Atmosfæren på Mars. Generell informasjon om Mars atmosfære Hvordan atmosfæren påvirker temperaturregimet til Mars

Hver planet skiller seg fra de andre i en rekke egenskaper. Folk sammenligner andre funnet planeter med den de kjenner godt, men ikke perfekt - dette er planeten Jorden. Tross alt er dette logisk, liv kan dukke opp på planeten vår, noe som betyr at hvis du ser etter en planet som ligner vår, så vil det også være mulig å finne liv der. På grunn av disse sammenligningene har planetene sine egne særtrekk. For eksempel har Saturn vakre ringer, og det er derfor Saturn kalles den vakreste planeten i solsystemet. Jupiter er den største planeten i solsystemet, og dette er et trekk ved Jupiter. Så hva er egenskapene til Mars? Dette er hva denne artikkelen handler om.

Mars, som mange planeter i solsystemet, har satellitter. Totalt har Mars to satellitter: Phobos og Deimos. Satellittene fikk navnene sine fra grekerne. Phobos og Deimos var sønnene til Ares (Mars) og var alltid nære faren sin, akkurat som disse to satellittene alltid var nær Mars. I oversettelse betyr "Phobos" "frykt", og "Deimos" betyr "skrekk".

Phobos er en satellitt hvis bane er veldig nær planeten. Det er den nærmeste satellitten til en planet i hele solsystemet. Avstanden fra overflaten til Mars til Phobos er 9380 kilometer. Satellitten går i bane rundt Mars med en frekvens på 7 timer og 40 minutter. Det viser seg at Phobos klarer å gjøre litt over tre omdreininger rundt Mars, mens Mars selv gjør én omdreining rundt sin akse.

Deimos er den minste månen i solsystemet. Dimensjonene til satellitten er 15x12,4x10,8 km. Og avstanden fra satellitten til planetens overflate er 23 450 tusen km. Deimos sin omløpsperiode rundt Mars er 30 timer og 20 minutter, noe som er litt lengre enn tiden det tar planeten å rotere rundt sin akse. Hvis du er på Mars, vil Phobos stige i vest og sette seg i øst, mens han gjør tre omdreininger per dag, mens Deimos tvert imot stiger i øst og går ned i vest, mens han bare gjør én omdreining rundt planeten .

Funksjoner ved Mars og dens atmosfære

En av hovedtrekkene til Mars er at den ble skapt. Atmosfæren på Mars er ganske interessant. Nå er atmosfæren på Mars veldig tynn, det er mulig at Mars i fremtiden vil miste atmosfæren fullstendig. Det særegne ved atmosfæren til Mars er at Mars en gang i tiden hadde samme atmosfære og luft som på vår hjemmeplanet. Men under utviklingen mistet den røde planeten nesten hele atmosfæren. Nå er trykket i atmosfæren til den røde planeten bare 1% av trykket på planeten vår. Det særegne ved Mars-atmosfæren er også at selv med en tredjedel av planetens tyngdekraft i forhold til Jorden, kan Mars reise enorme støvstormer og løfte tonnevis med sand og jord opp i luften. Støvstormer har allerede ødelagt nervene til astronomene våre mer enn én gang; siden støvstormer kan være svært omfattende, blir det umulig å observere Mars fra jorden. Noen ganger kan slike stormer til og med vare i flere måneder, noe som i stor grad ødelegger prosessen med å studere planeten. Men utforskningen av planeten Mars stopper ikke der. Det er roboter på overflaten av Mars som ikke slutter å utforske planeten.

De atmosfæriske egenskapene til planeten Mars betyr også at forskernes gjetninger om fargen på Mars-himmelen er blitt tilbakevist. Forskere mente at himmelen på Mars burde være svart, men bilder tatt av romstasjonen fra planeten motbeviste denne teorien. Himmelen på Mars er ikke svart i det hele tatt, den er rosa, takket være partikler av sand og støv som er i luften og absorberer 40 % av sollys, noe som skaper effekten av en rosa himmel på Mars.

Funksjoner ved temperaturen på Mars

Målinger av temperaturen på Mars begynte for relativt lenge siden. Det hele startet med Lamplands målinger i 1922. Da indikerte målingene at gjennomsnittstemperaturen på Mars var -28º C. Senere, på 50- og 60-tallet, ble det samlet litt kunnskap om planetens temperaturregime, som ble utført fra 20- til 60-tallet. Fra disse målingene viser det seg at i løpet av dagen ved planetens ekvator kan temperaturen nå +27º C, men om kvelden vil den falle til null, og om morgenen blir den -50º C. Temperaturen ved polene varierer fra +10º C, i løpet av polardagen, og til svært lave temperaturer i løpet av polarnatten.

Reliefftrekk ved Mars

Overflaten på Mars, i likhet med andre planeter som ikke har en atmosfære, er arr av forskjellige kratere fra fallet av romobjekter. Kratere er små (5 km i diameter) og store (fra 50 til 70 km i diameter). På grunn av mangelen på atmosfæren ble Mars utsatt for meteorregn. Men planetens overflate inneholder mer enn bare kratere. Tidligere trodde folk at det aldri fantes vann på Mars, men observasjoner av planetens overflate forteller en annen historie. Overflaten på Mars har kanaler og til og med små fordypninger som ligner vannavsetninger. Dette tyder på at det var vann på Mars, men av mange grunner forsvant det. Nå er det vanskelig å si hva som må gjøres slik at vann dukker opp på Mars igjen og vi kan se planetens oppstandelse.

Det er også vulkaner på den røde planeten. Den mest kjente vulkanen er Olympus. Denne vulkanen er kjent for alle som er interessert i Mars. Denne vulkanen er den største bakken ikke bare på Mars, men også i solsystemet, dette er et annet trekk ved denne planeten. Hvis du står ved foten av Olympus-vulkanen, vil det være umulig å se kanten av denne vulkanen. Denne vulkanen er så stor at kantene går utover horisonten, og det ser ut til at Olympus er uendelig.

Funksjoner ved magnetfeltet til Mars

Dette er kanskje den siste interessante egenskapen til denne planeten. Magnetfeltet er planetens beskytter, som frastøter alle elektriske ladninger som beveger seg mot planeten og skyver dem bort fra deres opprinnelige bane. Magnetfeltet er helt avhengig av planetens kjerne. Kjernen på Mars er nesten ubevegelig, og derfor er planetens magnetfelt veldig svakt. Handlingen til det magnetiske feltet er veldig interessant, det er ikke globalt, som på planeten vår, men har soner der det er mer aktivt, og i andre soner er det kanskje ikke i det hele tatt.

Dermed har planeten, som virker så vanlig for oss, et helt sett med sine egne egenskaper, hvorav noen er ledende i vårt solsystem. Mars er ikke en så enkel planet som du kanskje tror ved første øyekast.

Atmosfæren til Mars- gassskallet rundt planeten Mars. Det skiller seg betydelig fra jordens atmosfære både i kjemisk sammensetning og fysiske parametere. Trykket ved overflaten er 0,7-1,155 kPa (1/110 av jordens, eller lik jordens i en høyde på over tretti kilometer fra jordens overflate). Den omtrentlige tykkelsen på atmosfæren er 110 km. Atmosfærens omtrentlige masse er 2,5 10 16 kg. Mars har et veldig svakt magnetfelt (sammenlignet med jordens), og som et resultat forårsaker solvinden spredning av atmosfæriske gasser ut i rommet med en hastighet på 300±200 tonn per dag (avhengig av dagens solaktivitet og avstand fra solen ).

Kjemisk oppbygning

For 4 milliarder år siden inneholdt atmosfæren på Mars en mengde oksygen som kan sammenlignes med dens andel på den unge jorden.

Temperatursvingninger

Siden atmosfæren på Mars er svært sjeldne, jevner den ikke ut daglige svingninger i overflatetemperaturen. Temperaturene ved ekvator varierer fra +30°C om dagen til -80°C om natten. Ved polene kan temperaturene synke til -143°C. Daglige temperatursvingninger er imidlertid ikke like betydelige som på den atmosfæreløse Månen og Merkur. Lav tetthet hindrer ikke atmosfæren i å danne store støvstormer og tornadoer, vind, tåke, skyer og påvirke klimaet og planetens overflate.

De første målingene av temperaturen på Mars ved hjelp av et termometer plassert i fokus på et reflekterende teleskop ble utført på begynnelsen av 1920-tallet. Målinger av W. Lampland i 1922 ga en gjennomsnittlig overflatetemperatur på Mars på 245 (−28°C), E. Pettit og S. Nicholson i 1924 oppnådde 260 K (−13°C). En lavere verdi ble oppnådd i 1960 av W. Sinton og J. Strong: 230 K (−43°C).

Årlig syklus

Atmosfærens masse endres kraftig gjennom året på grunn av kondensering av store volumer karbondioksid i polkappene om vinteren og fordampning om sommeren.

>>> Atmosfære på Mars

Mars - atmosfæren til planeten: lag av atmosfæren, kjemisk sammensetning, trykk, tetthet, sammenligning med jorden, mengde metan, eldgammel planet, forskning med bilder.

ENatmosfæren til Mars er bare 1 % av jordens, så på den røde planeten er det ingen beskyttelse mot solstråling, samt normale temperaturforhold. Sammensetningen av atmosfæren på Mars er representert av karbondioksid (95%), nitrogen (3%), argon (1,6%) og små blandinger av oksygen, vanndamp og andre gasser. Den er også full av små støvpartikler, som får planeten til å virke rød.

Forskere mener at det atmosfæriske laget tidligere var tett, men kollapset for 4 milliarder år siden. Uten en magnetosfære krasjer solvinden inn i ionosfæren og reduserer atmosfærisk tetthet.

Dette førte til en lavtrykksavlesning på 30 Pa. Atmosfæren strekker seg over 10,8 km. Den inneholder mye metan. Dessuten er sterke utslipp merkbare i spesifikke områder. To steder er identifisert, men kildene er ennå ikke oppdaget.

270 tonn metan slippes ut i året. Dette betyr at vi snakker om en slags aktiv undergrunnsprosess. Mest sannsynlig er dette vulkansk aktivitet, kometpåvirkninger eller serpentinisering. Det mest attraktive alternativet er metanogent mikrobielt liv.

Nå vet du om tilstedeværelsen av atmosfæren til Mars, men dessverre er den konfigurert til å utrydde kolonistene. Det tillater ikke flytende vann å samle seg, er åpent for stråling og er ekstremt kaldt. Men i de neste 30 årene har vi fortsatt fokus på utvikling.

Spredning av planetariske atmosfærer

Astrofysiker Valery Shematovich om utviklingen av planetariske atmosfærer, eksoplanetære systemer og tapet av atmosfæren til Mars:

Siden Mars er lenger fra Solen enn Jorden, kan den innta en posisjon på himmelen motsatt av Solen, da er den synlig hele natten. Denne posisjonen til planeten kalles konfrontasjon. For Mars gjentas den hvert annet år og annenhver måned. Siden Mars bane er mer langstrakt enn jordens, kan avstandene mellom Mars og jorden være forskjellige under motsetninger. En gang hvert 15. eller 17. år inntreffer den store konfrontasjonen, når avstanden mellom Jorden og Mars er minimal og utgjør 55 millioner km.

Kanaler på Mars

Fotografiet av Mars tatt fra Hubble-romteleskopet viser tydelig planetens karakteristiske trekk. Mot den røde bakgrunnen av Mars-ørkenene er det blågrønne havet og den knallhvite polarhetten tydelig synlig. Berømt kanaler ikke synlig på bildet. Ved denne forstørrelsen er de virkelig usynlige. Etter at det ble tatt store fotografier av Mars, ble mysteriet med Mars-kanalene endelig løst: kanalene er en optisk illusjon.

Av stor interesse var spørsmålet om muligheten for eksistens liv på Mars. Studier utført i 1976 på den amerikanske Viking MS ga tilsynelatende et endelig negativt resultat. Det er ikke funnet spor etter liv på Mars.

Imidlertid er det for tiden en livlig diskusjon om dette spørsmålet. Begge sider, både tilhengere og motstandere av livet på Mars, presenterer argumenter som deres motstandere ikke kan tilbakevise. Det er rett og slett ikke nok eksperimentelle data til å løse dette problemet. Vi kan bare vente til de pågående og planlagte flyvningene til Mars vil gi materiale som bekrefter eller avkrefter eksistensen av liv på Mars i vår tid eller i en fjern fortid. Materiale fra siden

Mars har to små satellitt— Phobos (fig. 51) og Deimos (fig. 52). Dimensjonene deres er henholdsvis 18×22 og 10×16 km. Phobos ligger i en avstand på bare 6000 km fra planetens overflate og går i bane rundt den på omtrent 7 timer, som er 3 ganger mindre enn en Mars-dag. Deimos ligger i en avstand på 20 000 km.

Det er en rekke mysterier knyttet til satellitter. Så opprinnelsen deres er uklar. De fleste forskere tror at dette er relativt nylig fangede asteroider. Det er vanskelig å forestille seg hvordan Phobos overlevde nedslaget av en meteoritt, som etterlot et krater med en diameter på 8 km. Det er ikke klart hvorfor Phobos er den svarteste kroppen vi kjenner til. Refleksjonsevnen er 3 ganger mindre enn sot. Dessverre endte flere romfartøysflyvninger til Phobos i fiasko. Den endelige løsningen på mange problemer med både Phobos og Mars blir utsatt til ekspedisjonen til Mars, planlagt på 30-tallet av det 21. århundre.

Mars er den fjerde mest fjerne planeten fra Solen og den syvende (nest siste) største planeten i solsystemet; Massen til planeten er 10,7 % av jordens masse. Oppkalt etter Mars, den gamle romerske krigsguden, tilsvarende den gamle greske Ares. Mars kalles noen ganger den "røde planeten" på grunn av den rødlige fargetonen på overflaten gitt av jernoksid.

Mars er en terrestrisk planet med en foreldet atmosfære (trykket ved overflaten er 160 ganger mindre enn jordens). Egenskaper ved overflaterelieffet til Mars kan betraktes som nedslagskratere som de på månen, samt vulkaner, daler, ørkener og polare iskapper som de på jorden.

Mars har to naturlige satellitter - Phobos og Deimos (oversatt fra gammelgresk - "frykt" og "skrekk" - navnene på de to sønnene til Ares som fulgte ham i kamp), som er relativt små (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km på tvers) og har en uregelmessig form.

Great Oppositions of Mars, 1830-2035

Mars er den fjerde mest fjerntliggende fra Solen (etter Merkur, Venus og Jorden) og den syvende største (overskrider bare Merkur i masse og diameter) planeten i solsystemet. Massen til Mars er 10,7 % av jordens masse (6,423 1023 kg mot 5,9736 1024 kg for jorden), volumet er 0,15 av jordens, og dens gjennomsnittlige lineære diameter er 0,53 av jordens diameter (6800 km) ).

Topografien til Mars har mange unike egenskaper. Den utdødde vulkanen Mount Olympus er det høyeste fjellet i solsystemet, og Valles Marineris er den største canyonen. I tillegg, i juni 2008, ga tre artikler publisert i tidsskriftet Nature bevis for det største kjente nedslagskrateret i solsystemet på den nordlige halvkule av Mars. Lengden er 10 600 km og bredden er 8 500 km, som er omtrent fire ganger større enn det største nedslagskrateret som tidligere også ble oppdaget på Mars, nær sørpolen.

I tillegg til lignende overflatetopografi, har Mars en rotasjonsperiode og sesongsykluser som ligner jordens, men klimaet er mye kaldere og tørrere enn jordens.

Inntil Mars første fly forbi av romfartøyet Mariner 4 i 1965, trodde mange forskere at det var flytende vann på overflaten. Denne oppfatningen var basert på observasjoner av periodiske endringer i lyse og mørke områder, spesielt i polare breddegrader, som lignet kontinenter og hav. Mørke riller på overflaten av Mars har blitt tolket av noen observatører som vanningskanaler for flytende vann. Det ble senere bevist at disse sporene var en optisk illusjon.

På grunn av lavt trykk kan vann ikke eksistere i flytende tilstand på overflaten av Mars, men det er sannsynlig at forholdene var annerledes tidligere, og derfor kan tilstedeværelsen av primitivt liv på planeten ikke utelukkes. 31. juli 2008 ble isvann oppdaget på Mars av NASAs romfartøy Phoenix.

I februar 2009 hadde orsom kretser rundt Mars tre operative romfartøyer: Mars Odyssey, Mars Express og Mars Reconnaissance Satellite, mer enn rundt noen annen planet enn Jorden.

Overflaten til Mars har for tiden blitt utforsket av to rovere: Spirit og Opportunity. Det er også flere inaktive landere og rovere på overflaten av Mars som har fullført leting.

De geologiske dataene de samlet inn tyder på at det meste av overflaten på Mars tidligere var dekket av vann. Observasjoner det siste tiåret har avslørt svak geysiraktivitet enkelte steder på overflaten av Mars. I følge observasjoner fra romfartøyet Mars Global Surveyor trekker deler av Mars' sørlige polarhette seg gradvis tilbake.

Mars kan sees fra jorden med det blotte øye. Dens tilsynelatende størrelse når 2,91 m (ved dens nærmeste tilnærming til jorden), andre i lysstyrke bare til Jupiter (og ikke alltid under en stor opposisjon) og Venus (men bare om morgenen eller kvelden). Vanligvis, under en stor opposisjon, er oransje Mars det lyseste objektet på jordens nattehimmel, men dette skjer bare en gang hvert 15.-17. år i en til to uker.

Orbitale egenskaper

Minimumsavstanden fra Mars til Jorden er 55,76 millioner km (når Jorden er nøyaktig mellom Solen og Mars), maksimumsavstanden er omtrent 401 millioner km (når Solen er nøyaktig mellom Jorden og Mars).

Gjennomsnittlig avstand fra Mars til solen er 228 millioner km (1,52 AU), og revolusjonsperioden rundt solen er 687 jorddøgn. Banen til Mars har en ganske merkbar eksentrisitet (0,0934), så avstanden til solen varierer fra 206,6 til 249,2 millioner km. Helningen til Mars' bane er 1,85°.

Mars er nærmest jorden under opposisjon, når planeten er i motsatt retning av solen. Motsetninger gjentas hver 26. måned på forskjellige punkter i banen til Mars og Jorden. Men en gang hvert 15.-17. år oppstår motsetninger på et tidspunkt da Mars er nær sitt perihelium; Ved disse såkalte store opposisjonene (den siste var i august 2003) er avstanden til planeten minimal, og Mars når sin største vinkelstørrelse på 25,1" og lysstyrke på 2,88m.

fysiske egenskaper

Sammenligning av størrelsene på Jorden (gjennomsnittlig radius 6371 km) og Mars (gjennomsnittlig radius 3386,2 km)

Når det gjelder lineær størrelse, er Mars nesten halvparten av jordens størrelse - dens ekvatorialradius er 3396,9 km (53,2 % av jordens). Overflatearealet til Mars er omtrent lik landarealet på jorden.

Den polare radiusen til Mars er omtrent 20 km mindre enn den ekvatoriale, selv om planetens rotasjonsperiode er lengre enn jordens, noe som gir grunn til å anta at rotasjonshastigheten til Mars endres over tid.

Planetens masse er 6,418·1023 kg (11 % av jordens masse). Tyngdeakselerasjonen ved ekvator er 3,711 m/s (0,378 Jorden); den første rømningshastigheten er 3,6 km/s og den andre er 5,027 km/s.

Planetens rotasjonsperiode er 24 timer 37 minutter 22,7 sekunder. Dermed består et marsår av 668,6 soldager på mars (kalt soler).

Mars roterer rundt sin akse, skråstilt til vinkelrett på baneplanet i en vinkel på 24°56?. Helningen til Mars rotasjonsakse gjør at årstidene endres. Samtidig fører forlengelsen av banen til store forskjeller i deres varighet - for eksempel den nordlige våren og sommeren, samlet, siste 371 soler, det vil si merkbart mer enn halvparten av Mars-året. Samtidig forekommer de i en del av Mars’ bane som er fjernt fra Solen. Derfor, på Mars, er den nordlige sommeren lang og kjølig, og den sørlige sommeren er kort og varm.

Atmosfære og klima

Atmosfæren til Mars, foto av Viking-banen, 1976. Halles "smiley-krater" er synlig til venstre

Temperaturene på planeten varierer fra -153 ved polene om vinteren til over 20 °C ved ekvator ved middagstid. Gjennomsnittstemperaturen er -50°C.

Atmosfæren på Mars, som hovedsakelig består av karbondioksid, er veldig tynn. Trykket på overflaten av Mars er 160 ganger mindre enn på jorden - 6,1 mbar ved gjennomsnittlig overflatenivå. På grunn av den store høydeforskjellen på Mars varierer trykket ved overflaten mye. Den omtrentlige tykkelsen på atmosfæren er 110 km.

Ifølge NASA (2004) består atmosfæren på Mars av 95,32 % karbondioksid; den inneholder også 2,7 % nitrogen, 1,6 % argon, 0,13 % oksygen, 210 ppm vanndamp, 0,08 % karbonmonoksid, nitrogenoksid (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, halvtungt vann hydrogen- deuterium-oksygen (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, xenon (Xe) - 0,08 ppm.

I følge data fra Viking-landeren (1976) ble ca. 1-2 % argon, 2-3 % nitrogen og 95 % karbondioksid bestemt i Mars-atmosfæren. I følge dataene fra Mars-2 og Mars-3-satellittene er den nedre grensen til ionosfæren i en høyde på 80 km, den maksimale elektronkonsentrasjonen på 1,7 105 elektron/cm3 ligger i en høyde av 138 km, den andre to maksima er i høyder på 85 og 107 km.

Radiobelysning av atmosfæren ved radiobølger 8 og 32 cm av Mars-4 AMS den 10. februar 1974 viste tilstedeværelsen av nattionosfæren på Mars med et hovedioniseringsmaksimum i en høyde på 110 km og en elektronkonsentrasjon på 4,6 × 103 elektron/cm3, samt sekundærmaksima i 65 og 185 km høyde.

Atmosfæretrykk

I følge NASA-data for 2004 er atmosfærisk trykk ved gjennomsnittlig radius 6,36 mb. Tetthet ved overflaten ~0,020 kg/m3, total masse av atmosfæren ~2,5·1016 kg.
Endringer i atmosfærisk trykk på Mars avhengig av tid på døgnet, registrert av Mars Pathfinder-landeren i 1997.

I motsetning til Jorden, varierer massen til Mars-atmosfæren mye gjennom året på grunn av smelting og frysing av polarhettene som inneholder karbondioksid. Om vinteren fryser 20-30 prosent av hele atmosfæren på polkappen, bestående av karbondioksid. Sesongmessige trykkfall, ifølge ulike kilder, er følgende verdier:

I følge NASA (2004): fra 4,0 til 8,7 mbar ved gjennomsnittlig radius;
I følge Encarta (2000): 6 til 10 mbar;
I følge Zubrin og Wagner (1996): 7 til 10 mbar;
I følge Viking 1-landeren: fra 6,9 til 9 mbar;
I følge Mars Pathfinder-landeren: fra 6,7 ​​mbar.

Hellas Impact Basin er det dypeste stedet der det høyeste atmosfæriske trykket kan finnes på Mars

På landingsstedet til Mars-6-sonden i Erythraean ble det registrert et overflatetrykk på 6,1 millibar, som på det tidspunktet ble ansett som gjennomsnittstrykket på planeten, og fra dette nivået ble det avtalt å beregne høyder og dybder. på Mars. I følge dataene til dette apparatet, oppnådd under nedstigning, er tropopausen lokalisert i en høyde på omtrent 30 km, hvor trykket er 5·10-7 g/cm3 (som på jorden i en høyde av 57 km).

Hellas (Mars)-regionen er så dyp at det atmosfæriske trykket når omtrent 12,4 millibar, som er over trippelpunktet for vann (~6,1 mb) og under kokepunktet. Ved en høy nok temperatur kan vann eksistere der i flytende tilstand; ved dette trykket koker imidlertid vann og blir til damp allerede ved +10 °C.

På toppen av den høyeste 27 km Olympus-vulkanen kan trykket variere fra 0,5 til 1 mbar (Zurek 1992).

Før landingsmodulene landet på overflaten av Mars, ble trykket målt på grunn av demping av radiosignaler fra Mariner 4-, Mariner 6- og Mariner 7-probene da de kom inn på Mars-skiven - 6,5 ± 2,0 mb ved gjennomsnittlig overflatenivå, som er 160 ganger mindre enn på jorden; det samme resultatet ble vist av spektrale observasjoner av romfartøyet Mars-3. Dessuten, i områder som ligger under gjennomsnittsnivået (for eksempel i Amazonas på Mars), når trykket, ifølge disse målingene, 12 mb.

Siden 1930-tallet. Sovjetiske astronomer prøvde å bestemme atmosfærisk trykk ved hjelp av fotografiske fotometrimetoder - ved å fordele lysstyrken langs skivens diameter i forskjellige områder av lysbølger. For dette formålet gjorde franske forskere B. Liot og O. Dollfus observasjoner av polarisasjonen av lys spredt av Mars-atmosfæren. Et sammendrag av optiske observasjoner ble publisert av den amerikanske astronomen J. de Vaucouleurs i 1951, og de oppnådde et trykk på 85 mb, overvurdert med nesten 15 ganger på grunn av forstyrrelser fra atmosfærisk støv.

Klima

Mikroskopisk bilde av en 1,3 cm hematittknute tatt av Opportunity-roveren 2. mars 2004, viser tidligere tilstedeværelse av flytende vann

Klimaet, som på jorden, er sesongavhengig. I den kalde årstiden, selv utenfor polarhettene, kan det dannes lett frost på overflaten. Phoenix-apparatet registrerte snøfall, men snøflakene fordampet før de nådde overflaten.

I følge NASA (2004) er gjennomsnittstemperaturen ~210 K (-63 °C). I følge Viking-landerne er det daglige temperaturområdet fra 184 K til 242 K (-89 til -31 °C) (Viking-1), og vindstyrke: 2-7 m/s (sommer), 5-10 m /s (høst), 17-30 m/s (støvstorm).

I følge data fra Mars-6-landingssonden er gjennomsnittstemperaturen i troposfæren på Mars 228 K, i troposfæren synker temperaturen med gjennomsnittlig 2,5 grader per kilometer, og stratosfæren som ligger over tropopausen (30 km) har en nesten konstant temperatur på 144 K.

Ifølge forskere fra Carl Sagan Center har en oppvarmingsprosess pågått på Mars de siste tiårene. Andre eksperter mener det er for tidlig å trekke slike konklusjoner.

Det er bevis på at atmosfæren tidligere kunne ha vært tettere, og klimaet varmt og fuktig, og det var flytende vann og regn på overflaten av Mars. Bevis på denne hypotesen er analysen av ALH 84001-meteoritten, som viste at for rundt 4 milliarder år siden var temperaturen på Mars 18 ± 4 °C.

Støvdjevler

Støvdjevler fotografert av Opportunity-roveren 15. mai 2005. Tallene i nedre venstre hjørne indikerer tiden i sekunder siden første bilde.

Siden 1970-tallet. Som en del av Viking-programmet, samt Opportunity-roveren og andre kjøretøy, ble det registrert en rekke støvdjevler. Dette er luftvirvler som oppstår nær planetens overflate og løfter store mengder sand og støv opp i luften. Virvler blir ofte observert på jorden (i engelsktalende land kalles de støvdjevler), men på Mars kan de nå mye større størrelser: 10 ganger høyere og 50 ganger bredere enn de på jorden. I mars 2005 renset en virvelvind ut solcellepanelene på Spirit-roveren.

Flate

To tredjedeler av overflaten til Mars er okkupert av lyse områder som kalles kontinenter, omtrent en tredjedel er mørke områder som kalles hav. Havene er hovedsakelig konsentrert på den sørlige halvkule av planeten, mellom 10 og 40° breddegrad. På den nordlige halvkule er det bare to store hav - Acidalia og Greater Syrtis.

Naturen til de mørke områdene er fortsatt et spørsmål om debatt. De vedvarer til tross for støvstormer som raser på Mars. På et tidspunkt støttet dette antakelsen om at mørke områder var dekket av vegetasjon. Nå antas det at dette ganske enkelt er områder hvorfra støv på grunn av deres topografi lett blåses bort. Bilder i stor skala viser at de mørke områdene faktisk består av grupper av mørke striper og flekker knyttet til kratere, åser og andre hindringer i vindens vei. Sesongmessige og langsiktige endringer i størrelse og form er tilsynelatende forbundet med en endring i forholdet mellom overflatearealer dekket med lys og mørk materie.

Halvkulene på Mars skiller seg ganske mye fra hverandre i overflaten deres. På den sørlige halvkule er overflaten 1-2 km over gjennomsnittet og er tett prikket med kratere. Denne delen av Mars ligner månekontinentene. I nord er mesteparten av overflaten under gjennomsnittet, det er få kratere, og hovedtyngden er relativt jevne sletter, sannsynligvis dannet av lavaflom og erosjon. Denne hemisfæriske forskjellen er fortsatt et spørsmål om debatt. Grensen mellom halvkulene følger omtrent en storsirkel som skråner 30° til ekvator. Grensen er bred og uregelmessig og danner en skråning mot nord. Langs den er de mest eroderte områdene på Mars-overflaten.

To alternative hypoteser har blitt fremsatt for å forklare hemisfærisk asymmetri. I følge en av dem, på et tidlig geologisk stadium, "flyttet litosfæriske plater sammen" (kanskje ved et uhell) til en halvkule, som kontinentet Pangea på jorden, og deretter "frosset" i denne posisjonen. En annen hypotese antyder en kollisjon mellom Mars og et kosmisk legeme på størrelse med Pluto.
Topografisk kart over Mars, ifølge Mars Global Surveyor, 1999.

Det store antallet kratere på den sørlige halvkule tyder på at overflaten her er eldgammel – 3-4 milliarder år gammel. Det finnes flere typer kratere: store flatbunnede kratere, mindre og yngre bolleformede kratere som ligner på Månen, kantede kratere og hevede kratere. De to siste typene er unike for Mars - kantkratere dannet der flytende utstøting strømmet over overflaten, og hevede kratere dannet der et teppe av kraterutkast beskyttet overflaten mot vinderosjon. Det største kjennetegnet ved nedslagsopprinnelsen er Hellas-sletten (omtrent 2100 km på tvers).

I området med kaotisk landskap nær halvkulegrensen, opplevde overflaten store områder med brudd og kompresjon, noen ganger etterfulgt av erosjon (på grunn av jordskred eller katastrofale utslipp av grunnvann), samt flom av flytende lava. Kaotiske landskap ligger ofte i toppen av store kanaler som er kuttet av vann. Den mest akseptable hypotesen for ledddannelsen deres er den plutselige smeltingen av is under overflaten.

Valles Marineris på Mars

På den nordlige halvkule, i tillegg til store vulkanske sletter, er det to områder med store vulkaner - Tharsis og Elysium. Tharsis er en enorm vulkansk slette med en lengde på 2000 km, og når en høyde på 10 km over gjennomsnittsnivået. Det er tre store skjoldvulkaner på den - Mount Arsia, Mount Pavlina og Mount Askrian. På kanten av Tharsis ligger Olympus, det høyeste på Mars og i solsystemet. Olympus når 27 km i høyden i forhold til basen og 25 km i forhold til gjennomsnittlig overflatenivå på Mars, og dekker et område på 550 km i diameter, omgitt av klipper som noen steder når 7 km i høyden. Volumet til Olympus er 10 ganger større enn volumet til den største vulkanen på jorden, Mauna Kea. Det finnes også flere mindre vulkaner her. Elysium - en høyde opptil seks kilometer over gjennomsnittet, med tre vulkaner - Hecate's Dome, Mount Elysium og Albor Dome.

I følge andre data (Faure og Mensing, 2007) er høyden til Olympus 21 287 meter over bakkenivå og 18 kilometer over området rundt, og basens diameter er omtrent 600 km. Basen dekker et område på 282 600 km2. Kalderaen (depresjonen i midten av vulkanen) er 70 km bred og 3 km dyp.

Tharsis Rise er også krysset av mange tektoniske forkastninger, ofte svært komplekse og omfattende. Den største av dem, Valles Marineris, strekker seg i bredderetning i nesten 4000 km (en fjerdedel av planetens omkrets), og når en bredde på 600 og en dybde på 7-10 km; Denne feilen er sammenlignbar i størrelse med den østafrikanske riften på jorden. De største skredene i solsystemet skjer i dets bratte skråninger. Valles Marineris er den største kjente canyonen i solsystemet. Canyonen, som ble oppdaget av romfartøyet Mariner 9 i 1971, kunne dekke hele USA, fra hav til hav.

Panorama av Victoria-krateret tatt av Opportunity-roveren. Den ble filmet over tre uker, mellom 16. oktober og 6. november 2006.

Panorama av overflaten til Mars i Husband Hill-området, tatt av Spirit-roveren 23.-28. november 2005.

Is og polarhetter

Den nordlige polarhetten om sommeren, foto av Mars Global Surveyor. Den lange, brede forkastningen som skjærer gjennom hetten til venstre er den nordlige forkastningen

Utseendet til Mars varierer veldig avhengig av årstiden. For det første er endringene i de polare iskappene slående. De vokser og avtar, og skaper sesongmessige mønstre i atmosfæren og overflaten til Mars. Den sørlige polarhetten kan nå en breddegrad på 50°, den nordlige - også 50°. Diameteren på den permanente delen av den nordlige polarhetten er 1000 km. Når polarhetten på en halvkule trekker seg tilbake om våren, begynner trekk på planetens overflate å bli mørkere.

Polarhettene består av to komponenter: sesongbasert - karbondioksid og sekulær - vannis. Ifølge data fra Mars Express-satellitten kan tykkelsen på hettene variere fra 1 m til 3,7 km. Mars Odyssey-sonden oppdaget aktive geysirer på den sørlige polarkappen på Mars. Ifølge NASA-eksperter brast karbondioksidstråler med våroppvarming oppover til store høyder og tok med seg støv og sand.

Bilder av Mars som viser en støvstorm. juni – september 2001

Vårsmeltingen av polarhettene fører til en kraftig økning i atmosfærisk trykk og bevegelse av store gassmasser til den motsatte halvkule. Hastigheten på vindene som blåser i dette tilfellet er 10-40 m/s, noen ganger opp til 100 m/s. Vinden løfter store mengder støv fra overflaten, noe som fører til støvstormer. Alvorlige støvstormer skjuler nesten fullstendig planetens overflate. Støvstormer har en merkbar effekt på temperaturfordelingen i Mars-atmosfæren.

I 1784 trakk astronomen W. Herschel oppmerksomhet til sesongmessige endringer i størrelsen på polarhettene, analogt med smelting og frysing av is i jordens polare områder. På 1860-tallet. Den franske astronomen E. Lie observerte en bølge av mørkere rundt den smeltende våren polarhetten, som deretter ble tolket av hypotesen om spredning av smeltevann og vekst av vegetasjon. Spektrometriske målinger som ble utført på begynnelsen av 1900-tallet. ved Lovell Observatory i Flagstaff av W. Slifer viste imidlertid ikke tilstedeværelsen av en linje av klorofyll, det grønne pigmentet til landplanter.

Fra fotografier av Mariner 7 var det mulig å fastslå at de polare iskappene er flere meter tykke, og den målte temperaturen på 115 K (-158 °C) bekreftet muligheten for at den består av frossen karbondioksid - "tørris".

Åsen, som kalles Mitchell Mountains, som ligger nær Mars sørpol, ser ut som en hvit øy når polarhetten smelter, siden isbreer i fjellene smelter senere, også på jorden.

Data fra Mars Reconnaissance Satellite gjorde det mulig å oppdage et betydelig lag med is under steinete raser ved foten av fjellene. Isbreen, hundrevis av meter tykk, dekker et område på tusenvis av kvadratkilometer, og dens videre studie kan gi informasjon om historien til Mars-klimaet.

"River" senger og andre funksjoner

Det er mange geologiske formasjoner på Mars som ligner vannerosjon, spesielt tørre elveleier. I følge en hypotese kunne disse kanalene ha blitt dannet som et resultat av kortsiktige katastrofale hendelser og er ikke bevis på den langsiktige eksistensen av elvesystemet. Nyere bevis tyder imidlertid på at elvene rant over geologisk betydelige tidsperioder. Spesielt ble inverterte kanaler (det vil si kanaler hevet over området rundt) oppdaget. På jorden dannes slike formasjoner på grunn av langvarig akkumulering av tette bunnsedimenter, etterfulgt av tørking og forvitring av de omkringliggende bergartene. I tillegg er det bevis på skiftende kanaler i elvedeltaet etter hvert som overflaten stiger gradvis.

På den sørvestlige halvkule, i Eberswalde-krateret, ble det oppdaget et elvedelta med et areal på rundt 115 km2. Elven som vasket ut deltaet var mer enn 60 km lang.

Data fra NASAs Mars-rovere Spirit og Opportunity indikerer også tilstedeværelsen av vann i fortiden (det ble funnet mineraler som bare kunne ha blitt dannet som et resultat av langvarig eksponering for vann). Phoenix-apparatet oppdaget isavsetninger direkte i bakken.

I tillegg ble det oppdaget mørke striper i åssidene, noe som indikerer utseendet til flytende saltvann på overflaten i moderne tid. De dukker opp like etter sommerens begynnelse og forsvinner om vinteren, "flyter rundt" forskjellige hindringer, smelter sammen og divergerer. "Det er vanskelig å forestille seg at slike strukturer kan ha dannet seg fra noe annet enn væskestrømmer," sa NASA-forsker Richard Zurek.

Flere uvanlige dype brønner er oppdaget på Tharsis vulkanske høyland. Etter bildet av Mars Reconnaissance Satellite tatt i 2007, har en av dem en diameter på 150 meter, og den opplyste delen av veggen går ikke mindre enn 178 meter dypt. Det er fremsatt en hypotese om den vulkanske opprinnelsen til disse formasjonene.

Grunning

Den elementære sammensetningen av overflatelaget av marsjord, ifølge data fra landere, er ikke den samme på forskjellige steder. Hovedkomponenten i jorda er silika (20-25%), som inneholder en blanding av jernoksidhydrater (opptil 15%), noe som gir jorda en rødlig farge. Det er betydelige urenheter av svovel-, kalsium-, aluminium-, magnesium- og natriumforbindelser (noen få prosent for hver).

I følge data fra NASAs Phoenix-sonde (lander på Mars 25. mai 2008), er pH-forholdet og noen andre parametere for jordsmonn på Mars nær de på jorden, og det ville teoretisk vært mulig å dyrke planter på dem. "Faktisk fant vi ut at jorda på Mars oppfyller kravene og også inneholder de nødvendige elementene for fremveksten og vedlikeholdet av liv både i fortid, nåtid og fremtid," sa den ledende kjemikeren på prosjektet, Sam Coonaves. Også, ifølge ham, kan mange mennesker finne denne alkaliske typen jord i "bakgården deres", og den er ganske egnet for dyrking av asparges.

Det er også en betydelig mengde vannis i bakken ved landingsplassen. Mars Odyssey orbiter oppdaget også at det er forekomster av vannis under den røde planetens overflate. Senere ble denne antagelsen bekreftet av andre enheter, men spørsmålet om tilstedeværelsen av vann på Mars ble endelig løst i 2008, da Phoenix-sonden, som landet nær planetens nordpol, mottok vann fra Mars-jorden.

Geologi og indre struktur

Tidligere, på Mars, som på jorden, var det bevegelse av litosfæriske plater. Dette bekreftes av egenskapene til magnetfeltet til Mars, plasseringen av noen vulkaner, for eksempel i provinsen Tharsis, samt formen til Valles Marineris. Den nåværende situasjonen, når vulkaner kan eksistere i mye lengre tid enn på jorden og nå gigantiske størrelser, antyder at nå er denne bevegelsen ganske fraværende. Dette støttes av det faktum at skjoldvulkaner vokser som følge av gjentatte utbrudd fra samme ventil over lang tid. På jorden, på grunn av bevegelsen av litosfæriske plater, endret vulkanske punkter konstant sin posisjon, noe som begrenset veksten av skjoldvulkaner, og kanskje ikke tillot dem å nå høyder som på Mars. På den annen side kan forskjellen i vulkaners maksimale høyde forklares med at det på grunn av lavere gravitasjon på Mars er mulig å bygge høyere strukturer som ikke ville kollapse under egen vekt.

Sammenligning av strukturen til Mars og andre jordiske planeter

Gjeldende modeller av den indre strukturen til Mars antyder at Mars består av en skorpe med en gjennomsnittlig tykkelse på 50 km (og en maksimal tykkelse på opptil 130 km), en silikatmantel med en tykkelse på 1800 km og en kjerne med en radius på 1480 km. Tettheten i midten av planeten skal nå 8,5 g/cm2. Kjernen er delvis flytende og består hovedsakelig av jern med en innblanding av 14-17 % (i masse) svovel, og innholdet av lette grunnstoffer er dobbelt så høyt som i jordens kjerne. I følge moderne estimater falt dannelsen av kjernen sammen med perioden med tidlig vulkanisme og varte i omtrent en milliard år. Den delvise smeltingen av mantelsilikater tok omtrent samme tid. På grunn av den lavere gravitasjonen på Mars er trykkområdet i Mars-mantelen mye mindre enn på jorden, noe som betyr at det er færre faseoverganger. Det antas at faseovergangen av olivin til spinellmodifikasjonen begynner på ganske store dyp - 800 km (400 km på jorden). Arten av lettelsen og andre funksjoner antyder tilstedeværelsen av en asthenosfære, bestående av soner med delvis smeltet materiale. Det er utarbeidet et detaljert geologisk kart for noen områder på Mars.

I følge observasjoner fra bane og analyse av en samling av Mars-meteoritter, består overflaten av Mars hovedsakelig av basalt. Det er noen bevis som tyder på at materialet på deler av Mars-overflaten er mer kvartsrikt enn vanlig basalt og kan ligne på andesittbergarter på jorden. Imidlertid kan de samme observasjonene tolkes til fordel for tilstedeværelsen av kvartsglass. Mye av det dypere laget består av granulært jernoksidstøv.

Magnetfeltet til Mars

Et svakt magnetfelt er oppdaget nær Mars.

I følge avlesningene fra magnetometrene til Mars-2- og Mars-3-stasjonene er magnetfeltstyrken ved ekvator omtrent 60 gamma, ved polen 120 gamma, som er 500 ganger svakere enn jordens. I følge AMS Mars-5-data var den magnetiske feltstyrken ved ekvator 64 gamma, og det magnetiske momentet var 2,4 1022 oersted cm2.

Det magnetiske feltet til Mars er ekstremt ustabilt; på forskjellige punkter på planeten kan styrken variere fra 1,5 til 2 ganger, og de magnetiske polene faller ikke sammen med de fysiske. Dette antyder at jernkjernen til Mars er relativt ubevegelig i forhold til skorpen, det vil si at den planetariske dynamomekanismen som er ansvarlig for jordens magnetfelt, ikke fungerer på Mars. Selv om Mars ikke har et stabilt planetarisk magnetfelt, har observasjoner vist at deler av planetskorpen er magnetisert og at de magnetiske polene til disse delene har endret seg tidligere. Magnetiseringen av disse delene viste seg å ligne på stripemagnetiske anomalier i verdenshavene.

En teori, publisert i 1999 og testet på nytt i 2005 (ved hjelp av den ubemannede Mars Global Surveyor), viser disse stripene platetektonikk for 4 milliarder år siden før planetens dynamo sluttet å fungere, noe som forårsaket et sterkt svekket magnetfelt. Årsakene til denne kraftige svekkelsen er uklare. Det er en antagelse om at funksjonen til dynamoen 4 milliarder. år siden forklares av tilstedeværelsen av en asteroide som dreide seg i en avstand på 50-75 tusen kilometer rundt Mars og forårsaket ustabilitet i kjernen. Asteroiden falt deretter til Roche-grensen og kollapset. Imidlertid inneholder denne forklaringen i seg selv uklarheter og er omstridt i det vitenskapelige miljøet.

Geologisk historie

Global mosaikk av 102 bilder av Viking 1 orbiter fra 22. februar 1980.

Kanskje i den fjerne fortiden, som et resultat av en kollisjon med et stort himmellegeme, stoppet rotasjonen av kjernen, så vel som tapet av hovedvolumet til atmosfæren. Tapet av magnetfeltet antas å ha skjedd for rundt 4 milliarder år siden. På grunn av magnetfeltets svakhet trenger solvinden nesten uhindret inn i Mars-atmosfæren, og mange av de fotokjemiske reaksjonene under påvirkning av solstråling som oppstår i ionosfæren og oppover på jorden kan observeres på Mars nesten helt på slutten. flate.

Den geologiske historien til Mars inkluderer følgende tre epoker:

Noachian Epoke (oppkalt etter "Noachian Land", en region på Mars): Dannelse av den eldste overlevende overflaten på Mars. Varte fra 4,5 milliarder til 3,5 milliarder år siden. I løpet av denne epoken ble overflaten arr av mange nedslagskratre. Tharsis-platået ble trolig dannet i denne perioden, med intens vannføring senere.

Hesperia-tiden: fra 3,5 milliarder år siden til 2,9 - 3,3 milliarder år siden. Denne epoken er preget av dannelsen av enorme lavafelt.

Amazonas epoke (oppkalt etter "Amazonian Plain" på Mars): 2,9-3,3 milliarder år siden til i dag. Områdene som ble dannet i denne epoken har svært få meteorittkratere, men er ellers helt annerledes. Mount Olympus ble dannet i denne perioden. På dette tidspunktet spredte lavastrømmen seg i andre deler av Mars.

Måner på Mars

De naturlige satellittene på Mars er Phobos og Deimos. Begge ble oppdaget av den amerikanske astronomen Asaph Hall i 1877. Phobos og Deimos er uregelmessige i form og svært små i størrelse. I følge en hypotese kan de representere asteroider som (5261) Eureka fra den trojanske gruppen av asteroider fanget av gravitasjonsfeltet til Mars. Satellittene er oppkalt etter karakterene som ledsager guden Ares (det vil si Mars), Phobos og Deimos, og personifiserer frykt og redsel som hjalp krigsguden i kamper.

Begge satellittene roterer rundt sine akser med samme periode som rundt Mars, så de vender alltid samme side mot planeten. Tidevannspåvirkningen fra Mars bremser gradvis bevegelsen til Phobos, og vil til slutt føre til at satellitten faller ned på Mars (hvis den nåværende trenden fortsetter), eller til dens oppløsning. Tvert imot, Deimos beveger seg bort fra Mars.

Begge satellittene har en form som nærmer seg en triaksial ellipsoide, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) er litt større enn Deimos (15x12,2x10,4 km). Overflaten til Deimos virker mye glattere på grunn av at de fleste kratrene er dekket med finkornet materiale. Åpenbart, på Phobos, som er nærmere planeten og mer massiv, forårsaket stoffet som ble kastet ut under meteorittnedslag enten gjentatte nedslag på overflaten eller falt på Mars, mens det på Deimos forble i bane rundt satellitten i lang tid, og satte seg gradvis ned. og skjuler ujevnt terreng.

Liv på Mars

Den populære ideen om at Mars var bebodd av intelligente marsboere ble utbredt på slutten av 1800-tallet.

Schiaparellis observasjoner av de såkalte kanalene, kombinert med Percival Lowells bok om samme emne, populariserte ideen om en planet hvis klima ble tørrere, kaldere, døende og der det fantes en gammel sivilisasjon som utførte vanningsarbeid.

Tallrike andre observasjoner og kunngjøringer fra kjente mennesker har gitt opphav til den såkalte "Mars-feberen" rundt dette emnet. I 1899, mens han studerte atmosfærisk interferens i radiosignaler ved bruk av mottakere ved Colorado Observatory, observerte oppfinneren Nikola Tesla et repeterende signal. Han foreslo da at det kunne være et radiosignal fra andre planeter, for eksempel Mars. I et intervju fra 1901 sa Tesla at han hadde ideen om at interferens kunne forårsakes kunstig. Selv om han ikke kunne tyde betydningen deres, var det umulig for ham at de oppsto helt tilfeldig. Etter hans mening var dette en hilsen fra en planet til en annen.

Teslas teori vekket den entusiastiske støtten fra den berømte britiske fysikeren William Thomson (Lord Kelvin), som på besøk i USA i 1902 sa at Tesla etter hans mening hadde fanget signalet fra marsboerne sendt til USA. Imidlertid begynte Kelvin å benekte denne uttalelsen på det sterkeste før han forlot Amerika: "Faktisk sa jeg at innbyggerne på Mars, hvis de eksisterte, absolutt kunne se New York, spesielt lyset fra elektrisitet."

I dag anses tilstedeværelsen av flytende vann på overflaten som en betingelse for utvikling og vedlikehold av liv på planeten. Det er også et krav om at planetens bane skal være i den såkalte beboelige sonen, som for solsystemet begynner bak Venus og slutter med den halve hovedaksen til Mars bane. Under perihelion er Mars inne i denne sonen, men en tynn atmosfære med lavt trykk forhindrer oppkomsten av flytende vann over et stort område i en lang periode. Nyere bevis tyder på at alt vann på overflaten av Mars er for salt og surt til å støtte permanent jordlignende liv.

Mangelen på en magnetosfære og den ekstremt tynne atmosfæren på Mars er også en utfordring for å støtte liv. Det er en veldig svak bevegelse av varmestrømmer på overflaten av planeten; den er dårlig isolert fra bombardement av solvindpartikler; i tillegg, når det varmes opp, fordamper vann øyeblikkelig, og omgår væsketilstanden på grunn av lavt trykk. Mars er også på terskelen til den såkalte. "geologisk død". Slutten på vulkansk aktivitet stoppet tilsynelatende sirkulasjonen av mineraler og kjemiske elementer mellom overflaten og det indre av planeten.

Bevis tyder på at planeten tidligere var mye mer utsatt for å støtte liv enn den er nå. Til dags dato er det imidlertid ikke funnet noen rester av organismer på den. Vikingprogrammet, gjennomført på midten av 1970-tallet, gjennomførte en rekke eksperimenter for å oppdage mikroorganismer i marsjord. Det har gitt positive resultater, som en midlertidig økning i CO2-utslipp når jordpartikler legges i vann og vekstmedium. Imidlertid ble dette beviset på liv på Mars omstridt av noen forskere [av hvem?]. Dette førte til deres langvarige strid med NASA-forskeren Gilbert Levin, som hevdet at Viking hadde oppdaget livet. Etter å ha revurdert vikingdataene i lys av dagens vitenskapelige kunnskap om ekstremofile, ble det fastslått at eksperimentene som ble utført ikke var avanserte nok til å oppdage disse livsformene. Dessuten kunne disse testene til og med drepe organismene selv om de var inneholdt i prøvene. Tester utført som en del av Phoenix-programmet viste at jorda har en svært alkalisk pH og inneholder magnesium, natrium, kalium og klorid. Det er nok næringsstoffer i jorda til å støtte liv, men livsformer må beskyttes mot intenst ultrafiolett lys.

Det er interessant at det i noen meteoritter av Mars opprinnelse ble funnet formasjoner som er formet som de enkleste bakteriene, selv om de er mindreverdige i størrelse enn de minste landlevende organismer. En slik meteoritt er ALH 84001, funnet i Antarktis i 1984.

Basert på observasjoner fra jorden og data fra romfartøyet Mars Express, ble metan oppdaget i atmosfæren på Mars. Under Mars-forhold brytes denne gassen ned ganske raskt, så det må være en konstant kilde til etterfylling. En slik kilde kan enten være geologisk aktivitet (men ingen aktive vulkaner er funnet på Mars) eller aktiviteten til bakterier.

Astronomiske observasjoner fra overflaten til Mars

Etter landingen av automatiske kjøretøy på overflaten av Mars ble det mulig å utføre astronomiske observasjoner direkte fra planetens overflate. På grunn av den astronomiske posisjonen til Mars i solsystemet, egenskapene til atmosfæren, omløpsperioden til Mars og dens satellitter, skiller bildet av nattehimmelen på Mars (og astronomiske fenomener observert fra planeten) seg fra det på jorden og fremstår på mange måter uvanlig og interessant.

Fargen på himmelen på Mars

Under soloppgang og solnedgang har marshimmelen i senit en rødrosa farge, og i umiddelbar nærhet av solskiven - fra blå til fiolett, som er helt motsatt av bildet av jordiske daggry.

Ved middagstid er himmelen på Mars gul-oransje. Årsaken til slike forskjeller fra fargene på jordens himmel er egenskapene til den tynne, forsjeldne, støvholdige atmosfæren på Mars. På Mars spiller Rayleigh-spredning av stråler (som på jorden er årsaken til himmelens blå farge) en ubetydelig rolle, effekten er svak. Antagelig er den gul-oransje fargen på himmelen også forårsaket av tilstedeværelsen av 1 % magnetitt i støvpartikler som konstant er suspendert i Mars-atmosfæren og hevet av sesongmessige støvstormer. Skumringen begynner lenge før soloppgang og varer lenge etter solnedgang. Noen ganger får fargen på marshimmelen en lilla fargetone som et resultat av lysspredning på mikropartikler av vannis i skyene (sistnevnte er et ganske sjeldent fenomen).

Sol og planeter

Vinkelstørrelsen på solen observert fra Mars er mindre enn den som er synlig fra jorden og er 2/3 av sistnevnte. Merkur fra Mars vil være praktisk talt utilgjengelig for observasjon med det blotte øye på grunn av sin ekstreme nærhet til solen. Den lyseste planeten på Mars himmel er Venus, Jupiter er på andreplass (dens fire største satellitter kan observeres uten teleskop), og Jorden er på tredjeplass.

Jorden er en indre planet for Mars, akkurat som Venus er for jorden. Følgelig, fra Mars, blir jorden observert som en morgen- eller kveldsstjerne, som stiger opp før daggry eller er synlig på kveldshimmelen etter solnedgang.

Den maksimale forlengelsen av jorden på Mars himmel vil være 38 grader. For det blotte øye vil Jorden være synlig som en lyssterk (maksimal synlig styrke rundt -2,5) grønnaktig stjerne, ved siden av hvilken den gulaktige og svakere (omtrent 0,9) stjernen på Månen vil være lett synlig. Gjennom et teleskop vil begge objektene vise de samme fasene. Månens revolusjon rundt jorden vil bli observert fra Mars som følger: ved den maksimale vinkelavstanden til månen fra jorden kan det blotte øye enkelt skille månen og jorden: etter en uke vil "stjernene" til Månen og jorden vil smelte sammen til en enkelt stjerne, uadskillelig for øyet; etter en uke til vil månen igjen være synlig på maksimal avstand, men på den andre siden fra jorden. Fra tid til annen vil en observatør på Mars være i stand til å se månens passasje (transit) over jordskiven eller omvendt dekningen av månen av jordskiven. Den maksimale tilsynelatende avstanden til månen fra jorden (og deres tilsynelatende lysstyrke) når den observeres fra Mars vil variere betydelig avhengig av de relative posisjonene til jorden og Mars, og følgelig avstanden mellom planetene. I epoker med opposisjon vil det være omtrent 17 bueminutter, ved maksimal avstand mellom Jorden og Mars - 3,5 bueminutter. Jorden, som andre planeter, vil bli observert i båndet av Zodiac-konstellasjoner. En astronom på Mars vil også kunne observere jordens passasje over solskiven, den nærmeste som skjer 10. november 2084.

Satellitter - Phobos og Deimos

Passering av Phobos over solskiven. Bilder fra Opportunity

Phobos, når det observeres fra overflaten til Mars, har en tilsynelatende diameter på omtrent 1/3 av månens skive på jordens himmel og en tilsynelatende størrelse på omtrent -9 (omtrent det samme som månen i sin første kvartalsfase). Phobos stiger i vest og setter seg i øst, for så å stige igjen 11 timer senere, og krysser dermed marshimmelen to ganger om dagen. Bevegelsen til denne raske månen over himmelen vil være lett merkbar gjennom hele natten, og det samme vil de skiftende fasene. Det blotte øye vil kunne skjelne det største reliefftrekket til Phobos - Stickney-krateret. Deimos stiger i øst og går ned i vest, fremstår som en lyssterk stjerne uten en merkbar synlig skive, omtrent -5 (litt lysere enn Venus på jordens himmel), og krysser sakte himmelen i løpet av 2,7 marsdager. Begge satellittene kan observeres på nattehimmelen samtidig, i dette tilfellet vil Phobos bevege seg mot Deimos.

Både Phobos og Deimos er lyse nok til at objekter på overflaten av Mars kan kaste klare skygger om natten. Begge satellittene har en relativt lav banehelling til ekvator på Mars, noe som utelukker deres observasjon i de høye nordlige og sørlige breddegradene på planeten: for eksempel stiger Phobos aldri over horisonten nord for 70,4° N. w. eller sør for 70,4° S. sh.; for Deimos er disse verdiene 82,7° N. w. og 82,7° S. w. På Mars kan en formørkelse av Phobos og Deimos observeres når de kommer inn i skyggen av Mars, samt en solformørkelse, som bare er ringformet på grunn av den lille vinkelstørrelsen til Phobos sammenlignet med solskiven.

Himmelsfære

Nordpolen på Mars, på grunn av helningen av planetens akse, ligger i stjernebildet Cygnus (ekvatorialkoordinater: høyre oppstigning 21t 10m 42s, deklinasjon +52° 53,0? og er ikke markert av en lysende stjerne: nærmest polen er en svak sjette stjerne BD +52 2880 (andre betegnelsene er HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Den sørlige himmelpolen (koordinater 9h 10m 42s og -52° 53.0) er plassert et par grader fra stjernen Kappa Parus (tilsynelatende styrke 2,5) - dens, i prinsippet, kan betraktes som Sydpolstjernen på Mars.

Dyrekretskonstellasjonene til Mars-ekliptikken ligner på de som er observert fra Jorden, med én forskjell: når man observerer solens årlige bevegelse blant stjernebildene, forlater den (som andre planeter, inkludert Jorden), den østlige delen av stjernebildet Fiskene , vil passere i 6 dager gjennom den nordlige delen av stjernebildet Cetus foran hvordan man kommer inn i vestlige Fiskene igjen.

Historien om Mars-utforskning

Utforskningen av Mars begynte for lenge siden, for 3,5 tusen år siden, i det gamle Egypt. De første detaljerte rapportene om posisjonen til Mars ble satt sammen av babylonske astronomer, som utviklet en rekke matematiske metoder for å forutsi planetens posisjon. Ved å bruke data fra egypterne og babylonerne utviklet eldgamle greske (hellenistiske) filosofer og astronomer en detaljert geosentrisk modell for å forklare planetenes bevegelse. Flere århundrer senere estimerte indiske og islamske astronomer størrelsen på Mars og dens avstand fra jorden. På 1500-tallet foreslo Nicolaus Copernicus en heliosentrisk modell for å beskrive solsystemet med sirkulære planetbaner. Resultatene hans ble revidert av Johannes Kepler, som introduserte en mer nøyaktig elliptisk bane om Mars, sammenfallende med den observerte.

I 1659 laget Francesco Fontana, som så på Mars gjennom et teleskop, den første tegningen av planeten. Han avbildet en svart flekk i midten av en klart definert sfære.

I 1660 ble to polarhetter lagt til den svarte flekken, lagt til av Jean Dominique Cassini.

I 1888 ga Giovanni Schiaparelli, som studerte i Russland, fornavnene til individuelle overflatetrekk: havene i Afrodite, Erythraean, Adriaterhavet, Cimmerian; innsjøene Sun, Lunnoe og Phoenix.

Storhetstiden for teleskopiske observasjoner av Mars skjedde på slutten av 1800- og midten av 1900-tallet. Det skyldes i stor grad offentlig interesse og kjente vitenskapelige kontroverser rundt de observerte Marskanalene. Blant astronomene fra før-romtiden som utførte teleskopiske observasjoner av Mars i denne perioden, er de mest kjente Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Det var de som la grunnlaget for areografi og kompilerte de første detaljerte kartene over overflaten til Mars - selv om de viste seg å være nesten helt feil etter at automatiske sonder fløy til Mars.

Kolonisering av Mars

Anslått utseende av Mars etter terraforming

Naturlige forhold relativt nær de på jorden gjør denne oppgaven noe enklere. Spesielt er det steder på jorden der naturlige forhold ligner de på Mars. De ekstremt lave temperaturene i Arktis og Antarktis kan sammenlignes med selv de kaldeste temperaturene på Mars, og ekvator på Mars kan være like varm (+20°C) i sommermånedene som på jorden. Det er også ørkener på jorden som i utseende ligner Mars-landskapet.

Men det er betydelige forskjeller mellom Jorden og Mars. Spesielt er Mars magnetfelt omtrent 800 ganger svakere enn jordens. Sammen med en forseldet (hundrevis av ganger sammenlignet med jorden) atmosfære, øker dette mengden ioniserende stråling som når overflaten. Målinger utført av det amerikanske ubemannede romfartøyet The Mars Odyssey viste at bakgrunnsstrålingen i Mars-bane er 2,2 ganger høyere enn bakgrunnsstrålingen på den internasjonale romstasjonen. Gjennomsnittlig dose var omtrent 220 millirad per dag (2,2 milligrays per dag eller 0,8 grays per år). Mengden stråling som mottas som følge av å ha vært i en slik bakgrunn i tre år, nærmer seg de etablerte sikkerhetsgrensene for astronauter. På overflaten av Mars er bakgrunnsstrålingen noe lavere og dosen er 0,2-0,3 Gy per år, varierende betydelig avhengig av terreng, høyde og lokale magnetfelt.

Den kjemiske sammensetningen av mineraler som er vanlige på Mars er mer mangfoldig enn for andre himmellegemer nær jorden. I følge 4Frontiers-selskapet er det nok av dem til å forsyne ikke bare Mars selv, men også Månen, Jorden og asteroidebeltet.

Flytiden fra Jorden til Mars (med dagens teknologi) er 259 dager i en semi-ellipse og 70 dager i en parabel. For å kommunisere med potensielle kolonier kan radiokommunikasjon brukes, som har en forsinkelse på 3-4 minutter i hver retning under den nærmeste tilnærmingen av planetene (som gjentas hver 780. dag) og ca. 20 minutter. ved maksimal avstand til planetene; se Konfigurasjon (astronomi).

Til dags dato er det ikke tatt noen praktiske skritt for å kolonisere Mars, men utvikling av kolonisering er i gang, for eksempel Centenary Spaceship-prosjektet, utviklingen av en beboelig modul for opphold på planeten Deep Space Habitat.