differenza: quando si osserva il movimento annuale del Sole tra le costellazioni, esso (come altri pianeti, compresa la Terra), lascia la parte orientale della costellazione dei Pesci , passerà per 6 giorni attraverso la parte settentrionale della costellazione della Balena prima di rientrare nella parte occidentale dei Pesci.

Storia dell'esplorazione di Marte

L'esplorazione di Marte è iniziata molto tempo fa, 3,5 mila anni fa, nell'antico Egitto. I primi rapporti dettagliati sulla posizione di Marte furono compilati dagli astronomi babilonesi, che svilupparono una serie di metodi matematici per prevedere la posizione del pianeta. Utilizzando i dati degli egiziani e dei babilonesi, i filosofi e gli astronomi dell'antica Grecia (ellenistica) svilupparono un modello geocentrico dettagliato per spiegare il movimento dei pianeti. Diversi secoli dopo, gli astronomi indiani e islamici stimarono le dimensioni di Marte e la sua distanza dalla Terra. Nel XVI secolo, Nicolaus Copernicus propose un modello eliocentrico per descrivere il sistema solare con orbite planetarie circolari. I suoi risultati furono rivisti da Giovanni Keplero, che introdusse un'orbita ellittica di Marte più precisa, coincidente con quella osservata.

Nel 1659 Francesco Fontana, osservando Marte attraverso un telescopio, fece il primo disegno del pianeta. Ha raffigurato una macchia nera al centro di una sfera chiaramente definita.

Nel 1660, alla macchia nera furono aggiunte due calotte polari, aggiunte da Jean Dominique Cassini.

Nel 1888 Giovanni Schiaparelli, che studiò in Russia, diede i primi nomi a singole caratteristiche della superficie: mari di Afrodite, Eritreo, Adriatico, Cimmero; laghi Sun, Lunnoe e Phoenix.

Il periodo di massimo splendore delle osservazioni telescopiche di Marte avvenne tra la fine del XIX e la metà del XX secolo. Ciò è in gran parte dovuto all’interesse pubblico e alle note controversie scientifiche che circondano i canali marziani osservati. Tra gli astronomi dell'era pre-spaziale che effettuarono osservazioni telescopiche di Marte in questo periodo, i più famosi sono Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Furono loro a gettare le basi dell'areografia e a compilare le prime mappe dettagliate della superficie di Marte, anche se si rivelarono quasi completamente errate dopo che le sonde automatiche volarono su Marte.

Colonizzazione di Marte

Aspetto stimato di Marte dopo la terraformazione

Le condizioni naturali relativamente vicine a quelle della Terra rendono questo compito un po’ più semplice. In particolare, ci sono luoghi sulla Terra in cui le condizioni naturali sono simili a quelle di Marte. Le temperature estremamente basse nell'Artico e nell'Antartide sono paragonabili anche alle temperature più fredde su Marte, e l'equatore di Marte può essere caldo (+20°C) nei mesi estivi come sulla Terra. Ci sono anche deserti sulla Terra che hanno un aspetto simile al paesaggio marziano.

Ma ci sono differenze significative tra la Terra e Marte. In particolare, il campo magnetico di Marte è circa 800 volte più debole di quello terrestre. Insieme ad un'atmosfera rarefatta (centinaia di volte rispetto a quella terrestre), ciò aumenta la quantità di radiazioni ionizzanti che raggiungono la sua superficie. Le misurazioni effettuate dalla navicella spaziale americana senza equipaggio The Mars Odyssey hanno dimostrato che la radiazione di fondo nell'orbita di Marte è 2,2 volte superiore alla radiazione di fondo sulla Stazione Spaziale Internazionale. La dose media era di circa 220 milliradi al giorno (2,2 milligray al giorno o 0,8 milliradi all'anno). La quantità di radiazioni ricevute dopo essere rimasti in un ambiente del genere per tre anni si sta avvicinando ai limiti di sicurezza stabiliti per gli astronauti. Sulla superficie di Marte, il fondo di radiazione è leggermente inferiore e la dose è di 0,2-0,3 Gy all'anno, che varia in modo significativo a seconda del terreno, dell'altitudine e dei campi magnetici locali.

La composizione chimica dei minerali comuni su Marte è più diversificata rispetto a quella di altri corpi celesti vicini alla Terra. Secondo la società 4Frontiers, ce ne sono abbastanza per rifornire non solo Marte stesso, ma anche la Luna, la Terra e la cintura degli asteroidi.

Il tempo di volo dalla Terra a Marte (con le tecnologie attuali) è di 259 giorni in una semiellisse e di 70 giorni in una parabola. Per comunicare con potenziali colonie si può utilizzare la comunicazione radio, che ha un ritardo di 3-4 minuti in ciascuna direzione durante l'avvicinamento più vicino dei pianeti (che si ripete ogni 780 giorni) e di circa 20 minuti. alla massima distanza dei pianeti; vedi Configurazione (astronomia).

Ad oggi, non sono stati compiuti passi pratici per colonizzare Marte, ma è in corso lo sviluppo della colonizzazione, ad esempio il progetto Centenary Spaceship, lo sviluppo di un modulo abitabile per rimanere sul pianeta Deep Space Habitat.