Атмосферата на Марс. Општи информации за атмосферата на Марс Како атмосферата влијае на температурниот режим на Марс

Секоја планета се разликува од другите по голем број карактеристики. Луѓето ги споредуваат другите пронајдени планети со онаа што добро ја познаваат, но не совршено - ова е планетата Земја. На крајот на краиштата, ова е логично, може да се појави живот на нашата планета, што значи дека ако барате планета слична на нашата, тогаш исто така ќе биде можно да се најде живот таму. Поради овие споредби, планетите имаат свои карактеристични карактеристики. На пример, Сатурн има прекрасни прстени, поради што Сатурн е наречен најубавата планета во Сончевиот систем. Јупитер е најголемата планета во Сончевиот систем и тоа е карактеристика на Јупитер. Значи, кои се карактеристиките на Марс? Ова е она за што е оваа статија.

Марс, како и многу планети во Сончевиот систем, има сателити. Севкупно, Марс има два сателити: Фобос и Деимос. Сателитите ги добиле имињата од Грците. Фобос и Деимос беа синови на Арес (Марс) и секогаш беа блиски со нивниот татко, исто како што овие два сателити беа секогаш блиску до Марс. Во превод, „Фобос“ значи „страв“, а „Деимос“ значи „ужас“.

Фобос е сателит чија орбита е многу блиску до планетата. Тоа е најблискиот сателит до планета во целиот Сончев систем. Растојанието од површината на Марс до Фобос е 9380 километри. Сателитот орбитира околу Марс со фреквенција од 7 часа и 40 минути. Излегува дека Фобос успева да направи нешто повеќе од три вртежи околу Марс, додека самиот Марс прави една револуција околу својата оска.

Деимос е најмалата месечина во Сончевиот систем. Димензиите на сателитот се 15x12,4x10,8 km. А растојанието од сателитот до површината на планетата е 23.450 илјади км. Орбиталниот период на Деимос околу Марс е 30 часа и 20 минути, што е малку подолго од времето кое и е потребно на планетата да ротира околу својата оска. Ако сте на Марс, Фобос ќе издигне на запад и ќе зајде на исток, притоа правејќи три вртежи дневно, додека Деимос, напротив, изгрева на исток и заоѓа на запад, додека прави само една револуција околу планетата. .

Карактеристики на Марс и неговата атмосфера

Една од главните карактеристики на Марс е тоа што е создаден. Атмосферата на Марс е доста интересна. Сега атмосферата на Марс е многу тенка, можно е во иднина Марс целосно да ја загуби атмосферата. Карактеристиките на атмосферата на Марс се дека некогаш на Марс имал иста атмосфера и воздух како на нашата матична планета. Но, за време на нејзината еволуција, Црвената планета ја изгуби речиси целата своја атмосфера. Сега притисокот на атмосферата на Црвената планета е само 1% од притисокот на нашата планета. Особеноста на атмосферата на Марс е и тоа што дури и со една третина од гравитацијата на планетата во однос на Земјата, Марс може да подигне огромни бури од прашина, кревајќи тони песок и почва во воздухот. Бурите од прашина веќе ги расипаа нервите на нашите астрономи повеќе од еднаш; бидејќи бурите од прашина можат да бидат многу обемни, набљудувањето на Марс од Земјата станува невозможно. Понекогаш таквите бури можат да траат дури и со месеци, што во голема мера го расипува процесот на проучување на планетата. Но, истражувањето на планетата Марс не застанува тука. На површината на Марс има роботи кои не престануваат да ја истражуваат планетата.

Атмосферските карактеристики на планетата Марс значат и дека претпоставките на научниците за бојата на небото на Марс се побиени. Научниците веруваа дека небото на Марс треба да биде црно, но сликите направени од вселенската станица од планетата ја отфрлија оваа теорија. Небото на Марс воопшто не е црно, тоа е розово, благодарение на честичките од песок и прашина кои се во воздухот и апсорбираат 40% од сончевата светлина, што создава ефект на розово небо на Марс.

Карактеристики на температурата на Марс

Мерењата на температурата на Марс започнаа релативно одамна. Сè започна со мерењата на Ламланд во 1922 година. Потоа, мерењата покажаа дека просечната температура на Марс е -28º C. Подоцна, во 50-тите и 60-тите години, се акумулирало одредено знаење за температурниот режим на планетата, кое било спроведено од 20-тите до 60-тите години. Од овие мерења излегува дека во текот на денот на екваторот на планетата температурата може да достигне +27º C, но до вечер ќе се спушти на нула, а до утрото ќе стане -50º C. Температурата на половите се движи од +10º C во текот на поларниот ден и до многу ниски температури во текот на поларната ноќ.

Релјефни карактеристики на Марс

Површината на Марс, како и другите планети кои немаат атмосфера, е лузна од разни кратери од падовите на вселенските објекти. Кратерите се мали (5 km во дијаметар) и големи (од 50 до 70 km во дијаметар). Поради недостаток на атмосфера, Марс беше подложен на метеорски дождови. Но, површината на планетата содржи повеќе од само кратери. Претходно луѓето веруваа дека на Марс никогаш немало вода, но набљудувањата на површината на планетата кажуваат поинаква приказна. Површината на Марс има канали, па дури и мали вдлабнатини кои личат на водни наслаги. Ова сугерира дека на Марс имало вода, но поради многу причини таа исчезнала. Сега е тешко да се каже што треба да се направи за повторно да се појави вода на Марс и да можеме да го гледаме воскреснувањето на планетата.

Вулкани има и на Црвената планета. Најпознатиот вулкан е Олимп. Овој вулкан им е познат на сите заинтересирани за Марс. Овој вулкан е најголемиот рид не само на Марс, туку и во Сончевиот систем, ова е уште една карактеристика на оваа планета. Ако стоите во подножјето на вулканот Олимп, ќе биде невозможно да се види работ на овој вулкан. Овој вулкан е толку голем што неговите рабови го надминуваат хоризонтот и се чини дека Олимп е бесконечен.

Карактеристики на магнетното поле на Марс

Ова е можеби последната интересна карактеристика на оваа планета. Магнетното поле е заштитник на планетата, кој ги одбива сите електрични полнежи кои се движат кон планетата и ги турка подалеку од нивната првобитна траекторија. Магнетното поле е целосно зависно од јадрото на планетата. Јадрото на Марс е речиси неподвижно и затоа магнетното поле на планетата е многу слабо. Дејството на Магнетното поле е многу интересно, не е глобално, како на нашата планета, туку има зони во кои е поактивно, а во другите зони можеби воопшто не е.

Така, планетата, која ни изгледа толку обична, има цел сет на свои карактеристики, од кои некои се водечки во нашиот Сончев систем. Марс не е толку едноставна планета како што може да помислите на прв поглед.

Атмосфера на Марс- гасна школка што ја опкружува планетата Марс. Значително се разликува од земјината атмосфера и по хемиски состав и по физички параметри. Притисокот на површината е 0,7-1,155 kPa (1/110 од Земјиниот, или еднаков на Земјиниот на надморска височина од над триесет километри од површината на Земјата). Приближната дебелина на атмосферата е 110 км. Приближната маса на атмосферата е 2,5 10 16 kg. Марс има многу слабо магнетно поле (во споредба со Земјиното), и како резултат на тоа, сончевиот ветер предизвикува дисипација на атмосферски гасови во вселената со брзина од 300±200 тони дневно (во зависност од моменталната сончева активност и оддалеченоста од Сонцето ).

Хемиски состав

Пред 4 милијарди години, атмосферата на Марс содржела количина на кислород споредлива со нејзиниот удел на младата Земја.

Температурни флуктуации

Бидејќи атмосферата на Марс е многу ретка, таа не ги измазнува дневните флуктуации на температурата на површината. Температурите на екваторот се движат од +30°C во текот на денот до -80°C во текот на ноќта. На половите температурите може да паднат до -143°C. Сепак, дневните температурни флуктуации не се толку значајни како на Месечината без атмосфера и Меркур. Ниската густина не ја спречува атмосферата да формира големи бури од прашина и торнада, ветрови, магли, облаци и да влијае на климата и површината на планетата.

Првите мерења на температурата на Марс со помош на термометар поставен во фокусот на рефлектирачки телескоп беа извршени во раните 1920-ти. Мерењата на В. Лампланд во 1922 година дадоа просечна температура на површината на Марс од 245 (−28°C), Е. Петит и С. Николсон во 1924 година добија 260 К (−13°С). Пониска вредност е добиена во 1960 година од W. Sinton и J. Strong: 230 K (−43°C).

Годишен циклус

Масата на атмосферата во голема мера се менува во текот на годината поради кондензацијата на големи количини на јаглерод диоксид во поларните капи во зима и испарувањето во лето.

> > > Атмосфера на Марс

Марс - атмосфера на планетата: слоеви на атмосферата, хемиски состав, притисок, густина, споредба со Земјата, количина на метан, античка планета, истражување со фотографии.

Аатмосфера на Марсе само 1% од Земјината, така што на Црвената планета нема заштита од сончево зрачење, како и нормални температурни услови. Составот на атмосферата на Марс е претставен со јаглерод диоксид (95%), азот (3%), аргон (1,6%) и мали примеси на кислород, водена пареа и други гасови. Полна е и со мали честички прашина, поради што планетата изгледа црвена.

Истражувачите веруваат дека атмосферскиот слој претходно бил густ, но се распаднал пред 4 милијарди години. Без магнетосфера, сончевиот ветер удира во јоносферата и ја намалува атмосферската густина.

Ова доведе до читање низок притисок од 30 Pa. Атмосферата се протега на 10,8 км. Содржи многу метан. Покрај тоа, силните емисии се забележливи во одредени области. Идентификувани се две локации, но изворите се уште не се откриени.

Годишно се испуштаат 270 тони метан. Тоа значи дека зборуваме за некој вид на активен подземен процес. Најверојатно, ова е вулканска активност, удари од комет или серпентинизација. Најатрактивна опција е метаногениот микробен живот.

Сега знаете за присуството на атмосферата на Марс, но, за жал, таа е конфигурирана да ги истребува колонистите. Не дозволува да се акумулира течна вода, отворена е за зрачење и е екстремно студена. Но, во следните 30 години сè уште сме фокусирани на развојот.

Дисипација на планетарните атмосфери

Астрофизичарот Валери Шематович за еволуцијата на планетарните атмосфери, егзопланетарни системи и губењето на атмосферата на Марс:

Бидејќи Марс е подалеку од Сонцето отколку Земјата, тој може да заземе позиција на небото спроти Сонцето, а потоа е видлив цела ноќ. Оваа позиција на планетата се нарекува конфронтација. За Марс се повторува на секои две години и два месеци. Бидејќи орбитата на Марс е поиздолжена од онаа на Земјата, за време на спротивставувања, растојанијата помеѓу Марс и Земјата може да бидат различни. Еднаш на секои 15 или 17 години се случува Големата конфронтација, кога растојанието помеѓу Земјата и Марс е минимално и изнесува 55 милиони километри.

Канали на Марс

Фотографијата на Марс направена од вселенскиот телескоп Хабл јасно ги покажува карактеристичните карактеристики на планетата. Наспроти црвената позадина на марсовските пустини, јасно се гледаат синкаво-зелените мориња и светлата бела поларна капа. Познати каналине се гледа на фотографијата. На ова зголемување тие се навистина невидливи. Откако беа добиени големи фотографии од Марс, конечно беше решена мистеријата за каналите на Марс: каналите се оптичка илузија.

Од голем интерес беше прашањето за можноста за постоење живот на Марс. Студиите спроведени во 1976 година на американскиот Викинг МС очигледно дадоа конечен негативен резултат. На Марс не се пронајдени траги од живот.

Сепак, во моментов има жива дискусија за ова прашање. Двете страни, и поддржувачи и противници на животот на Марс, изнесуваат аргументи кои нивните противници не можат да ги побијат. Едноставно нема доволно експериментални податоци за да се реши овој проблем. Можеме само да почекаме додека тековните и планираните летови до Марс ќе обезбедат материјал кој ќе го потврди или побие постоењето на живот на Марс во нашето време или во далечното минато. Материјал од страницата

Марс има две мали сателит— Фобос (сл. 51) и Деимос (сл. 52). Нивните димензии се 18×22 и 10×16 km, соодветно. Фобос се наоѓа на оддалеченост од само 6000 km од површината на планетата и орбитира околу неа за околу 7 часа, што е 3 пати помалку од еден марсовски ден. Деимос се наоѓа на оддалеченост од 20.000 км.

Постојат голем број на мистерии поврзани со сателитите. Значи, нивното потекло е нејасно. Повеќето научници веруваат дека ова се релативно неодамна заробени астероиди. Тешко е да се замисли како Фобос го преживеа ударот на метеорит, кој остави кратер со дијаметар од 8 километри. Не е јасно зошто Фобос е најцрното тело што ни е познато. Неговата рефлексивност е 3 пати помала од саѓи. За жал, неколку летови на вселенски летала до Фобос завршија неуспешно. Конечното решение за многу прашања и на Фобос и на Марс е одложено до експедицијата на Марс, планирана за 30-тите години на 21 век.

Марс е четврта најоддалечена планета од Сонцето и седма (претпоследна) најголема планета во Сончевиот систем; Масата на планетата е 10,7% од масата на Земјата. Именуван по Марс, античкиот римски бог на војната, што одговара на старогрчкиот Арес. Марс понекогаш се нарекува „црвена планета“ поради црвеникавата нијанса на неговата површина дадена од железен оксид.

Марс е копнена планета со ретка атмосфера (притисокот на површината е 160 пати помал од оној на Земјата). Карактеристики на површинскиот релјеф на Марс може да се сметаат за ударни кратери како оние на Месечината, како и вулкани, долини, пустини и поларни ледени капи како оние на Земјата.

Марс има два природни сателити - Фобос и Деимос (преведено од старогрчки - „страв“ и „ужас“ - имињата на двајцата синови на Арес кои го придружуваа во битката), кои се релативно мали (Фобос - 26x21 км, Деимос - 13 km ) и имаат неправилна форма.

Големите опозиции на Марс, 1830-2035

Марс е четврта најоддалечена од Сонцето (по Меркур, Венера и Земјата) и седма најголема (што ја надминува само Меркур по маса и дијаметар) планета во Сончевиот систем. Масата на Марс е 10,7% од масата на Земјата (6,423 1023 kg наспроти 5,9736 1024 kg за Земјата), неговиот волумен е 0,15 оној на Земјата, а неговиот просечен линеарен дијаметар е 0,53 од дијаметарот на Земјата (6800 km ).

Топографијата на Марс има многу уникатни карактеристики. Марсовиот изгаснат вулкан, планината Олимп е највисоката планина во Сончевиот систем, а Валес Маринерис е најголемиот кањон. Дополнително, во јуни 2008 година, три трудови објавени во списанието Nature обезбедија докази за најголемиот познат кратер од удар во Сончевиот систем во северната хемисфера на Марс. Неговата должина е 10.600 km, а ширината е 8.500 km, што е околу четири пати поголемо од најголемиот ударен кратер кој претходно исто така беше откриен на Марс, во близина на неговиот јужен пол.

Покрај сличната топографија на површината, Марс има период на ротација и сезонски циклуси слични на оние на Земјата, но неговата клима е многу постудена и посува од онаа на Земјата.

До првото прелетување на Марс од страна на вселенското летало Маринер 4 во 1965 година, многу истражувачи веруваа дека на неговата површина има течна вода. Ова мислење се засноваше на набљудувања на периодични промени во светлите и темните области, особено во поларните географски широчини, кои беа слични на континентите и морињата. Темните жлебови на површината на Марс некои набљудувачи ги толкуваат како канали за наводнување за течна вода. Подоцна било докажано дека овие жлебови биле оптичка илузија.

Поради низок притисок, водата не може да постои во течна состојба на површината на Марс, но веројатно е дека условите биле различни во минатото и затоа не може да се исклучи присуството на примитивен живот на планетата. На 31 јули 2008 година, ледената вода беше откриена на Марс од вселенското летало Феникс на НАСА.

Во февруари 2009 година, соѕвездието за истражување на орбитата што орбитира околу Марс имаше три оперативни вселенски летала: Марс Одисеја, Марс Експрес и Марс извидувачки сателит, повеќе од која било друга планета освен Земјата.

Површината на Марс моментално е истражена од два ровера: Spirit и Opportunity. На површината на Марс има и неколку неактивни лендери и ровери кои го завршија истражувањето.

Геолошките податоци што ги собрале сугерираат дека поголемиот дел од површината на Марс претходно бил покриен со вода. Набљудувањата во изминатата деценија открија слаба активност на гејзерите на некои места на површината на Марс. Според набљудувањата од вселенското летало Mars Global Surveyor, делови од јужната поларна капа на Марс постепено се повлекуваат.

Марс може да се види од Земјата со голо око. Неговата привидна величина достигнува 2,91 m (при најблиското приближување до Земјата), втора по осветленост само до Јупитер (и не секогаш при голема спротивставеност) и Венера (но само наутро или навечер). Вообичаено, за време на голема спротивставеност, портокаловиот Марс е најсветлиот објект на ноќното небо на Земјата, но тоа се случува само еднаш на секои 15-17 години за една до две недели.

Орбитални карактеристики

Минималното растојание од Марс до Земјата е 55,76 милиони km (кога Земјата е точно помеѓу Сонцето и Марс), максималното е околу 401 милион km (кога Сонцето е точно помеѓу Земјата и Марс).

Просечното растојание од Марс до Сонцето е 228 милиони km (1,52 AU), а периодот на револуција околу Сонцето е 687 земјини денови. Орбитата на Марс има прилично забележлива ексцентричност (0,0934), така што растојанието до Сонцето варира од 206,6 до 249,2 милиони km. Наклонот на орбитата на Марс е 1,85°.

Марс е најблиску до Земјата за време на спротивставување, кога планетата е во спротивна насока од Сонцето. Спротивставувањата се повторуваат на секои 26 месеци на различни точки во орбитата на Марс и Земјата. Но, еднаш на секои 15-17 години, опозициите се случуваат во време кога Марс е блиску до својот перихел; На овие таканаречени големи спротивставувања (последната беше во август 2003 година), растојанието до планетата е минимално, а Марс ја достигнува својата најголема аголна големина од 25,1 инчи и осветленост од 2,88 метри.

физички карактеристики

Споредба на големини на Земјата (просечен радиус 6371 km) и Марс (просечен радиус 3386,2 km)

Во однос на линеарната големина, Марс е речиси половина од големината на Земјата - неговиот екваторијален радиус е 3396,9 km (53,2% од Земјиниот). Површината на Марс е приближно еднаква на копнената површина на Земјата.

Поларниот радиус на Марс е приближно 20 km помал од екваторијалниот, иако периодот на ротација на планетата е подолг од оној на Земјата, што дава причина да се претпостави дека брзината на ротација на Марс се менува со текот на времето.

Масата на планетата е 6,418·1023 kg (11% од масата на Земјата). Забрзувањето на гравитацијата на екваторот е 3,711 m/s (0,378 Земјата); првата брзина на бегство е 3,6 km/s, а втората е 5,027 km/s.

Периодот на ротација на планетата е 24 часа 37 минути 22,7 секунди. Така, една марсовска година се состои од 668,6 марсовски соларни денови (наречени солс).

Марс ротира околу својата оска, наклонет кон нормалната на орбиталната рамнина под агол од 24°56?. Навалувањето на оската на ротација на Марс предизвикува промена на годишните времиња. Во исто време, издолжувањето на орбитата доведува до големи разлики во нивното времетраење - на пример, северната пролет и лето, земени заедно, траат 371 сол, односно забележливо повеќе од половина од марсовската година. Во исто време, тие се појавуваат во дел од орбитата на Марс што е оддалечен од Сонцето. Затоа, на Марс, северното лето е долго и студено, а јужното лето е кратко и топло.

Атмосфера и клима

Атмосферата на Марс, фотографија од орбитерот Викинг, 1976 година. Лево е видлив „смајли кратерот“ на Хале

Температурите на планетата се движат од -153 на половите во зима до над 20 °C на екваторот напладне. Просечната температура е -50°C.

Атмосферата на Марс, која се состои главно од јаглерод диоксид, е многу тенка. Притисокот на површината на Марс е 160 пати помал отколку на Земјата - 6,1 mbar на просечното ниво на површината. Поради големата разлика во надморската височина на Марс, притисокот на површината многу варира. Приближната дебелина на атмосферата е 110 км.

Според НАСА (2004), атмосферата на Марс се состои од 95,32% јаглерод диоксид; содржи и 2,7% азот, 1,6% аргон, 0,13% кислород, 210 ppm водена пареа, 0,08% јаглерод моноксид, азот оксид (NO) - 100 ppm, неон (Ne) - 2, 5 ppm, полутешка вода водород- деутериум-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) - 0,08 ppm.

Според податоците од лендерот Викинг (1976), во атмосферата на Марс биле утврдени околу 1-2% аргон, 2-3% азот и 95% јаглерод диоксид. Според податоците од сателитите Марс-2 и Марс-3, долната граница на јоносферата е на надморска височина од 80 км, максималната концентрација на електрони од 1,7 105 електрон/см3 се наоѓа на надморска височина од 138 км, другата две максимални се на надморска височина од 85 и 107 км.

Радио осветлувањето на атмосферата при радио бранови 8 и 32 cm од Mars-4 AMS на 10 февруари 1974 година покажа присуство на ноќната јоносфера на Марс со главен јонизирачки максимум на надморска височина од 110 km и концентрација на електрони од 4,6 103 електрон/cm3, како и секундарни максими на надморска височина 65 и 185 km.

Атмосферски притисок

Според податоците на НАСА за 2004 година, атмосферскиот притисок во просечниот радиус е 6,36 mb. Густина на површината ~0,020 kg/m3, вкупна маса на атмосферата ~2,5·1016 kg.
Промени во атмосферскиот притисок на Марс во зависност од времето од денот, снимени од лендерот Mars Pathfinder во 1997 година.

За разлика од Земјата, масата на атмосферата на Марс многу варира во текот на годината поради топењето и замрзнувањето на поларните капачиња кои содржат јаглерод диоксид. Во текот на зимата, 20-30 проценти од целата атмосфера се замрзнува на поларната капа, која се состои од јаглерод диоксид. Сезонските падови на притисокот, според различни извори, се следните вредности:

Според НАСА (2004): од 4,0 до 8,7 mbar на просечниот радиус;
Според Encarta (2000): 6 до 10 mbar;
Според Зубрин и Вагнер (1996): 7 до 10 mbar;
Според лендерот Викинг 1: од 6,9 до 9 mbar;
Според лендерот Mars Pathfinder: од 6,7 mbar.

Басенот на влијанието на Хелас е најдлабокото место каде што може да се најде највисок атмосферски притисок на Марс

На местото на слетување на сондата Марс-6 во Еритреското Море е забележан површински притисок од 6,1 милибар, што во тоа време се сметаше за просечен притисок на планетата, а од ова ниво беше договорено да се пресметаат височините и длабочините на Марс. Според податоците на овој апарат, добиени при спуштање, тропопаузата се наоѓа на надморска височина од приближно 30 km, каде притисокот е 5·10-7 g/cm3 (како на Земјата на надморска височина од 57 km).

Регионот Хелас (Марс) е толку длабок што атмосферскиот притисок достигнува околу 12,4 милибари, што е над тројната точка на водата (~ 6,1 mb) и под точката на вриење. На доволно висока температура, водата може да постои таму во течна состојба; при овој притисок, сепак, водата врие и се претвора во пареа веќе на +10 °C.

На врвот на највисокиот 27 km вулкан Олимп, притисокот може да се движи од 0,5 до 1 mbar (Zurek 1992).

Пред да слетаат модулите за слетување на површината на Марс, притисокот беше измерен поради слабеењето на радио сигналите од сондите Маринер 4, Маринер 6 и Маринер 7 кога влегоа во Марсовиот диск - 6,5 ± 2,0 mb на просечното ниво на површината, што е 160 пати помалку отколку на Земјата; истиот резултат го покажаа спектралните набљудувања на вселенското летало Марс-3. Покрај тоа, во областите лоцирани под просечното ниво (на пример, во Марс Амазон), притисокот, според овие мерења, достигнува 12 mb.

Од 1930-тите. Советските астрономи се обидоа да го одредат атмосферскиот притисок користејќи методи на фотографска фотометрија - со распределба на осветленоста долж дијаметарот на дискот во различни опсези на светлосни бранови. За таа цел, француските научници Б. Лиот и О. Долфус направија набљудувања на поларизацијата на светлината расфрлана од атмосферата на Марс. Резимето на оптичките набљудувања беше објавено од американскиот астроном J. de Vaucouleurs во 1951 година, и тие добија притисок од 85 mb, преценет за речиси 15 пати поради пречки од атмосферската прашина.

Клима

Микроскопска фотографија од јазол од хематит од 1,3 см, направена од роверот Opportunity на 2 март 2004 година, го покажува минатото присуство на течна вода

Климата, како и на Земјата, е сезонска. За време на студената сезона, дури и надвор од поларните капи, на површината може да се формира лесен мраз. Апаратот Феникс забележал врнежи од снег, но снегулките испариле пред да стигнат на површината.

Според НАСА (2004), просечната температура е ~210 K (-63 °C). Според викиншките слетувачи, дневниот температурен опсег е од 184 K до 242 K (-89 до -31 °C) (Viking-1), а брзината на ветерот: 2-7 m/s (лето), 5-10 m. /s (есен), 17-30 m/s (прашина бура).

Според податоците од сондата за слетување Марс-6, просечната температура на тропосферата на Марс е 228 К, во тропосферата температурата се намалува во просек за 2,5 степени на километар, а стратосферата која се наоѓа над тропопаузата (30 км) има речиси константна температура од 144 К.

Според истражувачите од Центарот Карл Саган, во последните децении на Марс е во тек процес на затоплување. Други експерти сметаат дека е премногу рано да се извлечат такви заклучоци.

Постојат докази дека во минатото атмосферата можела да биде погуста, а климата топла и влажна, а на површината на Марс имало течна вода и дожд. Доказ за оваа хипотеза е анализата на метеоритот ALH 84001, која покажала дека пред околу 4 милијарди години температурата на Марс била 18 ± 4 °C.

Прашина ѓаволи

Прашина ѓаволи фотографирани од роверот Opportunity на 15 мај 2005 година. Броевите во долниот лев агол го покажуваат времето во секунди од првиот кадар.

Од 1970-тите. Како дел од програмата Викинг, како и роверот Opportunity и други возила, беа снимени бројни ѓаволи од прашина. Тоа се воздушни вртлози кои се појавуваат во близина на површината на планетата и подигнуваат големи количини песок и прашина во воздухот. Вртелите често се забележуваат на Земјата (во земјите од англиско говорно подрачје се нарекуваат ѓаволи од прашина), но на Марс тие можат да достигнат многу поголеми димензии: 10 пати повисоки и 50 пати пошироки од оние на Земјата. Во март 2005 година, виорот ги исчисти соларните панели на роверот Spirit.

Површина

Две третини од површината на Марс е окупирана од светли области наречени континенти, околу една третина се темни области наречени мориња. Морињата се концентрирани главно во јужната хемисфера на планетата, помеѓу 10 и 40° географска ширина. На северната хемисфера има само две големи мориња - Acidalia и Greater Syrtis.

Природата на темните области сè уште е предмет на дебата. Тие опстојуваат и покрај бурите од прашина што беснеат на Марс. Едно време, ова ја поддржуваше претпоставката дека темните области биле покриени со вегетација. Сега се верува дека тоа се едноставно области од кои, поради нивната топографија, прашината лесно се оддува. Сликите од големи размери покажуваат дека, всушност, темните области се состојат од групи темни ленти и точки поврзани со кратери, ридови и други пречки на патот на ветровите. Сезонските и долготрајните промени во нивната големина и форма очигледно се поврзани со промена на односот на површините покриени со светла и темна материја.

Хемисферите на Марс доста се разликуваат по природата на нивната површина. Во јужната хемисфера, површината е 1-2 km над просекот и е густо испреплетена со кратери. Овој дел од Марс наликува на лунарните континенти. На север, поголемиот дел од површината е под просекот, има малку кратери, а најголемиот дел се релативно мазни рамнини, веројатно формирани од поплави на лава и ерозија. Оваа хемисферична разлика останува предмет на дебата. Границата помеѓу хемисферите следи приближно голем круг наклонет 30° кон екваторот. Границата е широка и неправилна и формира наклон кон север. По него се наоѓаат најмногу еродираните области на површината на Марс.

Поставени се две алтернативни хипотези за да се објасни хемисферичната асиметрија. Според една од нив, во рана геолошка фаза, литосферските плочи „се преселиле заедно“ (можеби случајно) во една хемисфера, како континентот Пангеа на Земјата, а потоа „замрзнале“ во оваа позиција. Друга хипотеза сугерира судир меѓу Марс и космичко тело со големина на Плутон.
Топографска карта на Марс, според Mars Global Surveyor, 1999 година.

Големиот број на кратери на јужната хемисфера сугерира дека површината овде е античка - стара 3-4 милијарди години. Постојат неколку типови на кратери: големи кратери со рамно дно, помали и помлади кратери во облик на сад, слични на Месечината, кратери со раб и подигнати кратери. Последните два вида се уникатни за Марс - кратери со обрабени кратери формирани каде течниот исфрла тече низ површината, и издигнатите кратери се формираа каде што покривката од исфрлање на кратер ја заштити површината од ерозија на ветерот. Најголемата карактеристика на потеклото на ударот е рамнината Хелас (приближно 2100 km во ширина).

Во областа на хаотичен пејзаж во близина на границата на хемисферата, површината доживеа големи површини на фрактура и компресија, понекогаш проследени со ерозија (поради лизгање на земјиштето или катастрофално ослободување на подземните води), како и поплавување од течна лава. Хаотичните пејзажи често лежат на чело на големи канали исечени од вода. Најприфатлива хипотеза за нивното заедничко формирање е наглото топење на подземниот мраз.

Валес Маринерис на Марс

Во северната хемисфера, покрај огромните вулкански рамнини, постојат две области на големи вулкани - Тарсис и Елисиум. Тарсис е огромна вулканска рамнина со должина од 2000 km, достигнувајќи височина од 10 km над просечното ниво. На него има три големи штитни вулкани - планината Арсија, планината Павлина и планината Аскријан. На работ на Тарсис се наоѓа планината Олимп, највисока на Марс и во Сончевиот систем. Олимп достигнува височина од 27 km во однос на неговата основа и 25 km во однос на просечното ниво на површината на Марс, и зафаќа површина од 550 km во дијаметар, опкружена со карпи кои на некои места достигнуваат висина од 7 km. Волуменот на Олимп е 10 пати поголем од волуменот на најголемиот вулкан на Земјата, Мауна Кеа. Тука се наоѓаат и неколку помали вулкани. Елисиум - надморска височина до шест километри над просекот, со три вулкани - куполата на Хекате, планината Елисиум и куполата Албор.

Според други податоци (Faure и Mensing, 2007), висината на Олимп е 21.287 метри над нивото на земјата и 18 километри над околината, а дијаметарот на основата е приближно 600 km. Основата зафаќа површина од 282.600 км2. Калдерата (вдлабнатината во центарот на вулканот) е широка 70 km и длабока 3 km.

Подемот Тарсис е исто така поминат со многу тектонски раседи, често многу сложени и обемни. Најголемиот од нив, Valles Marineris, се протега во географска насока речиси 4000 km (една четвртина од обемот на планетата), достигнувајќи ширина од 600 и длабочина од 7-10 km; Овој расед е споредлив по големина со источноафриканскиот расед на Земјата. Најголемите лизгања на земјиштето во Сончевиот систем се случуваат на неговите стрмни падини. Valles Marineris е најголемиот познат кањон во Сончевиот систем. Кањонот, кој беше откриен од вселенското летало Маринер 9 во 1971 година, може да го покрие целиот Соединетите Американски Држави, од океан до океан.

Панорама на кратерот Викторија направена од роверот Opportunity. Се снимаше во текот на три недели, помеѓу 16 октомври и 6 ноември 2006 година.

Панорама на површината на Марс во областа Хасбенд Хил, направена од роверот Spirit на 23-28 ноември 2005 година.

Мраз и поларни капи

Северната поларна капа во лето, фотографија од Mars Global Surveyor. Долгиот, широк расед што го пресекува капачето лево е северниот расед

Појавата на Марс многу варира во зависност од годишното време. Како прво, впечатливи се промените во поларните ледени капаци. Тие се депилираат и опаѓаат, создавајќи сезонски обрасци во атмосферата и површината на Марс. Јужната поларна капа може да достигне ширина од 50 °, северната - исто така 50 °. Дијаметарот на постојаниот дел од северната поларна капа е 1000 km. Како што поларната капа на едната хемисфера се повлекува во пролетта, карактеристиките на површината на планетата почнуваат да потемнуваат.

Поларните капи се состојат од две компоненти: сезонски - јаглерод диоксид и секуларен - воден мраз. Според податоците од сателитот Mars Express, дебелината на капачињата може да се движи од 1 m до 3,7 km. Сондата Марс Одисеја откри активни гејзери на јужната поларна капа на Марс. Според експертите на НАСА, млазовите на јаглерод диоксид со пролетно затоплување пукаат нагоре до големи височини, земајќи со себе прашина и песок.

Фотографии од Марс кои покажуваат бура од прашина. јуни - септември 2001 година

Пролетното топење на поларните капи доведува до нагло зголемување на атмосферскиот притисок и движење на големи маси на гас на спротивната хемисфера. Брзината на ветровите што дуваат во овој случај е 10-40 m/s, понекогаш и до 100 m/s. Ветерот крева големи количини прашина од површината, што доведува до бури од прашина. Силните бури од прашина речиси целосно ја заматуваат површината на планетата. Бурите од прашина имаат забележлив ефект врз распределбата на температурата во атмосферата на Марс.

Во 1784 година, астрономот В. Хершел го привлече вниманието на сезонските промени во големината на поларните капи, по аналогија со топењето и замрзнувањето на мразот во поларните региони на Земјата. Во 1860-тите. Францускиот астроном Е. Ли забележал бран на затемнување околу топената пролетна поларна капа, што потоа се толкува со хипотезата за ширење на топената вода и растот на вегетацијата. Спектрометриски мерења кои беа извршени на почетокот на 20 век. во опсерваторијата Ловел во Флагстаф од В. Слајфер, сепак, не покажа присуство на линија на хлорофил, зелениот пигмент на копнените растенија.

Од фотографиите на Маринер 7, беше можно да се утврди дека поларните ледени капачиња се дебели неколку метри, а измерената температура од 115 K (-158 °C) ја потврди можноста дека се состои од замрзнат јаглерод диоксид - „сув мраз“.

Ридот, кој се нарекува планините Мичел, кој се наоѓа во близина на јужниот пол на Марс, изгледа како бел остров кога се топи поларната капа, бидејќи глечерите во планините се топат подоцна, вклучително и на Земјата.

Податоците од Mars Reconnaissance Satellite овозможија да се открие значителен слој мраз под карпести шуми во подножјето на планините. Глечерот, дебел стотици метри, зафаќа површина од илјадници квадратни километри, а неговото понатамошно проучување може да обезбеди информации за историјата на климата на Марс.

„Речни“ корита и други карактеристики

Постојат многу геолошки формации на Марс кои личат на водена ерозија, особено суви речни корита. Според една хипотеза, овие канали можеле да се формираат како резултат на краткорочни катастрофални настани и не се доказ за долгорочното постоење на речниот систем. Сепак, неодамнешните докази сугерираат дека реките течеле во геолошки значајни временски периоди. Конкретно, откриени се превртени канали (т.е. канали издигнати над околината). На Земјата, таквите формации се формираат поради долгорочното акумулирање на густи седименти на дното, проследено со сушење и атмосферски влијанија на околните карпи. Покрај тоа, постојат докази за поместување на каналите во делтата на реката додека површината постепено се издигнува.

Во југозападната хемисфера, во кратерот Еберсвалде, откриена е речна делта со површина од околу 115 km2. Реката што ја измила делтата била долга повеќе од 60 километри.

Податоците од роверите на НАСА за Марс Spirit и Opportunity исто така укажуваат на присуство на вода во минатото (најдени се минерали кои можеле да се формираат само како резултат на продолжена изложеност на вода). Апаратот Феникс откри ледени наслаги директно во земјата.

Покрај тоа, на ридовите биле откриени темни ленти, што укажува на појава на течна солена вода на површината во модерното време. Тие се појавуваат набргу по почетокот на летото и исчезнуваат до зима, „течат околу“ разни пречки, се спојуваат и се разминуваат. „Тешко е да се замисли дека таквите структури би можеле да се формираат од нешто друго освен проток на течност“, рече научникот на НАСА Ричард Зурек.

Неколку необични длабоки бунари се откриени на вулканската висорамнина Тарсис. Судејќи според сликата на Марс извидувачкиот сателит направена во 2007 година, еден од нив има дијаметар од 150 метри, а осветлениот дел од ѕидот е длабок не помалку од 178 метри. Поставена е хипотеза за вулканското потекло на овие формации.

Грундирање

Елементарниот состав на површинскиот слој на почвата на Марс, според податоците од слетувачите, не е ист на различни места. Главната компонента на почвата е силициум диоксид (20-25%), која содржи мешавина од хидрати на железен оксид (до 15%), што и дава црвеникава боја на почвата. Има значителни нечистотии од соединенија на сулфур, калциум, алуминиум, магнезиум и натриум (неколку проценти за секој).

Според податоците од сондата „Феникс“ на НАСА (слетување на Марс на 25 мај 2008 година), односот на pH и некои други параметри на почвите на Марс се блиски до оние на Земјата и теоретски би било можно да се одгледуваат растенија на нив. „Всушност, откривме дека почвата на Марс ги исполнува барањата и ги содржи потребните елементи за појава и одржување на живот и во минатото, сегашноста и иднината“, рече водечкиот хемичар на проектот, Сем Куавес. Исто така, според него, многу луѓе можат да ја најдат оваа алкална почва во „својот двор“ и таа е сосема погодна за одгледување аспарагус.

Има и значителна количина на воден мраз во земјата на местото на слетување. Орбитерот Марс Одисеја, исто така, откри дека има наслаги од воден мраз под површината на црвената планета. Подоцна, оваа претпоставка беше потврдена од други уреди, но прашањето за присуството на вода на Марс конечно беше решено во 2008 година, кога сондата Феникс, која слета во близина на северниот пол на планетата, доби вода од почвата на Марс.

Геологија и внатрешна структура

Во минатото, на Марс, како и на Земјата, имаше движење на литосферски плочи. Ова го потврдуваат карактеристиките на магнетното поле на Марс, локациите на некои вулкани, на пример, во провинцијата Тарсис, како и обликот на Valles Marineris. Сегашната состојба на работите, кога вулканите можат да постојат многу подолго отколку на Земјата и да достигнат огромни големини, сугерира дека сега ова движење е прилично отсутно. Ова е поддржано од фактот дека штитните вулкани растат како резултат на повторени ерупции од истиот отвор во долг временски период. На Земјата, поради движењето на литосферските плочи, вулканските точки постојано ја менуваа својата позиција, што го ограничуваше растот на штитните вулкани, а можеби и не им дозволуваше да достигнат височини како на Марс. Од друга страна, разликата во максималната висина на вулканите може да се објасни со фактот дека поради помалата гравитација на Марс, можно е да се изградат повисоки структури кои нема да се урнат под сопствената тежина.

Споредба на структурата на Марс и другите копнени планети

Сегашните модели на внатрешната структура на Марс сугерираат дека Марс се состои од кора со просечна дебелина од 50 km (и максимална дебелина до 130 km), силикатна обвивка со дебелина од 1800 km и јадро со радиус од 1480 км. Густината во центарот на планетата треба да достигне 8,5 g/cm2. Јадрото е делумно течно и се состои главно од железо со мешавина од 14-17% (по маса) сулфур, а содржината на лесни елементи е двојно поголема отколку во јадрото на Земјата. Според современите проценки, формирањето на јадрото се совпаднало со периодот на раниот вулканизам и траело околу милијарда години. Приближно исто време траеше делумното топење на силикатите од мантија. Поради помалата гравитација на Марс, опсегот на притисок во мантија на Марс е многу помал отколку на Земјата, што значи дека има помалку фазни транзиции. Се претпоставува дека фазната транзиција на оливин во модификацијата на спинел започнува на прилично големи длабочини - 800 km (400 km на Земјата). Природата на релјефот и другите карактеристики укажуваат на присуство на астеносфера, која се состои од зони на делумно стопена материја. Составена е детална геолошка карта за некои области на Марс.

Според набљудувањата од орбитата и анализата на збирката марсовски метеорити, површината на Марс главно се состои од базалт. Постојат некои докази кои сугерираат дека на делови од површината на Марс материјалот е побогат со кварц од обичниот базалт и може да биде сличен на андезитските карпи на Земјата. Сепак, истите овие набљудувања може да се толкуваат во корист на присуството на кварцно стакло. Голем дел од подлабокиот слој се состои од грануларна прашина од железен оксид.

Магнетно поле на Марс

Слабо магнетно поле е откриено во близина на Марс.

Според отчитувањата на магнетометрите на станиците Марс-2 и Марс-3, јачината на магнетното поле на екваторот е околу 60 гама, на полот 120 гама, што е 500 пати послабо од онаа на Земјата. Според податоците на AMS Mars-5, јачината на магнетното поле на екваторот изнесувала 64 гами, а магнетниот момент бил 2,4 1022 eersted cm2.

Магнетното поле на Марс е крајно нестабилно; на различни точки на планетата неговата сила може да се разликува од 1,5 до 2 пати, а магнетните полови не се совпаѓаат со физичките. Ова сугерира дека железното јадро на Марс е релативно неподвижно во однос на неговата кора, односно планетарниот динамо механизам одговорен за магнетното поле на Земјата не работи на Марс. Иако Марс нема стабилно планетарно магнетно поле, набљудувањата покажаа дека делови од планетарната кора се магнетизирани и дека магнетните полови на овие делови се менувале во минатото. Се покажа дека магнетизацијата на овие делови е слична на магнетните аномалии на ленти во светските океани.

Една теорија, објавена во 1999 година и повторно тестирана во 2005 година (со помош на беспилотниот глобален геодет на Марс), овие ленти покажуваат тектоника на плочи пред 4 милијарди години пред динамото на планетата да престане да функционира, предизвикувајќи нагло слабеење на магнетното поле. Причините за ова нагло слабеење се нејасни. Постои претпоставка дека функционирањето на динамото 4 милијарди. пред години се објаснува со присуството на астероид кој се вртел на растојание од 50-75 илјади километри околу Марс и предизвикал нестабилност во неговото јадро. Астероидот потоа паднал до границата на Рош и паднал. Сепак, самото ова објаснување содржи нејаснотии и е оспорено во научната заедница.

Геолошка историја

Глобален мозаик од 102 слики на орбитарот Викинг 1 од 22 февруари 1980 година.

Можеби во далечното минато, како резултат на судир со големо небесно тело, престанала ротацијата на јадрото, како и губењето на главниот волумен на атмосферата. Се верува дека губењето на магнетното поле се случило пред околу 4 милијарди години. Поради слабоста на магнетното поле, сончевиот ветер речиси непречено навлегува во атмосферата на Марс, а многу од фотохемиските реакции под влијание на сончевото зрачење што се случуваат во јоносферата и над Земјата може да се забележат на Марс речиси на самиот нејзин површина.

Геолошката историја на Марс ги вклучува следните три епохи:

Ноашка епоха (именувана по „Ноакиската земја“, регион на Марс): Формирање на најстарата преживеана површина на Марс. Траеше од 4,5 до 3,5 милијарди години. Во текот на оваа ера, површината била лузна од бројни ударни кратери. Во овој период веројатно се формирала висорамнината Тарсис, подоцна со интензивен проток на вода.

Ера на Хеспериа: од пред 3,5 милијарди години до пред 2,9 - 3,3 милијарди години. Оваа ера е обележана со формирање на огромни полиња со лава.

Амазонска ера (именувана по „Амазонската рамнина“ на Марс): пред 2,9-3,3 милијарди години до денес. Областите формирани во оваа ера имаат многу малку кратери на метеорити, но инаку се сосема различни. Во овој период е формирана планината Олимп. Во тоа време, тековите на лава се ширеле и во другите делови на Марс.

Месечини на Марс

Природните сателити на Марс се Фобос и Деимос. И двете беа откриени од американскиот астроном Асаф Хол во 1877 година. Фобос и Деимос се со неправилна форма и многу мали по големина. Според една хипотеза, тие може да претставуваат астероиди како (5261) Еурека од тројанската група астероиди заробени од гравитационото поле на Марс. Сателитите се именувани по ликовите што го придружуваат богот Арес (т.е. Марс), Фобос и Деимос, олицетворувајќи го стравот и ужасот кои му помагале на богот на војната во битките.

Двата сателити ротираат околу нивните оски со истиот период како и околу Марс, така што тие секогаш се свртени на иста страна кон планетата. Плимното влијание на Марс постепено го забавува движењето на Фобос и на крајот ќе доведе до паѓање на сателитот на Марс (ако продолжи сегашниот тренд), или до негово распаѓање. Напротив, Деимос се оддалечува од Марс.

Двата сателити имаат облик кој се приближува до триаксијален елипсоид, Фобос (26,6x22,2x18,6 km) е малку поголем од Deimos (15x12,2x10,4 km). Површината на Деимос изгледа многу помазна поради фактот што повеќето кратери се покриени со ситнозрнест материјал. Очигледно, на Фобос, кој е поблиску до планетата и помасивен, супстанцијата исфрлена за време на ударите на метеоритите или предизвикала повторени удари на површината или паднала на Марс, додека на Деимос останала во орбитата околу сателитот долго време, постепено се таложејќи и криење на нерамен терен.

Животот на Марс

Популарната идеја дека Марс бил населен со интелигентни марсовци станала широко распространета на крајот на 19 век.

Набљудувањата на Скиапарели на таканаречените канали, во комбинација со книгата на Персивал Лоуел на истата тема, ја популаризираа идејата за планета чија клима стануваше се посува, постудена, умирачка и во која постоела древна цивилизација која изведувала работи за наводнување.

Бројни други видувања и објави на познати луѓе ја покренаа таканаречената „Марсова треска“ околу оваа тема. Во 1899 година, додека ги проучувал атмосферските пречки во радио сигналите користејќи приемници во опсерваторијата во Колорадо, пронаоѓачот Никола Тесла забележал повторувачки сигнал. Тој тогаш сугерираше дека тоа би можело да биде радио сигнал од други планети, како што е Марс. Во едно интервју од 1901 година, Тесла рече дека има идеја дека мешањето може да се предизвика вештачки. Иако не можел да го дешифрира нивното значење, му било невозможно тие да настанат сосема случајно. Според него, ова беше поздрав од една до друга планета.

Теоријата на Тесла предизвика ентузијастичка поддршка на познатиот британски физичар Вилијам Томсон (Лорд Келвин), кој, во посета на Соединетите Држави во 1902 година, рече дека според него Тесла го фатил сигналот од Марсовците испратен во Соединетите држави. Сепак, Келвин потоа почна силно да ја негира оваа изјава пред да замине од Америка: „Всушност, реков дека жителите на Марс, доколку постојат, сигурно би можеле да го видат Њујорк, особено светлината од електричната енергија“.

Денес, присуството на течна вода на нејзината површина се смета за услов за развој и одржување на животот на планетата. Исто така, постои услов орбитата на планетата да биде во таканаречената зона погодна за живеење, која за Сончевиот систем започнува зад Венера и завршува со полуглавната оска на орбитата на Марс. За време на перихелот, Марс е во оваа зона, но тенка атмосфера со низок притисок го спречува појавувањето на течна вода на голема површина долг период. Неодамнешните докази сугерираат дека секоја вода на површината на Марс е премногу солена и кисела за да поддржува постојан живот сличен на Земјата.

Недостигот на магнетосфера и екстремно тенката атмосфера на Марс се исто така предизвик за одржување на животот. Има многу слабо движење на топлинските текови на површината на планетата; таа е слабо изолирана од бомбардирање од честички на сончевиот ветер; покрај тоа, кога се загрева, водата веднаш испарува, заобиколувајќи ја течната состојба поради низок притисок. Марс е исто така на прагот на т.н. „геолошка смрт“. Крајот на вулканската активност очигледно ја запре циркулацијата на минерали и хемиски елементи помеѓу површината и внатрешноста на планетата.

Доказите сугерираат дека планетата претходно била многу повеќе склона да поддржува живот отколку што е сега. Сепак, до денес на него не се пронајдени остатоци од организми. Викиншката програма, спроведена во средината на 1970-тите, спроведе серија експерименти за откривање на микроорганизми во почвата на Марс. Даде позитивни резултати, како што е привремено зголемување на емисиите на CO2 кога честичките од почвата се ставаат во вода и медиум за растење. Меѓутоа, тогаш овој доказ за живот на Марс беше оспорен од некои научници [од кого?]. Ова доведе до нивен долг спор со научникот на НАСА Гилберт Левин, кој тврдеше дека Викинг открил живот. По повторното проценување на податоците на Викинзите во светлината на сегашните научни сознанија за екстремофилите, беше утврдено дека спроведените експерименти не се доволно напредни за да се откријат овие форми на живот. Згора на тоа, овие тестови би можеле дури и да ги убијат организмите дури и ако се содржани во примероците. Тестовите спроведени како дел од програмата Феникс покажаа дека почвата има многу алкална pH вредност и содржи магнезиум, натриум, калиум и хлорид. Во почвата има доволно хранливи материи за да се одржи живот, но животните форми мора да бидат заштитени од интензивна ултравиолетова светлина.

Интересно е што кај некои метеорити од марсовско потекло се пронајдени формации кои имаат облик на наједноставните бактерии, иако по големина се инфериорни во однос на најмалите копнени организми. Еден таков метеорит е ALH 84001, пронајден на Антарктикот во 1984 година.

Врз основа на набљудувањата од Земјата и податоците од вселенското летало Марс експрес, метан е откриен во атмосферата на Марс. Во услови на Марс, овој гас се распаѓа доста брзо, па мора да има постојан извор на надополнување. Таков извор може да биде или геолошка активност (но на Марс не се пронајдени активни вулкани) или активност на бактерии.

Астрономски набљудувања од површината на Марс

По слетувањето на автоматските возила на површината на Марс, стана можно да се спроведат астрономски набљудувања директно од површината на планетата. Поради астрономската положба на Марс во Сончевиот систем, карактеристиките на атмосферата, орбиталниот период на Марс и неговите сателити, сликата на ноќното небо на Марс (и астрономските феномени забележани од планетата) се разликува од онаа на Земјата и на многу начини изгледа необично и интересно.

Бојата на небото на Марс

За време на изгрејсонце и зајдисонце, небото на Марс во зенитот има црвено-розова боја, а во непосредна близина на сончевиот диск - од сина до виолетова, што е сосема спротивно на сликата на земните мугри.

Напладне небото на Марс е жолто-портокалово. Причината за таквите разлики од боите на земјиното небо се својствата на тенката, ретка, атмосфера на Марс што содржи прашина. На Марс, Рајлиовото расејување на зраците (што на Земјата е причина за сината боја на небото) игра незначителна улога, неговото дејство е слабо. Веројатно, жолто-портокаловата боја на небото е предизвикана и од присуството на 1% магнетит во честичките од прашина постојано суспендирани во атмосферата на Марс и подигнати од сезонски бури од прашина. Самрак започнува долго пред изгрејсонце и трае долго по зајдисонце. Понекогаш бојата на небото на Марс добива виолетова нијанса како резултат на расејување на светлината на микрочестички воден мраз во облаците (второто е прилично редок феномен).

Сонцето и планетите

Аголната големина на Сонцето забележана од Марс е помала од онаа видлива од Земјата и е 2/3 од втората. Меркур од Марс ќе биде практично недостапен за набљудување со голо око поради неговата екстремна близина до Сонцето. Најсветлата планета на небото на Марс е Венера, Јупитер е на второ место (неговите четири најголеми сателити можат да се набљудуваат без телескоп), а Земјата е на трето место.

Земјата е внатрешна планета на Марс, исто како што е Венера за Земјата. Според тоа, од Марс, Земјата се набљудува како утринска или вечерна ѕвезда, која изгрева пред зори или е видлива на вечерното небо по зајдисонце.

Максималното издолжување на Земјата на небото на Марс ќе биде 38 степени. Со голо око, Земјата ќе биде видлива како светла (максимална видлива магнитуда околу -2,5) зеленикава ѕвезда, покрај која лесно ќе се види жолтеникавата и побледа (околу 0,9) ѕвезда на Месечината. Преку телескоп, двата објекти ќе ги покажат истите фази. Револуцијата на Месечината околу Земјата ќе се набљудува од Марс на следниов начин: на максималното аголно растојание на Месечината од Земјата, голото око лесно може да ги одвои Месечината и Земјата: по една недела, „ѕвездите“ на Месечината и Земјата ќе се спојат во една ѕвезда, неразделна со око; по уште една недела, Месечината повторно ќе биде видлива на максималното растојание, но од другата страна од Земјата. Одвреме-навреме, набљудувач на Марс ќе може да го види поминувањето (транзитот) на Месечината преку Земјиниот диск или, обратно, покривањето на Месечината со Земјиниот диск. Максималното привидно растојание на Месечината од Земјата (и нивната очигледна осветленост) кога ќе се набљудува од Марс значително ќе варира во зависност од релативните позиции на Земјата и Марс и, соодветно, од растојанието помеѓу планетите. Во ерата на спротивставување тоа ќе биде околу 17 минути лак, на максималното растојание помеѓу Земјата и Марс - 3,5 минути лак. Земјата, како и другите планети, ќе се набљудува во појасот на соѕвездијата на Зодијакот. Астроном на Марс, исто така, ќе може да го набљудува поминувањето на Земјата преку дискот на Сонцето, а најблиску ќе се случи на 10 ноември 2084 година.

Сателити - Фобос и Деимос

Премин на Фобос преку сончевиот диск. Фотографии од Opportunity

Фобос, кога се набљудува од површината на Марс, има очигледен дијаметар од околу 1/3 од дискот на Месечината на небото на Земјата и привидна магнитуда од околу -9 (приближно иста како и Месечината во нејзината прва четвртина фаза). Фобос се издигнува на запад и заоѓа на исток, за да се издигне повторно 11 часа подоцна, па така двапати дневно го преминува небото на Марс. Движењето на оваа брза месечина низ небото ќе биде лесно забележливо во текот на ноќта, како и фазите што се менуваат. Со голо око ќе може да се забележи најголемата релјефна карактеристика на Фобос - кратерот Стикни. Деимос изгрева на исток и заоѓа на запад, се појавува како светла ѕвезда без забележлив видлив диск, со светлинска величина -5 (малку посветла од Венера на небото на Земјата), полека поминувајќи го небото во текот на 2,7 марсовски денови. Двата сателити можат да се набљудуваат на ноќното небо во исто време, во овој случај Фобос ќе се движи кон Деимос.

И Фобос и Деимос се доволно светли за објектите на површината на Марс да фрлаат јасни сенки ноќе. Двата сателити имаат релативно ниска орбитална наклонетост кон екваторот на Марс, што го исклучува нивното набљудување на високите северни и јужни географски широчини на планетата: на пример, Фобос никогаш не се издига над хоризонтот северно од 70,4 ° С. w. или јужно од 70,4° југ. ш.; за Деимос овие вредности се 82,7° С. w. и 82,7° С. w. На Марс може да се забележи затемнување на Фобос и Деимос додека влегуваат во сенката на Марс, како и затемнување на Сонцето, кое е само прстенесто поради малата аголна големина на Фобос во споредба со сончевиот диск.

Небесна сфера

Северниот пол на Марс, поради наклонот на оската на планетата, се наоѓа во соѕвездието Лебед (екваторијални координати: десно искачување 21h 10m 42s, деклинација +52° 53,0? и не е означен со светла ѕвезда: најблиску до полот е слаба ѕвезда со шеста величина BD +52 2880 (други ознаки се HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Капа Парус (привидна магнитуда 2,5) - нејзината, во принцип, може да се смета за јужнополска ѕвезда на Марс.

Хороскопските соѕвездија на еклиптиката на Марс се слични на оние забележани од Земјата, со една разлика: кога се набљудува годишното движење на Сонцето меѓу соѕвездијата, тоа (како и другите планети, вклучително и Земјата), оставајќи го источниот дел од соѕвездието Риби , ќе помине 6 дена низ северниот дел на соѕвездието Кит пред како повторно да се влезе во западните Риби.

Историја на истражување на Марс

Истражувањето на Марс започна многу одамна, пред 3,5 илјади години, во Стариот Египет. Првите детални извештаи за положбата на Марс беа составени од вавилонски астрономи, кои развија голем број математички методи за да ја предвидат позицијата на планетата. Користејќи податоци од Египќаните и Вавилонците, античките грчки (хеленистички) филозофи и астрономи развија детален геоцентричен модел за да го објаснат движењето на планетите. Неколку векови подоцна, индиските и исламските астрономи ја процениле големината на Марс и неговата оддалеченост од Земјата. Во 16 век, Никола Коперник предложил хелиоцентричен модел за да го опише Сончевиот систем со кружни планетарни орбити. Неговите резултати беа ревидирани од Јоханес Кеплер, кој воведе попрецизна елиптична орбита на Марс, што се совпаѓа со набљудуваната.

Во 1659 година, Франческо Фонтана, гледајќи го Марс преку телескоп, го направил првиот цртеж на планетата. Тој прикажа црна точка во центарот на јасно дефинирана сфера.

Во 1660 година, две поларни капи беа додадени на црната точка, додадени од Жан Доминик Касини.

Во 1888 година, Џовани Скиапарели, кој студирал во Русија, ги дал првите имиња на поединечните површински карактеристики: морињата на Афродита, Еритреја, Јадранско, Кимеријан; езерата Сонце, Луно и Феникс.

Врвот на телескопските набљудувања на Марс се случи на крајот на 19-тиот - средината на 20-тиот век. Тоа во голема мера се должи на јавниот интерес и на познатите научни контроверзии околу набљудуваните канали на Марс. Меѓу астрономите од предвселенската ера кои извршиле телескопски набљудувања на Марс во овој период, најпознати се Скиапарели, Персивал Ловел, Слајфер, Антонијади, Барнард, Жари-Делог, Л. Еди, Тихов, Вокулерс. Токму тие ги поставија темелите на ареографијата и ги составија првите детални мапи на површината на Марс - иако се покажаа дека се речиси целосно неточни откако автоматските сонди полетаа на Марс.

Колонизација на Марс

Проценет изглед на Марс по тераформирање

Природните услови релативно блиски до оние на Земјата ја прават оваа задача малку полесна. Поточно, постојат места на Земјата во кои природните услови се слични на оние на Марс. Екстремно ниските температури на Арктикот и Антарктикот се споредливи дури и со најстудените температури на Марс, а екваторот на Марс може да биде топол (+20°C) во летните месеци како и на Земјата. На Земјата има и пустини кои по изглед се слични на пејзажот на Марс.

Но, постојат значителни разлики помеѓу Земјата и Марс. Поточно, магнетното поле на Марс е приближно 800 пати послабо од Земјиното. Заедно со ретка (стотина пати во споредба со Земјата) атмосфера, ова го зголемува количеството на јонизирачко зрачење што допира до нејзината површина. Мерењата извршени од американското беспилотно летало Марс Одисеја покажаа дека позадинското зрачење во орбитата на Марс е 2,2 пати поголемо од позадинското зрачење на Меѓународната вселенска станица. Просечната доза беше приближно 220 милиради дневно (2,2 милиграми дневно или 0,8 сиви годишно). Количината на зрачење добиена како резултат на три години престој во таква позадина се приближува до утврдените безбедносни граници за астронаутите. На површината на Марс, позадината на зрачењето е нешто помала и дозата е 0,2-0,3 Gy годишно, значително варирајќи во зависност од теренот, надморската височина и локалните магнетни полиња.

Хемискиот состав на минералите вообичаени на Марс е поразновиден од оној на другите небесни тела во близина на Земјата. Според корпорацијата 4Frontiers, ги има доволно за да го снабдуваат не само самиот Марс, туку и Месечината, Земјата и астероидниот појас.

Времето на летот од Земјата до Марс (со сегашните технологии) е 259 дена во полуелипса и 70 дена во парабола. За комуникација со потенцијалните колонии, може да се користи радио комуникација, која има задоцнување од 3-4 минути во секоја насока при најблиското приближување на планетите (што се повторува на секои 780 дена) и околу 20 минути. на максималното растојание на планетите; види Конфигурација (астрономија).

До денес, не се преземени практични чекори за колонизација на Марс, но во тек е развој на колонизација, на пример, проектот Centenary Spaceship, развој на вселив модул за престој на планетата Deep Space Habitat.