Atmosfera e Marsit. Informacione të përgjithshme për atmosferën e Marsit Si ndikon atmosfera në regjimin e temperaturës së Marsit

Çdo planet ndryshon nga të tjerët në një numër karakteristikash. Njerëzit krahasojnë planetët e tjerë të gjetur me atë që njohin mirë, por jo në mënyrë perfekte - ky është planeti Tokë. Në fund të fundit, kjo është logjike, jeta mund të shfaqet në planetin tonë, që do të thotë se nëse kërkoni një planet të ngjashëm me tonin, atëherë do të jetë e mundur gjithashtu të gjeni jetë atje. Për shkak të këtyre krahasimeve, planetët kanë veçoritë e tyre dalluese. Për shembull, Saturni ka unaza të bukura, prandaj Saturni quhet planeti më i bukur në sistemin diellor. Jupiteri është planeti më i madh në sistemin diellor dhe kjo është një veçori e Jupiterit. Pra, cilat janë tiparet e Marsit? Kjo është ajo që ky artikull ka të bëjë.

Marsi, si shumë planetë në sistemin diellor, ka satelitë. Në total, Marsi ka dy satelitë: Phobos dhe Deimos. Satelitët i kanë marrë emrat e tyre nga grekët. Phobos dhe Deimos ishin bijtë e Ares (Marsit) dhe ishin gjithmonë pranë babait të tyre, ashtu si këta dy satelitë ishin gjithmonë pranë Marsit. Në përkthim, "Phobos" do të thotë "frikë", dhe "Deimos" do të thotë "tmerr".

Phobos është një satelit orbita e të cilit është shumë afër planetit. Është sateliti më i afërt me një planet në të gjithë sistemin diellor. Distanca nga sipërfaqja e Marsit në Phobos është 9380 kilometra. Sateliti rrotullohet rreth Marsit me një frekuencë prej 7 orë 40 minuta. Rezulton se Phobos arrin të bëjë pak më shumë se tre rrotullime rreth Marsit, ndërsa vetë Marsi bën një rrotullim rreth boshtit të tij.

Deimos është hëna më e vogël në sistemin diellor. Dimensionet e satelitit janë 15x12.4x10.8 km. Dhe distanca nga sateliti në sipërfaqen e planetit është 23,450 mijë km. Periudha orbitale e Deimos rreth Marsit është 30 orë e 20 minuta, që është pak më e gjatë se koha që i duhet planetit për të rrotulluar rreth boshtit të tij. Nëse jeni në Mars, Fobos do të ngrihet në perëndim dhe do të perëndojë në lindje, ndërsa bën tre rrotullime në ditë, ndërsa Deimos, përkundrazi, ngrihet në lindje dhe perëndon në perëndim, ndërsa bën vetëm një rrotullim rreth planetit. .

Karakteristikat e Marsit dhe atmosferës së tij

Një nga karakteristikat kryesore të Marsit është se ai u krijua. Atmosfera në Mars është mjaft interesante. Tani atmosfera në Mars është shumë e hollë, është e mundur që në të ardhmen Marsi të humbasë plotësisht atmosferën e tij. Veçoritë e atmosferës së Marsit janë se një herë e një kohë Marsi kishte të njëjtën atmosferë dhe ajër si në planetin tonë. Por gjatë evolucionit të tij, Planeti i Kuq humbi pothuajse të gjithë atmosferën e tij. Tani presioni i atmosferës së Planetit të Kuq është vetëm 1% e presionit të planetit tonë. E veçanta e atmosferës së Marsit është gjithashtu se edhe me një të tretën e gravitetit të planetit në lidhje me Tokën, Marsi mund të ngrejë stuhi të mëdha pluhuri, duke ngritur tonelata rërë dhe tokë në ajër. Stuhitë e pluhurit tashmë kanë prishur nervat e astronomëve tanë më shumë se një herë; meqenëse stuhitë e pluhurit mund të jenë shumë të gjera, vëzhgimi i Marsit nga Toka bëhet i pamundur. Ndonjëherë stuhi të tilla mund të zgjasin edhe me muaj, gjë që prish shumë procesin e studimit të planetit. Por eksplorimi i planetit Mars nuk ndalet me kaq. Ka robotë në sipërfaqen e Marsit që nuk ndalojnë së eksploruari planetin.

Karakteristikat atmosferike të planetit Mars nënkuptojnë gjithashtu se supozimet e shkencëtarëve për ngjyrën e qiellit marsian janë hedhur poshtë. Shkencëtarët besonin se qielli në Mars duhet të ishte i zi, por imazhet e marra nga stacioni hapësinor nga planeti e hodhën poshtë këtë teori. Qielli në Mars nuk është aspak i zi, është rozë, falë grimcave të rërës dhe pluhurit që janë në ajër dhe thithin 40% të dritës së diellit, gjë që krijon efektin e një qielli rozë në Mars.

Karakteristikat e temperaturës së Marsit

Matjet e temperaturës së Marsit filluan relativisht kohë më parë. Gjithçka filloi me matjet e Lampland në 1922. Pastaj matjet treguan se temperatura mesatare në Mars ishte -28º C. Më vonë, në vitet '50 dhe '60, u grumbulluan disa njohuri për regjimin e temperaturës së planetit, i cili u krye nga vitet '20 deri në vitet '60. Nga këto matje rezulton se gjatë ditës në ekuatorin e planetit temperatura mund të arrijë +27º C, por deri në mbrëmje do të bjerë në zero dhe deri në mëngjes bëhet -50º C. Temperatura në pole varion nga +10º C, gjatë ditës polare, dhe në temperatura shumë të ulëta gjatë natës polare.

Karakteristikat e relievit të Marsit

Sipërfaqja e Marsit, ashtu si planetët e tjerë që nuk kanë atmosferë, është e plagosur nga krateret e ndryshme nga rënia e objekteve hapësinore. Krateret janë të vogla (5 km në diametër) dhe të mëdhenj (nga 50 në 70 km në diametër). Për shkak të mungesës së atmosferës së tij, Marsi ishte subjekt i shiut meteorësh. Por sipërfaqja e planetit përmban më shumë se vetëm kratere. Më parë, njerëzit besonin se nuk kishte kurrë ujë në Mars, por vëzhgimet e sipërfaqes së planetit tregojnë një histori tjetër. Sipërfaqja e Marsit ka kanale dhe madje edhe depresione të vogla që i ngjajnë depozitave të ujit. Kjo sugjeron që në Mars kishte ujë, por për shumë arsye ai u zhduk. Tani është e vështirë të thuhet se çfarë duhet bërë në mënyrë që uji të shfaqet përsëri në Mars dhe ne të mund të shikojmë ringjalljen e planetit.

Ka edhe vullkane në Planetin e Kuq. Vullkani më i famshëm është Olimpi. Ky vullkan është i njohur për të gjithë ata që janë të interesuar për Marsin. Ky vullkan është kodra më e madhe jo vetëm në Mars, por edhe në sistemin diellor, kjo është një tjetër veçori e këtij planeti. Nëse qëndroni në këmbët e vullkanit të Olimpit, do të jetë e pamundur të shihni skajin e këtij vullkani. Ky vullkan është aq i madh sa skajet e tij shkojnë përtej horizontit dhe duket se Olimpi është i pafund.

Karakteristikat e Fushës Magnetike të Marsit

Kjo është ndoshta tipari i fundit interesant i këtij planeti. Fusha magnetike është mbrojtëse e planetit, e cila zmbraps të gjitha ngarkesat elektrike që lëvizin drejt planetit dhe i largon ato nga trajektorja e tyre origjinale. Fusha magnetike është plotësisht e varur nga bërthama e planetit. Bërthama në Mars është pothuajse e palëvizshme dhe, për këtë arsye, fusha magnetike e planetit është shumë e dobët. Veprimi i fushës magnetike është shumë interesant, nuk është global, si në planetin tonë, por ka zona në të cilat është më aktive, dhe në zona të tjera mund të mos jetë fare.

Kështu, planeti, i cili na duket kaq i zakonshëm, ka një sërë karakteristikash të veta, disa prej të cilave janë udhëheqëse në Sistemin tonë Diellor. Marsi nuk është një planet aq i thjeshtë sa mund të mendoni në shikim të parë.

Atmosfera e Marsit- predha gazi që rrethon planetin Mars. Ai ndryshon ndjeshëm nga atmosfera e tokës si në përbërjen kimike ashtu edhe në parametrat fizikë. Presioni në sipërfaqe është 0,7-1,155 kPa (1/110 e Tokës, ose e barabartë me atë të Tokës në një lartësi mbi tridhjetë kilometra nga sipërfaqja e Tokës). Trashësia e përafërt e atmosferës është 110 km. Masa e përafërt e atmosferës është 2,5 10 16 kg. Marsi ka një fushë magnetike shumë të dobët (në krahasim me atë të Tokës), dhe si rezultat, era diellore shkakton shpërndarjen e gazeve atmosferike në hapësirë ​​me një shpejtësi prej 300±200 ton në ditë (në varësi të aktivitetit aktual diellor dhe distancës nga dielli ).

Përbërje kimike

4 miliardë vjet më parë, atmosfera e Marsit përmbante një sasi oksigjeni të krahasueshme me pjesën e saj në Tokën e re.

Luhatjet e temperaturës

Meqenëse atmosfera e Marsit është shumë e rrallë, ajo nuk zbut luhatjet ditore të temperaturës së sipërfaqes. Temperaturat në ekuator variojnë nga +30°C gjatë ditës deri në -80°C gjatë natës. Në pole, temperaturat mund të bien deri në -143°C. Megjithatë, luhatjet ditore të temperaturës nuk janë aq të rëndësishme sa në Hënën pa atmosferë dhe Mërkurin. Dendësia e ulët nuk e pengon atmosferën të formojë stuhi pluhuri dhe tornado në shkallë të gjerë, erëra, mjegulla, re dhe të ndikojë në klimën dhe sipërfaqen e planetit.

Matjet e para të temperaturës së Marsit duke përdorur një termometër të vendosur në fokusin e një teleskopi reflektues u kryen në fillim të viteve 1920. Matjet nga W. Lampland në 1922 dhanë një temperaturë mesatare të sipërfaqes së Marsit prej 245 (−28°C), E. Pettit dhe S. Nicholson në 1924 morën 260 K (−13°C). Një vlerë më e ulët u mor në vitin 1960 nga W. Sinton dhe J. Strong: 230 K (−43°C).

Cikli vjetor

Masa e atmosferës ndryshon shumë gjatë gjithë vitit për shkak të kondensimit të vëllimeve të mëdha të dioksidit të karbonit në kapakët polare në dimër dhe avullimit në verë.

> > > Atmosfera e Marsit

Marsi - atmosfera e planetit: shtresat e atmosferes, perberja kimike, presioni, dendesia, krahasimi me token, sasia e metanit, planeti antik, kerkimi me foto.

Aatmosfera e Marsitështë vetëm 1% e Tokës, kështu që në Planetin e Kuq nuk ka mbrojtje nga rrezatimi diellor, si dhe kushtet normale të temperaturës. Përbërja e atmosferës së Marsit përfaqësohet nga dioksidi i karbonit (95%), azoti (3%), argoni (1.6%) dhe përzierjet e vogla të oksigjenit, avullit të ujit dhe gazrave të tjerë. Ai është gjithashtu plot me grimca të vogla pluhuri, të cilat e bëjnë planetin të duket i kuq.

Studiuesit besojnë se shtresa atmosferike më parë ishte e dendur, por u shemb 4 miliardë vjet më parë. Pa një magnetosferë, era diellore përplaset në jonosferë dhe zvogëlon densitetin atmosferik.

Kjo çoi në një lexim të presionit të ulët prej 30 Pa. Atmosfera shtrihet mbi 10.8 km. Ai përmban shumë metan. Për më tepër, emetimet e forta janë të dukshme në zona të veçanta. Dy lokacione janë identifikuar, por burimet ende nuk janë zbuluar.

270 ton metan çlirohen në vit. Kjo do të thotë se ne po flasim për një lloj procesi aktiv nëntokësor. Me shumë mundësi, ky është aktivitet vullkanik, ndikime kometare ose serpentinizim. Opsioni më tërheqës është jeta mikrobike metanogjene.

Tani ju e dini për praninë e atmosferës së Marsit, por, për fat të keq, ajo është konfiguruar për të shfarosur kolonistët. Nuk lejon që uji i lëngshëm të grumbullohet, është i hapur ndaj rrezatimit dhe është jashtëzakonisht i ftohtë. Por në 30 vitet e ardhshme ne jemi ende të fokusuar në zhvillim.

Shpërndarja e atmosferave planetare

Astrofizikani Valery Shematovich mbi evolucionin e atmosferave planetare, sistemet ekzoplanetare dhe humbjen e atmosferës së Marsit:

Meqenëse Marsi është më larg nga Dielli sesa Toka, ai mund të zërë një pozicion në qiell përballë Diellit, atëherë ai është i dukshëm gjatë gjithë natës. Ky pozicion i planetit quhet përballje. Për Marsin, ajo përsëritet çdo dy vjet e dy muaj. Meqenëse orbita e Marsit është më e zgjatur se ajo e Tokës, gjatë kundërshtimeve distancat midis Marsit dhe Tokës mund të jenë të ndryshme. Një herë në çdo 15 ose 17 vjet, ndodh Konfrontimi i Madh, kur distanca midis Tokës dhe Marsit është minimale dhe arrin në 55 milionë km.

Kanalet në Mars

Fotografia e Marsit e marrë nga Teleskopi Hapësinor Hubble tregon qartë tiparet karakteristike të planetit. Në sfondin e kuq të shkretëtirave marsiane, dallohen qartë detet e kaltërosh-jeshile dhe kapaku i bardhë polar i ndritshëm. I famshëm kanalet nuk shihet ne foto. Në këtë zmadhim ata janë vërtet të padukshëm. Pasi u morën fotografi në shkallë të gjerë të Marsit, misteri i kanaleve marsiane u zgjidh përfundimisht: kanalet janë një iluzion optik.

Me interes të madh ishte çështja e mundësisë së ekzistencës jeta në Mars. Studimet e kryera në 1976 mbi MS Viking Amerikan me sa duket dhanë një rezultat përfundimtar negativ. Asnjë gjurmë jete nuk është gjetur në Mars.

Megjithatë, aktualisht ka një diskutim të gjallë për këtë çështje. Të dyja palët, si mbështetës ashtu edhe kundërshtarë të jetës në Mars, paraqesin argumente që kundërshtarët e tyre nuk mund t'i hedhin poshtë. Thjesht nuk ka të dhëna të mjaftueshme eksperimentale për të zgjidhur këtë problem. Mund të presim vetëm derisa fluturimet e vazhdueshme dhe të planifikuara për në Mars të ofrojnë materiale që konfirmojnë ose hedhin poshtë ekzistencën e jetës në Mars në kohën tonë ose në të kaluarën e largët. Materiali nga faqja

Marsi ka dy të vogla satelitor- Phobos (Fig. 51) dhe Deimos (Fig. 52). Dimensionet e tyre janë përkatësisht 18×22 dhe 10×16 km. Phobos ndodhet në një distancë prej vetëm 6000 km nga sipërfaqja e planetit dhe rrotullohet rreth tij në rreth 7 orë, që është 3 herë më pak se një ditë marsiane. Deimos ndodhet në një distancë prej 20,000 km.

Ka një sërë misteresh që lidhen me satelitët. Pra, origjina e tyre është e paqartë. Shumica e shkencëtarëve besojnë se këta janë asteroidë të kapur relativisht kohët e fundit. Është e vështirë të imagjinohet se si Phobos i mbijetoi goditjes së një meteori, i cili la një krater me një diametër prej 8 km. Nuk është e qartë pse Phobos është trupi më i zi i njohur për ne. Reflektueshmëria e tij është 3 herë më pak se bloza. Fatkeqësisht, disa fluturime të anijeve kozmike drejt Phobos përfunduan në dështim. Zgjidhja përfundimtare e shumë çështjeve të Phobos dhe Marsit shtyhet deri në ekspeditën në Mars, e planifikuar për vitet '30 të shekullit të 21-të.

Marsi është planeti i katërt më i largët nga Dielli dhe planeti i shtatë (i parafundit) më i madh në sistemin diellor; Masa e planetit është 10.7% e masës së Tokës. I quajtur pas Marsit, perëndisë së lashtë romake të luftës, që korrespondon me Aresin e lashtë greke. Marsi nganjëherë quhet "planeti i kuq" për shkak të ngjyrës së kuqërremtë të sipërfaqes së tij të dhënë nga oksidi i hekurit.

Marsi është një planet tokësor me një atmosferë të rrallë (presioni në sipërfaqe është 160 herë më i vogël se ai i Tokës). Veçoritë e relievit sipërfaqësor të Marsit mund të konsiderohen krateret e goditjes si ato në Hënë, si dhe vullkanet, luginat, shkretëtira dhe mbulesat polare të akullit si ato në Tokë.

Marsi ka dy satelitë natyrorë - Phobos dhe Deimos (përkthyer nga greqishtja e lashtë - "frikë" dhe "tmerr" - emrat e dy djemve të Ares që e shoqëruan atë në betejë), të cilët janë relativisht të vegjël (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km gjerësi ) dhe kanë një formë të çrregullt.

Kundërshtimet e mëdha të Marsit, 1830-2035

Marsi është planeti i katërt më i largët nga Dielli (pas Mërkurit, Venusit dhe Tokës) dhe planeti i shtatë më i madh (që tejkalon vetëm Mërkurin në masë dhe diametër) në sistemin diellor. Masa e Marsit është 10,7% e masës së Tokës (6,423 1023 kg kundrejt 5,9736 1024 kg për Tokën), vëllimi i tij është 0,15 ai i Tokës dhe diametri mesatar linear i tij është 0,53 diametri i Tokës (6800 km ).

Topografia e Marsit ka shumë karakteristika unike. Vullkani i shuar marsian, mali Olimp është mali më i lartë në Sistemin Diellor, dhe Valles Marineris është kanioni më i madh. Për më tepër, në qershor 2008, tre punime të botuara në revistën Nature dhanë prova për kraterin më të madh të njohur të ndikimit në sistemin diellor në hemisferën veriore të Marsit. Gjatësia e tij është 10,600 km dhe gjerësia e tij është 8,500 km, që është rreth katër herë më i madh se krateri më i madh i goditjes i zbuluar më parë në Mars, pranë polit të tij jugor.

Përveç topografisë së ngjashme të sipërfaqes, Marsi ka një periudhë rrotullimi dhe cikle sezonale të ngjashme me atë të Tokës, por klima e tij është shumë më e ftohtë dhe më e thatë se ajo e Tokës.

Deri në fluturimin e parë të Marsit nga anija kozmike Mariner 4 në 1965, shumë studiues besonin se kishte ujë të lëngshëm në sipërfaqen e tij. Ky mendim bazohej në vëzhgimet e ndryshimeve periodike në zonat e lehta dhe të errëta, veçanërisht në gjerësitë polare, të cilat ishin të ngjashme me kontinentet dhe detet. Brazdat e errëta në sipërfaqen e Marsit janë interpretuar nga disa vëzhgues si kanale ujitëse për ujin e lëngshëm. Më vonë u vërtetua se këto kanale ishin një iluzion optik.

Për shkak të presionit të ulët, uji nuk mund të ekzistojë në gjendje të lëngshme në sipërfaqen e Marsit, por ka të ngjarë që kushtet të kenë qenë të ndryshme në të kaluarën dhe për këtë arsye nuk mund të përjashtohet prania e jetës primitive në planet. Më 31 korrik 2008, uji i akullit u zbulua në Mars nga anija kozmike Phoenix e NASA-s.

Në shkurt 2009, konstelacioni i eksplorimit orbital që rrotullohej rreth Marsit kishte tre anije hapësinore operacionale: Mars Odyssey, Mars Express dhe Mars Reconnaissance Satellite, më shumë se rreth çdo planeti tjetër përveç Tokës.

Sipërfaqja e Marsit aktualisht është eksploruar nga dy rovera: Spirit dhe Opportunity. Ka gjithashtu disa zbarkime dhe rovera joaktive në sipërfaqen e Marsit që kanë përfunduar eksplorimin.

Të dhënat gjeologjike që ata mblodhën sugjerojnë se pjesa më e madhe e sipërfaqes së Marsit ishte e mbuluar më parë nga uji. Vëzhgimet gjatë dekadës së fundit kanë zbuluar aktivitet të dobët të gejzerit në disa vende në sipërfaqen e Marsit. Sipas vëzhgimeve nga anija kozmike Mars Global Surveyor, pjesë të kapakut polar jugor të Marsit po tërhiqen gradualisht.

Marsi mund të shihet nga Toka me sy të lirë. Madhësia e tij e dukshme arrin 2.91 m (në afrimin e saj më të afërt me Tokën), e dyta për nga shkëlqimi vetëm pas Jupiterit (dhe jo gjithmonë gjatë një kundërshtimi të madh) dhe Venusit (por vetëm në mëngjes ose në mbrëmje). Në mënyrë tipike, gjatë një kundërshtimi të madh, Marsi portokalli është objekti më i ndritshëm në qiellin e natës së Tokës, por kjo ndodh vetëm një herë në 15-17 vjet për një deri në dy javë.

Karakteristikat e orbitës

Distanca minimale nga Marsi në Tokë është 55.76 milion km (kur Toka është saktësisht midis Diellit dhe Marsit), maksimumi është rreth 401 milion km (kur Dielli është saktësisht midis Tokës dhe Marsit).

Distanca mesatare nga Marsi në Diell është 228 milion km (1.52 AU), dhe periudha e revolucionit rreth Diellit është 687 ditë tokësore. Orbita e Marsit ka një ekscentricitet mjaft të dukshëm (0.0934), kështu që distanca me Diellin varion nga 206.6 në 249.2 milion km. Pjerrësia e orbitës së Marsit është 1,85°.

Marsi është më afër Tokës gjatë kundërshtimit, kur planeti është në drejtim të kundërt me Diellin. Kundërshtimet përsëriten çdo 26 muaj në pika të ndryshme në orbitën e Marsit dhe Tokës. Por një herë në 15-17 vjet, kundërshtimet ndodhin në një kohë kur Marsi është afër perihelionit të tij; Në këto të ashtuquajtura kundërshtime të mëdha (e fundit ishte në gusht 2003), distanca nga planeti është minimale dhe Marsi arrin madhësinë e tij më të madhe këndore prej 25.1" dhe shkëlqimin prej 2.88 m.

karakteristikat fizike

Krahasimi i madhësive të Tokës (rrezja mesatare 6371 km) dhe Marsit (rrezja mesatare 3386.2 km)

Për sa i përket madhësisë lineare, Marsi është pothuajse gjysma e madhësisë së Tokës - rrezja e tij ekuatoriale është 3396.9 km (53.2% e Tokës). Sipërfaqja e Marsit është afërsisht e barabartë me sipërfaqen e tokës në Tokë.

Rrezja polare e Marsit është afërsisht 20 km më e vogël se ajo ekuatoriale, megjithëse periudha e rrotullimit të planetit është më e gjatë se ajo e Tokës, gjë që jep arsye për të supozuar se shpejtësia e rrotullimit të Marsit ndryshon me kalimin e kohës.

Masa e planetit është 6.418·1023 kg (11% e masës së Tokës). Përshpejtimi i gravitetit në ekuator është 3,711 m/s (0,378 Tokë); shpejtësia e parë e ikjes është 3.6 km/s dhe e dyta është 5.027 km/s.

Periudha e rrotullimit të planetit është 24 orë 37 minuta 22,7 sekonda. Kështu, një vit marsian përbëhet nga 668.6 ditë diellore marsiane (të quajtura sols).

Marsi rrotullohet rreth boshtit të tij, i prirur në pingul me planin orbital në një kënd prej 24°56?. Pjerrësia e boshtit të rrotullimit të Marsit bën që stinët të ndryshojnë. Në të njëjtën kohë, zgjatja e orbitës çon në ndryshime të mëdha në kohëzgjatjen e tyre - për shembull, pranvera dhe vera veriore, të marra së bashku, zgjasin 371 sol, domethënë dukshëm më shumë se gjysma e vitit marsian. Në të njëjtën kohë, ato ndodhin në një pjesë të orbitës së Marsit që është larg nga Dielli. Prandaj, në Mars, vera veriore është e gjatë dhe e freskët, dhe vera jugore është e shkurtër dhe e nxehtë.

Atmosfera dhe klima

Atmosfera e Marsit, foto e orbiterit Viking, 1976. "Krateri i buzëqeshur" i Halle është i dukshëm në të majtë

Temperaturat në planet variojnë nga -153 në pole në dimër deri në mbi 20 °C në ekuator në mesditë. Temperatura mesatare është -50°C.

Atmosfera e Marsit, e përbërë kryesisht nga dioksidi i karbonit, është shumë e hollë. Presioni në sipërfaqen e Marsit është 160 herë më pak se në Tokë - 6.1 mbar në nivelin mesatar të sipërfaqes. Për shkak të ndryshimit të madh në lartësi në Mars, presioni në sipërfaqe ndryshon shumë. Trashësia e përafërt e atmosferës është 110 km.

Sipas NASA-s (2004), atmosfera e Marsit përbëhet nga 95,32% dioksid karboni; përmban gjithashtu 2,7% azot, 1,6% argon, 0,13% oksigjen, 210 ppm avull uji, 0,08% monoksid karboni, oksid azoti (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, hidrogjen me ujë gjysmë të rëndë- deuterium-oksigjen (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.

Sipas të dhënave nga Lander Viking (1976), rreth 1-2% argon, 2-3% nitrogjen dhe 95% dioksid karboni u përcaktuan në atmosferën e Marsit. Sipas të dhënave nga satelitët Mars-2 dhe Mars-3, kufiri i poshtëm i jonosferës është në një lartësi prej 80 km, përqendrimi maksimal i elektroneve prej 1.7 105 elektron/cm3 ndodhet në një lartësi prej 138 km, tjetri. dy maksimum janë në lartësitë 85 dhe 107 km.

Ndriçimi radio i atmosferës në valët e radios 8 dhe 32 cm nga Mars-4 AMS më 10 shkurt 1974 tregoi praninë e jonosferës së natës së Marsit me një maksimum jonizimi kryesor në një lartësi prej 110 km dhe një përqendrim elektroni prej 4.6 × 103 elektron/cm3, si dhe maksimumi dytësor në lartësinë 65 dhe 185 km.

Presioni i atmosferës

Sipas të dhënave të NASA-s për vitin 2004, presioni atmosferik në rreze mesatare është 6.36 mb. Dendësia në sipërfaqe ~0,020 kg/m3, masa totale e atmosferës ~2,5·1016 kg.
Ndryshimet në presionin atmosferik në Mars në varësi të kohës së ditës, të regjistruara nga Lander Mars Pathfinder në 1997.

Ndryshe nga Toka, masa e atmosferës marsiane ndryshon shumë gjatë gjithë vitit për shkak të shkrirjes dhe ngrirjes së kapakëve polare që përmbajnë dioksid karboni. Gjatë dimrit, 20-30 për qind e të gjithë atmosferës ngrin në kapakun polar, të përbërë nga dioksidi i karbonit. Rënia e presionit sezonal, sipas burimeve të ndryshme, janë vlerat e mëposhtme:

Sipas NASA (2004): nga 4.0 në 8.7 mbar në rreze mesatare;
Sipas Encarta (2000): 6 deri në 10 mbar;
Sipas Zubrin dhe Wagner (1996): 7 deri në 10 mbar;
Sipas zbarkuesit Viking 1: nga 6.9 në 9 mbar;
Sipas zbarkuesit Mars Pathfinder: nga 6.7 mbar.

Pellgu Hellas Impact është vendi më i thellë ku presioni më i lartë atmosferik mund të gjendet në Mars

Në vendin e uljes së sondës Mars-6 në detin Eritre, u regjistrua një presion sipërfaqësor prej 6.1 milibar, i cili në atë kohë konsiderohej presioni mesatar në planet dhe nga ky nivel u ra dakord të llogariteshin lartësitë dhe thellësitë. në Mars. Sipas të dhënave të këtij aparati, të marra gjatë zbritjes, tropopauza ndodhet në lartësinë afërsisht 30 km, ku presioni është 5·10-7 g/cm3 (si në Tokë në lartësinë 57 km).

Rajoni i Hellas (Mars) është aq i thellë sa presioni atmosferik arrin rreth 12.4 milibar, që është mbi pikën e trefishtë të ujit (~6.1 mb) dhe nën pikën e vlimit. Në një temperaturë mjaft të lartë, uji mund të ekzistojë atje në gjendje të lëngshme; Në këtë presion, megjithatë, uji vlon dhe kthehet në avull tashmë në +10 °C.

Në majën më të lartë të vullkanit Olimp 27 km, presioni mund të variojë nga 0,5 në 1 mbar (Zurek 1992).

Përpara se modulet e uljes të uleshin në sipërfaqen e Marsit, presioni u mat për shkak të dobësimit të sinjaleve radio nga sondat Mariner 4, Mariner 6 dhe Mariner 7 kur hynë në diskun marsian - 6.5 ± 2.0 mb në nivelin mesatar të sipërfaqes, që është 160 herë më pak se në Tokë; i njëjti rezultat u tregua nga vëzhgimet spektrale të anijes kozmike Mars-3. Për më tepër, në zonat që ndodhen nën nivelin mesatar (për shembull, në Amazonën marsiane), presioni, sipas këtyre matjeve, arrin 12 mb.

Që nga vitet 1930. Astronomët sovjetikë u përpoqën të përcaktonin presionin atmosferik duke përdorur metodat e fotometrisë fotografike - me shpërndarjen e shkëlqimit përgjatë diametrit të diskut në vargje të ndryshme të valëve të dritës. Për këtë qëllim, shkencëtarët francezë B. Liot dhe O. Dollfus bënë vëzhgime të polarizimit të dritës së shpërndarë nga atmosfera e Marsit. Një përmbledhje e vëzhgimeve optike u botua nga astronomi amerikan J. de Vaucouleurs në 1951, dhe ata morën një presion prej 85 mb, i mbivlerësuar pothuajse 15 herë për shkak të ndërhyrjes nga pluhuri atmosferik.

Klima

Fotografia mikroskopike e një nyje hematiti 1.3 cm e marrë nga roveri Opportunity më 2 mars 2004, tregon praninë e kaluar të ujit të lëngshëm

Klima, si në Tokë, është sezonale. Gjatë stinës së ftohtë, edhe jashtë kapelave polare, mund të krijohet ngrica e lehtë në sipërfaqe. Aparati Phoenix regjistroi reshje bore, por flokët avulluan para se të arrinin në sipërfaqe.

Sipas NASA-s (2004), temperatura mesatare është ~210 K (-63 °C). Sipas zbarkuesve Viking, diapazoni i temperaturës ditore është nga 184 K deri në 242 K (-89 në -31 °C) (Viking-1), dhe shpejtësia e erës: 2-7 m/s (verë), 5-10 m. /s (vjeshtë), 17-30 m/s (stuhi pluhuri).

Sipas të dhënave nga sonda e uljes Mars-6, temperatura mesatare e troposferës së Marsit është 228 K, në troposferë temperatura ulet mesatarisht me 2.5 gradë për kilometër, dhe stratosfera e vendosur mbi tropopauzë (30 km) ka një temperaturë pothuajse konstante prej 144 K.

Sipas studiuesve nga Qendra Carl Sagan, një proces ngrohjeje ka qenë duke u zhvilluar në Mars në dekadat e fundit. Ekspertë të tjerë besojnë se është shumë herët për të nxjerrë përfundime të tilla.

Ka prova që në të kaluarën atmosfera mund të ishte më e dendur, dhe klima mund të ishte e ngrohtë dhe e lagësht, dhe kishte ujë të lëngshëm dhe shi në sipërfaqen e Marsit. Dëshmi e kësaj hipoteze është analiza e meteorit ALH 84001, i cili tregoi se rreth 4 miliardë vjet më parë temperatura e Marsit ishte 18 ± 4 °C.

Djajtë pluhur

Djajtë e pluhurit fotografuar nga roveri Opportunity më 15 maj 2005. Numrat në këndin e poshtëm majtas tregojnë kohën në sekonda që nga kuadri i parë.

Që nga vitet 1970. Si pjesë e programit Viking, si dhe rover Opportunity dhe automjete të tjera, u regjistruan shumë djaj pluhuri. Këto janë vorbulla ajri që lindin pranë sipërfaqes së planetit dhe ngrenë sasi të mëdha rëre dhe pluhuri në ajër. Vorbullat vërehen shpesh në Tokë (në vendet anglishtfolëse quhen djajtë e pluhurit), por në Mars ato mund të arrijnë madhësi shumë më të mëdha: 10 herë më të larta dhe 50 herë më të gjera se ato në Tokë. Në mars 2005, një shakullinë pastronte panelet diellore në roverin Spirit.

Sipërfaqe

Dy të tretat e sipërfaqes së Marsit janë të zëna nga zona të lehta të quajtura kontinente, rreth një e treta janë zona të errëta të quajtura dete. Detet janë të përqendruara kryesisht në hemisferën jugore të planetit, midis 10 dhe 40° gjerësi gjeografike. Në hemisferën veriore ka vetëm dy dete të mëdha - Acidalia dhe Greater Syrtis.

Natyra e zonave të errëta është ende një çështje debati. Ato vazhdojnë pavarësisht stuhive të pluhurit që shpërthejnë në Mars. Në një kohë, kjo mbështeti supozimin se zonat e errëta ishin të mbuluara me bimësi. Tani besohet se këto janë thjesht zona nga të cilat, për shkak të topografisë së tyre, pluhuri hiqet lehtësisht. Imazhet në shkallë të gjerë tregojnë se, në fakt, zonat e errëta përbëhen nga grupe vijash dhe pikash të errëta të lidhura me kratere, kodra dhe pengesa të tjera në rrugën e erërave. Ndryshimet sezonale dhe afatgjata në madhësinë dhe formën e tyre me sa duket shoqërohen me një ndryshim në raportin e sipërfaqeve të mbuluara me lëndë të lehtë dhe të errët.

Hemisferat e Marsit ndryshojnë shumë në natyrën e sipërfaqes së tyre. Në hemisferën jugore, sipërfaqja është 1-2 km mbi mesataren dhe është e mbushur dendur me kratere. Kjo pjesë e Marsit i ngjan kontinenteve hënore. Në veri, pjesa më e madhe e sipërfaqes është nën mesataren, ka pak kratere, dhe pjesa më e madhe është fusha relativisht e lëmuar, ndoshta e formuar nga përmbytjet e llavës dhe erozioni. Ky ndryshim hemisferik mbetet një çështje debati. Kufiri ndërmjet hemisferave ndjek përafërsisht një rreth të madh të prirur 30° në ekuator. Kufiri është i gjerë dhe i parregullt dhe formon një pjerrësi drejt veriut. Përgjatë tij gjenden zonat më të gërryera të sipërfaqes marsiane.

Dy hipoteza alternative janë paraqitur për të shpjeguar asimetrinë hemisferike. Sipas njërit prej tyre, në një fazë të hershme gjeologjike, pllakat litosferike "lëvizën së bashku" (ndoshta rastësisht) në një hemisferë, si kontinenti i Pangea në Tokë, dhe më pas "ngrirë" në këtë pozicion. Një hipotezë tjetër sugjeron një përplasje midis Marsit dhe një trupi kozmik me madhësinë e Plutonit.
Harta topografike e Marsit, sipas Mars Global Surveyor, 1999.

Numri i madh i kratereve në hemisferën jugore sugjeron që sipërfaqja këtu është e lashtë - 3-4 miliardë vjet e vjetër. Ekzistojnë disa lloje krateresh: kratere të mëdha me fund të sheshtë, kratere më të vegjël dhe më të rinj në formë tasi të ngjashme me Hënën, kratere me buzë dhe kratere të ngritura. Dy llojet e fundit janë unike për Marsin - krateret me buzë të formuara ku derdhjet e lëngshme rrjedhin nëpër sipërfaqe, dhe krateret e ngritura të formuara ku një batanije e ejeksionit të kraterit mbrojti sipërfaqen nga erozioni i erës. Tipari më i madh i origjinës së ndikimit është Fusha e Hellasit (rreth 2100 km e gjerë).

Në zonën e peizazhit kaotik pranë kufirit të hemisferës, sipërfaqja pësoi zona të mëdha thyerjeje dhe ngjeshjeje, ndonjëherë të ndjekura nga erozioni (për shkak të rrëshqitjeve të dheut ose çlirimit katastrofik të ujërave nëntokësore), si dhe përmbytje nga llava e lëngshme. Peizazhet kaotike shpesh shtrihen në krye të kanaleve të mëdha të prera nga uji. Hipoteza më e pranueshme për formimin e tyre të përbashkët është shkrirja e papritur e akullit nëntokësor.

Valles Marineris në Mars

Në hemisferën veriore, përveç fushave të mëdha vullkanike, ekzistojnë dy zona të vullkaneve të mëdha - Tharsis dhe Elysium. Tharsis është një fushë e madhe vullkanike me një gjatësi prej 2000 km, që arrin një lartësi prej 10 km mbi nivelin mesatar. Ka tre vullkane të mëdha mburojash mbi të - mali Arsia, mali Pavlina dhe mali Askrian. Në buzë të Tharsis është mali Olimp, më i larti në Mars dhe në sistemin diellor. Olimpi arrin 27 km në lartësi në raport me bazën e tij dhe 25 km në raport me nivelin mesatar të sipërfaqes së Marsit, dhe mbulon një sipërfaqe prej 550 km në diametër, i rrethuar nga shkëmbinj që në disa vende arrijnë 7 km në lartësi. Vëllimi i Olimpit është 10 herë më i madh se vëllimi i vullkanit më të madh në Tokë, Mauna Kea. Këtu ndodhen edhe disa vullkane më të vogla. Elysium - një lartësi deri në gjashtë kilometra mbi mesataren, me tre vullkane - Kupola e Hecate, Mount Elysium dhe Albor Dome.

Sipas të dhënave të tjera (Faure dhe Mensing, 2007), lartësia e Olimpit është 21,287 metra mbi nivelin e tokës dhe 18 kilometra mbi zonën përreth, dhe diametri i bazës është afërsisht 600 km. Baza mbulon një sipërfaqe prej 282,600 km2. Kaldera (depresioni në qendër të vullkanit) është 70 km i gjerë dhe 3 km i thellë.

Ngritja e Tharsisit përshkohet gjithashtu nga shumë thyerje tektonike, shpesh shumë komplekse dhe të gjera. Më i madhi prej tyre, Valles Marineris, shtrihet në një drejtim gjerësor për gati 4000 km (një e katërta e perimetrit të planetit), duke arritur një gjerësi prej 600 dhe një thellësi prej 7-10 km; Ky gabim është i krahasueshëm në madhësi me përçarjen e Afrikës Lindore në Tokë. Rrëshqitjet më të mëdha të dheut në sistemin diellor ndodhin në shpatet e tij të pjerrëta. Valles Marineris është kanioni më i madh i njohur në sistemin diellor. Kanioni, i cili u zbulua nga anija kozmike Mariner 9 në 1971, mund të mbulojë të gjithë Shtetet e Bashkuara, nga oqeani në oqean.

Panorama e Kraterit Victoria e marrë nga roveri Opportunity. Ai u filmua për tre javë, midis 16 tetorit dhe 6 nëntorit 2006.

Panorama e sipërfaqes së Marsit në zonën Husband Hill, marrë nga roveri Spirit 23-28 nëntor 2005.

Akull dhe kapele polare

Kapaku polar verior në verë, foto nga Mars Global Surveyor. Gabimi i gjatë dhe i gjerë që pret kapakun në të majtë është Gabimi Verior

Pamja e Marsit ndryshon shumë në varësi të kohës së vitit. Para së gjithash, ndryshimet në kapakët polare të akullit janë të habitshme. Ata depilohen dhe zbehen, duke krijuar modele sezonale në atmosferën dhe sipërfaqen e Marsit. Kapaku polar jugor mund të arrijë një gjerësi prej 50 °, ai verior - gjithashtu 50 °. Diametri i pjesës së përhershme të kapakut polar verior është 1000 km. Ndërsa kapaku polar në një hemisferë tërhiqet në pranverë, tiparet në sipërfaqen e planetit fillojnë të errësohen.

Kapakët polare përbëhen nga dy përbërës: sezonal - dioksid karboni dhe laik - akull uji. Sipas të dhënave nga sateliti Mars Express, trashësia e kapakëve mund të shkojë nga 1 m deri në 3.7 km. Sonda Mars Odyssey zbuloi gejzerë aktivë në kapakun polar jugor të Marsit. Sipas ekspertëve të NASA-s, avionët e dioksidit të karbonit me ngrohjen e pranverës shpërthejnë lart në lartësi të mëdha, duke marrë me vete pluhurin dhe rërën.

Fotot e Marsit që tregojnë një stuhi pluhuri. Qershor - Shtator 2001

Shkrirja pranverore e kapakëve polare çon në një rritje të mprehtë të presionit atmosferik dhe lëvizjen e masave të mëdha të gazit në hemisferën e kundërt. Shpejtësia e erërave që fryjnë në këtë rast është 10-40 m/s, ndonjëherë deri në 100 m/s. Era ngre sasi të mëdha pluhuri nga sipërfaqja, duke çuar në stuhi pluhuri. Stuhitë e forta të pluhurit errësojnë pothuajse plotësisht sipërfaqen e planetit. Stuhitë e pluhurit kanë një efekt të dukshëm në shpërndarjen e temperaturës në atmosferën marsiane.

Në 1784, astronomi W. Herschel tërhoqi vëmendjen ndaj ndryshimeve sezonale në madhësinë e kapakëve polare, në analogji me shkrirjen dhe ngrirjen e akullit në rajonet polare të Tokës. Në vitet 1860. Astronomi francez E. Lie vëzhgoi një valë errësimi rreth kapakut polar të pranverës që shkrihej, e cila më pas u interpretua nga hipoteza e përhapjes së ujit të shkrirë dhe rritjes së bimësisë. Matjet spektrometrike që u kryen në fillim të shekullit të 20-të. në Observatorin Lovell në Flagstaff nga W. Slifer, megjithatë, nuk tregoi praninë e një linje klorofili, pigmenti jeshil i bimëve tokësore.

Nga fotografitë e Mariner 7, ishte e mundur të përcaktohej se kapakët e akullit polare janë disa metra të trasha, dhe temperatura e matur prej 115 K (-158 °C) konfirmoi mundësinë që ai të përbëhet nga dioksidi i karbonit i ngrirë - "akulli i thatë".

Kodra, e cila quhet Malet Mitchell, e vendosur pranë polit jugor të Marsit, duket si një ishull i bardhë kur kapaku polar shkrihet, pasi akullnajat në male shkrihen më vonë, përfshirë edhe në Tokë.

Të dhënat nga Sateliti i Zbulimit të Marsit bënë të mundur zbulimin e një shtrese të konsiderueshme akulli nën gërvishtjet shkëmbore në rrëzë të maleve. Akullnaja, qindra metra e trashë, mbulon një sipërfaqe prej mijëra kilometrash katrorë dhe studimi i mëtejshëm i saj mund të sigurojë informacione për historinë e klimës marsiane.

Shtretër "lumi" dhe veçori të tjera

Ka shumë formacione gjeologjike në Mars që i ngjajnë erozionit ujor, veçanërisht shtretërit e lumenjve të thatë. Sipas një hipoteze, këto kanale mund të ishin formuar si rezultat i ngjarjeve katastrofike afatshkurtra dhe nuk janë dëshmi e ekzistencës afatgjatë të sistemit lumor. Megjithatë, provat e fundit sugjerojnë se lumenjtë kanë rrjedhur gjatë periudhave kohore të rëndësishme gjeologjikisht. Në veçanti, u zbuluan kanale të përmbysura (d.m.th., kanale të ngritura mbi zonën përreth). Në Tokë, formacione të tilla formohen për shkak të akumulimit afatgjatë të sedimenteve të dendura fundore, të ndjekura nga tharja dhe gërryerja e shkëmbinjve përreth. Përveç kësaj, ka prova të zhvendosjes së kanaleve në deltën e lumit ndërsa sipërfaqja rritet gradualisht.

Në hemisferën jugperëndimore, në kraterin Eberswalde, u zbulua një deltë lumi me një sipërfaqe prej rreth 115 km2. Lumi që lau deltën ishte më shumë se 60 km i gjatë.

Të dhënat nga roverët e NASA-s në Mars Spirit dhe Opportunity tregojnë gjithashtu praninë e ujit në të kaluarën (u gjetën minerale që mund të ishin formuar vetëm si rezultat i ekspozimit të zgjatur ndaj ujit). Aparati Phoenix zbuloi depozita akulli direkt në tokë.

Përveç kësaj, në faqet e kodrave u zbuluan vija të errëta, që tregojnë shfaqjen e ujit të kripur të lëngshëm në sipërfaqe në kohët moderne. Ato shfaqen menjëherë pas fillimit të verës dhe zhduken në dimër, "rrjedhin" pengesa të ndryshme, bashkohen dhe ndryshojnë. "Është e vështirë të imagjinohet se struktura të tilla mund të jenë formuar nga diçka tjetër përveç rrjedhave të lëngjeve," tha shkencëtari i NASA-s Richard Zurek.

Disa puse të thella të pazakonta janë zbuluar në malin vullkanik Tharsis. Duke gjykuar nga imazhi i Satelitit të Zbulimit Mars të marrë në vitin 2007, njëri prej tyre ka një diametër prej 150 metrash, dhe pjesa e ndriçuar e murit shkon jo më pak se 178 metra e thellë. Është hedhur një hipotezë për origjinën vullkanike të këtyre formacioneve.

Abutare

Përbërja elementare e shtresës sipërfaqësore të tokës marsiane, sipas të dhënave nga zbarkuesit, nuk është e njëjtë në vende të ndryshme. Përbërësi kryesor i tokës është silici (20-25%), që përmban një përzierje të hidrateve të oksidit të hekurit (deri në 15%), duke i dhënë tokës një ngjyrë të kuqërremtë. Ka papastërti të konsiderueshme të komponimeve të squfurit, kalciumit, aluminit, magnezit dhe natriumit (disa përqind për secilin).

Sipas të dhënave nga sonda Phoenix e NASA-s (ulja në Mars më 25 maj 2008), raporti i pH dhe disa parametra të tjerë të tokave marsiane janë afër atyre në Tokë dhe teorikisht do të ishte e mundur të rriteshin bimë mbi to. "Në fakt, ne zbuluam se toka në Mars i plotëson kërkesat dhe gjithashtu përmban elementët e nevojshëm për shfaqjen dhe mirëmbajtjen e jetës si në të kaluarën, të tashmen dhe të ardhmen", tha kimisti kryesor në projekt, Sam Coonaves. Gjithashtu, sipas tij, shumë njerëz mund ta gjejnë këtë lloj toke alkaline në “oborrin e shtëpisë së tyre” dhe është mjaft i përshtatshëm për rritjen e shpargut.

Ekziston gjithashtu një sasi e konsiderueshme akulli uji në tokë në vendin e uljes. Orbiteri i Mars Odyssey zbuloi gjithashtu se ka depozita akulli uji nën sipërfaqen e planetit të kuq. Më vonë, ky supozim u konfirmua nga pajisje të tjera, por çështja e pranisë së ujit në Mars u zgjidh përfundimisht në vitin 2008, kur sonda Phoenix, e cila u ul pranë polit verior të planetit, mori ujë nga toka marsiane.

Gjeologjia dhe struktura e brendshme

Në të kaluarën, në Mars, si në Tokë, kishte lëvizje të pllakave litosferike. Kjo konfirmohet nga karakteristikat e fushës magnetike të Marsit, vendndodhjet e disa vullkaneve, për shembull, në provincën e Tharsis, si dhe nga forma e Valles Marineris. Gjendja aktuale, kur vullkanet mund të ekzistojnë për një kohë shumë më të gjatë se në Tokë dhe të arrijnë madhësi gjigante, sugjeron që tani kjo lëvizje mungon. Kjo mbështetet nga fakti se vullkanet e mburojës rriten si rezultat i shpërthimeve të përsëritura nga e njëjta ndenja për një periudhë të gjatë kohore. Në Tokë, për shkak të lëvizjes së pllakave litosferike, pikat vullkanike ndryshonin vazhdimisht pozicionin e tyre, gjë që kufizoi rritjen e vullkaneve të mburojës dhe ndoshta nuk i lejonte ata të arrinin lartësi si në Mars. Nga ana tjetër, ndryshimi në lartësinë maksimale të vullkaneve mund të shpjegohet me faktin se për shkak të gravitetit më të ulët në Mars, është e mundur të ndërtohen struktura më të larta që nuk do të shemben nën peshën e tyre.

Krahasimi i strukturës së Marsit dhe planetëve të tjerë tokësorë

Modelet aktuale të strukturës së brendshme të Marsit sugjerojnë se Marsi përbëhet nga një kore me një trashësi mesatare prej 50 km (dhe një trashësi maksimale deri në 130 km), një mantel silikat me një trashësi prej 1800 km dhe një bërthamë me një rreze prej 1480 km. Dendësia në qendër të planetit duhet të arrijë 8.5 g/cm2. Bërthama është pjesërisht e lëngshme dhe përbëhet kryesisht nga hekuri me një përzierje prej 14-17% (në masë) squfuri, dhe përmbajtja e elementeve të lehta është dy herë më e lartë se në bërthamën e Tokës. Sipas vlerësimeve moderne, formimi i bërthamës përkoi me periudhën e vullkanizmit të hershëm dhe zgjati rreth një miliard vjet. Shkrirja e pjesshme e silikateve të mantelit zgjati afërsisht të njëjtën kohë. Për shkak të gravitetit më të ulët në Mars, diapazoni i presionit në mantelin marsian është shumë më i vogël se në Tokë, që do të thotë se ka më pak kalime fazore. Supozohet se kalimi fazor i olivinës në modifikimin e spinelit fillon në thellësi mjaft të mëdha - 800 km (400 km në Tokë). Natyra e relievit dhe veçoritë e tjera sugjerojnë praninë e një astenosfere, e përbërë nga zona të lëndës pjesërisht të shkrirë. Një hartë e detajuar gjeologjike është përpiluar për disa zona të Marsit.

Sipas vëzhgimeve nga orbita dhe analizave të një koleksioni meteorësh marsianë, sipërfaqja e Marsit përbëhet kryesisht nga bazalt. Ka disa prova që sugjerojnë se në pjesë të sipërfaqes marsiane materiali është më i pasur me kuarc se bazalti i zakonshëm dhe mund të jetë i ngjashëm me shkëmbinjtë andezit në Tokë. Sidoqoftë, të njëjtat vëzhgime mund të interpretohen në favor të pranisë së xhamit kuarci. Pjesa më e madhe e shtresës më të thellë përbëhet nga pluhuri i grimcuar i oksidit të hekurit.

Fusha magnetike e Marsit

Një fushë magnetike e dobët është zbuluar pranë Marsit.

Sipas leximeve të magnetometrave të stacioneve Mars-2 dhe Mars-3, forca e fushës magnetike në ekuator është rreth 60 gama, në polin 120 gama, e cila është 500 herë më e dobët se ajo e tokës. Sipas të dhënave të AMS Mars-5, forca e fushës magnetike në ekuator ishte 64 gama, dhe momenti magnetik ishte 2.4 1022 cm2 eersted.

Fusha magnetike e Marsit është jashtëzakonisht e paqëndrueshme; në pika të ndryshme të planetit forca e saj mund të ndryshojë nga 1.5 në 2 herë, dhe polet magnetike nuk përkojnë me ato fizike. Kjo sugjeron që bërthama e hekurit e Marsit është relativisht e palëvizshme në lidhje me koren e tij, domethënë, mekanizmi i dinamës planetare përgjegjës për fushën magnetike të Tokës nuk funksionon në Mars. Edhe pse Marsi nuk ka një fushë magnetike planetare të qëndrueshme, vëzhgimet kanë treguar se pjesë të kores planetare janë magnetizuar dhe se polet magnetike të këtyre pjesëve kanë ndryshuar në të kaluarën. Magnetizimi i këtyre pjesëve doli të ishte i ngjashëm me anomalitë magnetike të shiritit në oqeanet e botës.

Një teori, e botuar në 1999 dhe e ritestuar në 2005 (me ndihmën e Mars Global Surveyor pa pilot), këto vija tregojnë tektonikën e pllakave 4 miliardë vjet më parë përpara se dinamo e planetit të pushonte së funksionuari, duke shkaktuar një dobësim të mprehtë të fushës magnetike. Arsyet për këtë dobësim të mprehtë janë të paqarta. Ekziston një supozim se funksionimi i dinamos 4 miliardë. vite më parë shpjegohet me praninë e një asteroidi që rrotullohej në një distancë prej 50-75 mijë kilometra rreth Marsit dhe shkaktoi paqëndrueshmëri në bërthamën e tij. Më pas asteroidi ra në kufirin Roche dhe u shemb. Megjithatë, vetë ky shpjegim përmban paqartësi dhe është i diskutueshëm në komunitetin shkencor.

Histori gjeologjike

Mozaik global me 102 imazhe të orbitës Viking 1 nga 22 shkurt 1980.

Ndoshta në të kaluarën e largët, si rezultat i një përplasjeje me një trup të madh qiellor, rrotullimi i bërthamës u ndal, si dhe humbja e vëllimit kryesor të atmosferës. Humbja e fushës magnetike besohet të ketë ndodhur rreth 4 miliardë vjet më parë. Për shkak të dobësisë së fushës magnetike, era diellore depërton pothuajse e papenguar në atmosferën marsiane, dhe shumë nga reaksionet fotokimike nën ndikimin e rrezatimit diellor që ndodhin në jonosferë dhe më lart në Tokë mund të vërehen në Mars pothuajse në momentin e tij. sipërfaqe.

Historia gjeologjike e Marsit përfshin tre epokat e mëposhtme:

Epoka Noachian (e quajtur sipas "Tokës Noachian", një rajon i Marsit): Formimi i sipërfaqes më të vjetër të mbijetuar të Marsit. Zgjati nga 4.5 miliardë në 3.5 miliardë vjet më parë. Gjatë kësaj epoke, sipërfaqja ishte e plagosur nga krateret e shumta. Në këtë periudhë është formuar ndoshta pllaja e Tharsisit, me rrjedhje intensive uji më vonë.

Epoka Hesperia: nga 3.5 miliardë vjet më parë në 2.9 - 3.3 miliardë vjet më parë. Kjo epokë shënohet nga formimi i fushave të mëdha llave.

Epoka e Amazonës (e emërtuar sipas "Rrafshit të Amazonës" në Mars): 2.9-3.3 miliardë vjet më parë deri në ditët e sotme. Zonat e formuara gjatë kësaj epoke kanë shumë pak kratere meteoritësh, por përndryshe janë krejtësisht të ndryshme. Mali Olimp u formua gjatë kësaj periudhe. Në këtë kohë, rrjedhat e lavës po përhapeshin në pjesë të tjera të Marsit.

Hënat e Marsit

Satelitët natyrorë të Marsit janë Phobos dhe Deimos. Të dy u zbuluan nga astronomi amerikan Asaph Hall në 1877. Phobos dhe Deimos janë të parregullt në formë dhe shumë të vogla në madhësi. Sipas një hipoteze, ata mund të përfaqësojnë asteroidë si (5261) Eureka nga grupi trojan i asteroidëve të kapur nga fusha gravitacionale e Marsit. Satelitët janë emëruar sipas personazheve që shoqërojnë perëndinë Ares (domethënë Marsin), Phobos dhe Deimos, duke personifikuar frikën dhe tmerrin që ndihmuan perëndinë e luftës në beteja.

Të dy satelitët rrotullohen rreth boshteve të tyre me të njëjtën periudhë si rreth Marsit, kështu që ata gjithmonë përballen me të njëjtën anë drejt planetit. Ndikimi baticës i Marsit ngadalëson gradualisht lëvizjen e Phobos dhe përfundimisht do të çojë në rënien e satelitit në Mars (nëse trendi aktual vazhdon), ose në shpërbërjen e tij. Përkundrazi, Deimos po largohet nga Marsi.

Të dy satelitët kanë një formë që i afrohet një elipsoidi triaksial, Phobos (26.6x22.2x18.6 km) është pak më i madh se Deimos (15x12.2x10.4 km). Sipërfaqja e Deimos duket shumë më e lëmuar për faktin se shumica e kratereve janë të mbuluara me material të grimcuar. Natyrisht, në Phobos, i cili është më afër planetit dhe më masiv, substanca e hedhur gjatë goditjeve të meteorit ose shkaktoi goditje të përsëritura në sipërfaqe ose ra në Mars, ndërsa në Deimos mbeti në orbitë rreth satelitit për një kohë të gjatë, duke u vendosur gradualisht. dhe fshehjen e terrenit të pabarabartë.

Jeta në Mars

Ideja popullore se Marsi ishte i banuar nga marsianë inteligjentë u përhap gjerësisht në fund të shekullit të 19-të.

Vëzhgimet e Schiaparelli të të ashtuquajturave kanale, të kombinuara me librin e Percival Lowell për të njëjtën temë, popullarizuan idenë e një planeti klima e të cilit po bëhej më e thatë, më e ftohtë, po vdiste dhe në të cilin ekzistonte një qytetërim i lashtë që kryente punë vaditëse.

Pamje dhe njoftime të tjera të shumta nga njerëz të famshëm kanë shkaktuar të ashtuquajturën “Ethet e Marsit” rreth kësaj teme. Në 1899, ndërsa studionte ndërhyrjen atmosferike në sinjalet radio duke përdorur marrës në Observatorin e Kolorados, shpikësi Nikola Tesla vëzhgoi një sinjal të përsëritur. Më pas ai sugjeroi se mund të ishte një sinjal radio nga planetë të tjerë, si Marsi. Në një intervistë të vitit 1901, Tesla tha se kishte idenë se ndërhyrja mund të shkaktohej artificialisht. Edhe pse ai nuk mundi të deshifronte domethënien e tyre, e kishte të pamundur që ato të lindnin krejtësisht rastësisht. Sipas tij, kjo ishte një përshëndetje nga një planet në tjetrin.

Teoria e Teslës ngjalli mbështetjen entuziaste të fizikanit të famshëm britanik William Thomson (Lord Kelvin), i cili, duke vizituar Shtetet e Bashkuara në 1902, tha se sipas mendimit të tij Tesla kishte kapur sinjalin nga marsianët e dërguar në Shtetet e Bashkuara. Sidoqoftë, Kelvin më pas filloi ta mohonte me forcë këtë deklaratë përpara se të largohej nga Amerika: "Në fakt, thashë se banorët e Marsit, nëse do të ekzistonin, sigurisht që mund të shihnin Nju Jorkun, veçanërisht dritën e energjisë elektrike".

Sot, prania e ujit të lëngshëm në sipërfaqen e tij konsiderohet si kusht për zhvillimin dhe mirëmbajtjen e jetës në planet. Ekziston gjithashtu një kërkesë që orbita e planetit të jetë në të ashtuquajturën zonë të banueshme, e cila për Sistemin Diellor fillon pas Venusit dhe përfundon me boshtin gjysmë të madh të orbitës së Marsit. Gjatë perihelionit, Marsi është brenda kësaj zone, por një atmosferë e hollë me presion të ulët parandalon shfaqjen e ujit të lëngshëm në një zonë të madhe për një periudhë të gjatë. Provat e fundit sugjerojnë se çdo ujë në sipërfaqen e Marsit është shumë i kripur dhe acid për të mbështetur jetën e përhershme si Toka.

Mungesa e një magnetosfere dhe atmosfera jashtëzakonisht e hollë e Marsit janë gjithashtu një sfidë për të mbështetur jetën. Ekziston një lëvizje shumë e dobët e rrjedhave të nxehtësisë në sipërfaqen e planetit; ai është i izoluar dobët nga bombardimet nga grimcat e erës diellore; përveç kësaj, kur nxehet, uji avullon menjëherë, duke anashkaluar gjendjen e lëngshme për shkak të presionit të ulët. Marsi është gjithashtu në prag të të ashtuquajturit. "vdekja gjeologjike". Fundi i aktivitetit vullkanik me sa duket ndaloi qarkullimin e mineraleve dhe elementeve kimike midis sipërfaqes dhe brendësisë së planetit.

Provat sugjerojnë se planeti më parë ishte shumë më i prirur për të mbështetur jetën sesa tani. Megjithatë, deri më sot, mbi të nuk janë gjetur mbetje të organizmave. Programi Viking, i kryer në mesin e viteve 1970, kreu një sërë eksperimentesh për të zbuluar mikroorganizmat në tokën marsiane. Ajo ka prodhuar rezultate pozitive, të tilla si një rritje e përkohshme e emetimeve të CO2 kur grimcat e tokës vendosen në ujë dhe në mjedisin e rritjes. Sidoqoftë, atëherë kjo dëshmi e jetës në Mars u kundërshtua nga disa shkencëtarë [nga kush?]. Kjo çoi në mosmarrëveshjen e tyre të gjatë me shkencëtarin e NASA-s Gilbert Levin, i cili pretendoi se Vikingu kishte zbuluar jetën. Pas rivlerësimit të të dhënave të Vikingëve në dritën e njohurive aktuale shkencore rreth ekstremofilëve, u përcaktua se eksperimentet e kryera nuk ishin mjaft të avancuara për të zbuluar këto forma jete. Për më tepër, këto teste madje mund të vrasin organizmat edhe nëse ato janë të përfshira në mostra. Testet e kryera si pjesë e programit Phoenix treguan se toka ka një pH shumë alkaline dhe përmban magnez, natrium, kalium dhe klorur. Ka mjaft lëndë ushqyese në tokë për të mbështetur jetën, por format e jetës duhet të mbrohen nga rrezet e forta ultravjollcë.

Është interesante se në disa meteoritë me origjinë marsiane u gjetën formacione që kanë formë si bakteret më të thjeshta, megjithëse janë inferiorë në madhësi ndaj organizmave më të vegjël tokësorë. Një meteorit i tillë është ALH 84001, i gjetur në Antarktidë në 1984.

Bazuar në vëzhgimet nga Toka dhe të dhënat nga anija kozmike Mars Express, metani u zbulua në atmosferën e Marsit. Në kushtet e Marsit, ky gaz dekompozohet mjaft shpejt, kështu që duhet të ketë një burim të vazhdueshëm rimbushjeje. Një burim i tillë mund të jetë ose aktiviteti gjeologjik (por nuk janë gjetur vullkane aktive në Mars) ose aktiviteti i baktereve.

Vëzhgime astronomike nga sipërfaqja e Marsit

Pas uljes së automjeteve automatike në sipërfaqen e Marsit, u bë e mundur kryerja e vëzhgimeve astronomike direkt nga sipërfaqja e planetit. Për shkak të pozicionit astronomik të Marsit në sistemin diellor, karakteristikave të atmosferës, periudhës orbitale të Marsit dhe satelitëve të tij, fotografia e qiellit të natës së Marsit (dhe fenomeneve astronomike të vëzhguara nga planeti) ndryshon nga ajo në Tokë dhe në shumë mënyra duket e pazakontë dhe interesante.

Ngjyra e qiellit në Mars

Gjatë lindjes së diellit dhe perëndimit të diellit, qielli marsian në zenit ka një ngjyrë të kuqërremtë-rozë, dhe në afërsi të diskut diellor - nga blu në vjollcë, e cila është krejtësisht e kundërt me pamjen e agimeve tokësore.

Në mesditë, qielli i Marsit është i verdhë-portokalli. Arsyeja për ndryshime të tilla nga ngjyrat e qiellit të tokës janë vetitë e atmosferës së hollë, të rrallë, që përmban pluhur të Marsit. Në Mars, shpërndarja e rrezeve Rayleigh (që në Tokë është arsyeja e ngjyrës blu të qiellit) luan një rol të parëndësishëm, efekti i tij është i dobët. Me sa duket, ngjyra e verdhë-portokalli e qiellit shkaktohet gjithashtu nga prania e 1% magnetit në grimcat e pluhurit të pezulluara vazhdimisht në atmosferën marsiane dhe të ngritura nga stuhitë sezonale të pluhurit. Muzgu fillon shumë përpara lindjes së diellit dhe zgjat shumë pas perëndimit të diellit. Ndonjëherë ngjyra e qiellit marsian merr një nuancë vjollce si rezultat i shpërndarjes së dritës mbi mikrogrimcat e akullit të ujit në re (kjo e fundit është një fenomen mjaft i rrallë).

Dielli dhe planetët

Madhësia këndore e Diellit e vëzhguar nga Marsi është më e vogël se ajo e dukshme nga Toka dhe është 2/3 e kësaj të fundit. Mërkuri nga Marsi do të jetë praktikisht i paarritshëm për vëzhgim me sy të lirë për shkak të afërsisë së tij ekstreme me Diellin. Planeti më i ndritshëm në qiellin e Marsit është Venusi, Jupiteri është në vendin e dytë (katër satelitët e tij më të mëdhenj mund të vëzhgohen pa teleskop), dhe Toka është në vendin e tretë.

Toka është një planet i brendshëm për Marsin, ashtu siç është Venusi për Tokën. Prandaj, nga Marsi, Toka vërehet si një yll i mëngjesit ose i mbrëmjes, që ngrihet para agimit ose i dukshëm në qiellin e mbrëmjes pas perëndimit të diellit.

Zgjatimi maksimal i Tokës në qiellin e Marsit do të jetë 38 gradë. Me sy të lirë, Toka do të jetë e dukshme si një yll i ndritshëm (madhësia maksimale e dukshme rreth -2.5) me ngjyrë të gjelbër, pranë të cilit ylli i verdhë dhe më i zbehtë (rreth 0.9) i Hënës do të jetë lehtësisht i dukshëm. Nëpërmjet një teleskopi, të dy objektet do të tregojnë të njëjtat faza. Rrotullimi i Hënës rreth Tokës do të vëzhgohet nga Marsi si më poshtë: në distancën maksimale këndore të Hënës nga Toka, syri i lirë mund të ndajë lehtësisht Hënën dhe Tokën: pas një jave, "yjet" e Hëna dhe Toka do të bashkohen në një yll të vetëm, të pandashëm nga syri; pas një jave, Hëna do të jetë përsëri e dukshme në distancën e saj maksimale, por në anën tjetër nga Toka. Herë pas here, një vëzhgues në Mars do të jetë në gjendje të shohë kalimin (transitin) e Hënës nëpër diskun e Tokës ose, anasjelltas, mbulimin e Hënës nga disku i Tokës. Distanca maksimale e dukshme e Hënës nga Toka (dhe shkëlqimi i tyre i dukshëm) kur vëzhgohet nga Marsi do të ndryshojë ndjeshëm në varësi të pozicioneve relative të Tokës dhe Marsit, dhe, në përputhje me rrethanat, nga distanca midis planetëve. Në epokat e kundërshtimit do të jetë rreth 17 minuta hark, në distancën maksimale midis Tokës dhe Marsit - 3.5 minuta hark. Toka, si planetët e tjerë, do të vëzhgohet në brezin e yjësive të Zodiakut. Një astronom në Mars do të jetë gjithashtu në gjendje të vëzhgojë kalimin e Tokës nëpër diskun e Diellit, më i afërti që ndodh më 10 nëntor 2084.

Satelitët - Phobos dhe Deimos

Kalimi i Fobos nëpër diskun diellor. Foto nga Opportunity

Fobos, kur vëzhgohet nga sipërfaqja e Marsit, ka një diametër të dukshëm prej rreth 1/3 e diskut të Hënës në qiellin e Tokës dhe një magnitudë të dukshme prej rreth -9 (përafërsisht e njëjtë me Hënën në fazën e saj të katërt të parë). Fobos ngrihet në perëndim dhe perëndon në lindje, për t'u ngritur përsëri 11 orë më vonë, duke kaluar kështu qiellin marsian dy herë në ditë. Lëvizja e kësaj hëne të shpejtë nëpër qiell do të jetë lehtësisht e dukshme gjatë gjithë natës, ashtu si edhe fazat e ndryshimit. Syri i lirë do të jetë në gjendje të dallojë tiparin më të madh të relievit të Phobos - kraterin Stickney. Deimos ngrihet në lindje dhe perëndon në perëndim, shfaqet si një yll i ndritshëm pa një disk të dukshëm të dukshëm, rreth madhësisë -5 (pak më e ndritshme se Venusi në qiellin e Tokës), duke kaluar ngadalë qiellin gjatë rrjedhës së 2.7 ditëve marsiane. Të dy satelitët mund të vëzhgohen në qiellin e natës në të njëjtën kohë, në këtë rast Phobos do të lëvizë drejt Deimos.

Të dy Phobos dhe Deimos janë mjaft të shndritshëm që objektet në sipërfaqen e Marsit të hedhin hije të qarta gjatë natës. Të dy satelitët kanë një prirje relativisht të ulët orbitale ndaj ekuatorit të Marsit, gjë që përjashton vëzhgimin e tyre në gjerësinë e lartë veriore dhe jugore të planetit: për shembull, Phobos nuk ngrihet kurrë mbi horizontin në veri të 70.4° N. w. ose në jug të 70,4° J. sh.; për Deimos këto vlera janë 82.7° N. w. dhe 82,7° J. w. Në Mars, mund të vërehet një eklips i Phobos dhe Deimos teksa hyjnë në hijen e Marsit, si dhe një eklips i Diellit, i cili është vetëm unazor për shkak të madhësisë së vogël këndore të Phobos në krahasim me diskun diellor.

Sfera qiellore

Poli i Veriut në Mars, për shkak të pjerrësisë së boshtit të planetit, ndodhet në yjësinë Cygnus (koordinatat ekuatoriale: ngjitja djathtas 21h 10m 42s, pjerrësia +52° 53.0? dhe nuk shënohet nga një yll i ndritshëm: më i afërti me Poli është një yll i zbehtë me madhësi të gjashtë BD +52 2880 (përcaktimet e tjera të tij janë HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Poli qiellor jugor (koordinatat 9h 10m 42s dhe -52° 53.0) ndodhet një çift i Kappa Parus (magnitudë e dukshme 2.5) - e tij, në parim, mund të konsiderohet Ylli i Polit të Jugut të Marsit.

Konstelacionet zodiakale të ekliptikës marsiane janë të ngjashme me ato të vëzhguara nga Toka, me një ndryshim: kur vëzhgoni lëvizjen vjetore të Diellit midis yjësive, ai (si planetët e tjerë, përfshirë Tokën), duke lënë pjesën lindore të plejadës së Peshqve. , do të kalojë për 6 ditë përmes pjesës veriore të yjësisë Cetus para se si të rihyhet në Peshqit perëndimor.

Historia e eksplorimit të Marsit

Eksplorimi i Marsit filloi shumë kohë më parë, 3.5 mijë vjet më parë, në Egjiptin e Lashtë. Raportet e para të detajuara mbi pozicionin e Marsit u përpiluan nga astronomët babilonas, të cilët zhvilluan një sërë metodash matematikore për të parashikuar pozicionin e planetit. Duke përdorur të dhëna nga egjiptianët dhe babilonasit, filozofët dhe astronomët e lashtë grekë (helenistë) zhvilluan një model të detajuar gjeocentrik për të shpjeguar lëvizjen e planetëve. Disa shekuj më vonë, astronomët indianë dhe islamikë vlerësuan madhësinë e Marsit dhe distancën e tij nga Toka. Në shekullin e 16-të, Nicolaus Copernicus propozoi një model heliocentrik për të përshkruar sistemin diellor me orbita rrethore planetare. Rezultatet e tij u rishikuan nga Johannes Kepler, i cili prezantoi një orbitë më të saktë eliptike të Marsit, që përkon me atë të vëzhguar.

Në vitin 1659, Francesco Fontana, duke parë Marsin përmes një teleskopi, bëri vizatimin e parë të planetit. Ai përshkroi një njollë të zezë në qendër të një sfere të përcaktuar qartë.

Në vitin 1660, dy kapele polare iu shtuan pikës së zezë, të shtuar nga Jean Dominique Cassini.

Në 1888, Giovanni Schiaparelli, i cili studioi në Rusi, u dha emrat e parë veçorive individuale të sipërfaqes: detet e Afërditës, Eritresë, Adriatikut, Cimerianit; liqenet Sun, Lunnoe dhe Phoenix.

Kulmi i vëzhgimeve teleskopike të Marsit ndodhi në fund të shekullit të 19-të - mesi i shekullit të 20-të. Kjo është kryesisht për shkak të interesit publik dhe polemikave të njohura shkencore që rrethojnë kanalet e vëzhguara marsiane. Ndër astronomët e epokës së para-hapësirës që kryen vëzhgime teleskopike të Marsit gjatë kësaj periudhe, më të njohurit janë Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Ishin ata që hodhën themelet e areografisë dhe përpiluan hartat e para të detajuara të sipërfaqes së Marsit - megjithëse ato doli të ishin pothuajse plotësisht të pasakta pasi sondat automatike fluturuan në Mars.

Kolonizimi i Marsit

Paraqitja e vlerësuar e Marsit pas terraformimit

Kushtet natyrore relativisht afër atyre në Tokë e bëjnë këtë detyrë disi më të lehtë. Në veçanti, ka vende në Tokë në të cilat kushtet natyrore janë të ngjashme me ato në Mars. Temperaturat jashtëzakonisht të ulëta në Arktik dhe Antarktidë janë të krahasueshme edhe me temperaturat më të ftohta në Mars, dhe ekuatori i Marsit mund të jetë po aq i ngrohtë (+20°C) në muajt e verës sa në Tokë. Ka edhe shkretëtira në Tokë që janë të ngjashme në pamje me peizazhin marsian.

Por ka dallime të rëndësishme midis Tokës dhe Marsit. Në veçanti, fusha magnetike e Marsit është afërsisht 800 herë më e dobët se ajo e Tokës. Së bashku me një atmosferë të rrallë (qindra herë në krahasim me Tokën), kjo rrit sasinë e rrezatimit jonizues që arrin në sipërfaqen e saj. Matjet e kryera nga anija kozmike pa pilot amerikan Mars Odyssey treguan se rrezatimi i sfondit në orbitën e Marsit është 2.2 herë më i lartë se rrezatimi i sfondit në Stacionin Ndërkombëtar të Hapësirës. Doza mesatare ishte afërsisht 220 miliradë në ditë (2,2 miliradë në ditë ose 0,8 gri në vit). Sasia e rrezatimit të marrë si rezultat i të qenit në një sfond të tillë për tre vjet po i afrohet kufijve të vendosur të sigurisë për astronautët. Në sipërfaqen e Marsit, rrezatimi i sfondit është disi më i ulët dhe doza është 0,2-0,3 Gy në vit, duke ndryshuar ndjeshëm në varësi të terrenit, lartësisë dhe fushave magnetike lokale.

Përbërja kimike e mineraleve të zakonshme në Mars është më e larmishme se ajo e trupave të tjerë qiellorë pranë Tokës. Sipas korporatës 4Frontiers, ka mjaft prej tyre për të furnizuar jo vetëm Marsin, por edhe Hënën, Tokën dhe rripin e asteroideve.

Koha e fluturimit nga Toka në Mars (me teknologjitë aktuale) është 259 ditë në një gjysmë elips dhe 70 ditë në një parabolë. Për të komunikuar me kolonitë e mundshme mund të përdoret komunikimi me radio, i cili ka një vonesë 3-4 minuta në çdo drejtim gjatë afrimit më të afërt të planetëve (që përsëritet çdo 780 ditë) dhe rreth 20 minuta. në distancën maksimale të planetëve; shih Konfigurimi (astronomi).

Deri më sot, asnjë hap praktik nuk është ndërmarrë për të kolonizuar Marsin, por zhvillimi i kolonizimit është duke u zhvilluar, për shembull, projekti Centenary Spaceship, zhvillimi i një moduli të banueshëm për të qëndruar në planetin Deep Space Habitat.