Mars'ın atmosferi. Mars atmosferi hakkında genel bilgi Atmosfer Mars'ın sıcaklık rejimini nasıl etkiler?

Her gezegen bir takım özellikler bakımından diğerlerinden farklıdır. İnsanlar bulunan diğer gezegenleri iyi tanıdıkları gezegenle karşılaştırırlar, ancak mükemmel bir şekilde değil - bu Dünya gezegenidir. Sonuçta bu mantıklı, gezegenimizde yaşam ortaya çıkabilir, bu da bizimkine benzer bir gezegen ararsanız orada da yaşam bulmanın mümkün olacağı anlamına gelir. Bu karşılaştırmalar nedeniyle gezegenlerin kendilerine ait ayırt edici özellikler. Örneğin Satürn'ün güzel halkaları var, bu yüzden Satürn'e güneş sistemindeki en güzel gezegen deniyor. Jüpiter güneş sistemindeki en büyük gezegendir ve bu Jüpiter'in bir özelliğidir. Peki Mars'ın özellikleri neler? Bu makalenin konusu budur.

Güneş sistemindeki birçok gezegen gibi Mars'ın da uyduları vardır. Toplamda Mars'ın iki uydusu vardır: Phobos ve Deimos. Uydular isimlerini Yunanlılardan almıştır. Phobos ve Deimos, Ares'in (Mars) oğullarıydı ve tıpkı bu iki uydunun Mars'a her zaman yakın olması gibi, babalarına da her zaman yakındılar. Çeviride "Phobos" "korku", "Deimos" ise "dehşet" anlamına gelir.

Phobos, yörüngesi gezegene çok yakın olan bir uydudur. Tüm güneş sistemindeki bir gezegene en yakın uydudur. Mars yüzeyinden Phobos'a olan mesafe 9380 kilometredir. Uydu, Mars'ın yörüngesinde 7 saat 40 dakikalık bir frekansla dönüyor. Phobos'un Mars çevresinde üçten biraz fazla devrim yapmayı başardığı, Mars'ın ise kendi ekseni etrafında bir devrim yaptığı ortaya çıktı.

Deimos, güneş sistemindeki en küçük uydudur. Uydunun boyutları 15x12,4x10,8 km'dir. Uydudan gezegenin yüzeyine olan mesafe ise 23.450 bin km'dir. Deimos'un Mars etrafındaki yörünge periyodu 30 saat 20 dakikadır; bu, gezegenin kendi ekseni etrafında dönmesi için gereken süreden biraz daha uzundur. Mars'taysanız, Phobos batıda yükselecek ve doğuda batacak ve günde üç devrim yapacak, Deimos ise tam tersine doğuda yükselecek ve batıda batacak ve gezegenin etrafında yalnızca bir devrim yapacak. .

Mars'ın Özellikleri ve Atmosferi

Mars'ın temel özelliklerinden biri yaratılmış olmasıdır. Mars'taki atmosfer oldukça ilginç. Artık Mars'ın atmosferi çok ince, gelecekte Mars'ın atmosferini tamamen kaybetmesi mümkün. Mars atmosferinin özellikleri, bir zamanlar Mars'ın ana gezegenimizle aynı atmosfere ve havaya sahip olmasıdır. Ancak evrimi sırasında Kızıl Gezegen atmosferinin neredeyse tamamını kaybetti. Artık Kızıl Gezegenin atmosferinin basıncı gezegenimizin basıncının yalnızca %1'i kadardır. Mars atmosferinin tuhaflığı, gezegenin Dünya'ya göre üçte biri kadar yerçekimine sahip olsa bile, büyük toz fırtınaları yaratarak tonlarca kum ve toprağı havaya kaldırabilmesidir. Toz fırtınaları zaten gökbilimcilerimizin sinirlerini birden fazla kez bozdu; toz fırtınaları çok geniş olabildiği için Mars'ı Dünya'dan gözlemlemek imkansız hale geliyor. Bazen bu tür fırtınalar aylarca bile sürebilir ve bu da gezegeni inceleme sürecini büyük ölçüde bozar. Ancak Mars gezegeninin keşfi burada bitmiyor. Mars yüzeyinde gezegeni keşfetmeyi bırakmayan robotlar var.

Mars gezegeninin atmosferik özellikleri aynı zamanda bilim adamlarının Mars gökyüzünün rengine ilişkin tahminlerinin çürütüldüğü anlamına da geliyor. Bilim insanları Mars'ta gökyüzünün siyah olması gerektiğine inanıyordu ancak uzay istasyonunun gezegenden çektiği görüntüler bu teoriyi çürüttü. Mars'ta gökyüzü hiç siyah değil, havada bulunan ve %40'ı emen kum ve toz parçacıkları sayesinde pembe renktedir. güneş ışığı Bu sayede Mars'ta pembe bir gökyüzü etkisi yaratılıyor.

Mars sıcaklığının özellikleri

Mars'ın sıcaklığının ölçümleri nispeten uzun zaman önce başladı. Her şey Lampland'ın 1922'deki ölçümleriyle başladı. Daha sonra ölçümler Mars'taki ortalama sıcaklığın -28° C olduğunu gösterdi. Daha sonra 50'li ve 60'lı yıllarda, gezegenin sıcaklık rejimi hakkında 20'li yıllardan 60'lı yıllara kadar bazı bilgiler birikti. Bu ölçümlerden, gezegenin ekvatorunda gündüz sıcaklığın +27° C'ye ulaşabileceği, ancak akşam sıfıra düşeceği ve sabah -50° C olacağı ortaya çıktı. Kutuplardaki sıcaklık aralıkları arasında değişiyor Kutup günü boyunca +10° C'den kutup gecesi boyunca çok düşük sıcaklıklara kadar.

Mars'ın kabartma özellikleri

Mars'ın yüzeyi, atmosferi olmayan diğer gezegenler gibi, uzay nesnelerinin düşmesinden kaynaklanan çeşitli kraterler tarafından yaralanmıştır. Kraterler küçük (5 km çapında) veya büyük (50 ila 70 km çapında) olabilir. Mars, atmosferinin olmaması nedeniyle meteor yağmurlarına maruz kalıyordu. Ancak gezegenin yüzeyi kraterlerden daha fazlasını içeriyor. Daha önce insanlar Mars'ta hiçbir zaman su bulunmadığına inanıyordu, ancak gezegenin yüzeyine ilişkin gözlemler farklı bir hikaye anlatıyor. Mars'ın yüzeyinde su birikintilerine benzeyen kanallar ve hatta küçük çöküntüler vardır. Bu, Mars'ta su olduğunu, ancak birçok nedenden dolayı ortadan kaybolduğunu gösteriyor. Artık Mars'ta suyun yeniden ortaya çıkması ve gezegenin yeniden dirilişini izleyebilmemiz için ne yapılması gerektiğini söylemek zor.

Kızıl Gezegen'de de volkanlar var. En ünlü yanardağ Olympus'tur. Bu yanardağ Mars'la ilgilenen herkes tarafından bilinmektedir. Bu yanardağ sadece Mars'taki değil, güneş sistemindeki en büyük tepedir, bu da bu gezegenin bir başka özelliğidir. Olympus Yanardağı'nın eteklerinde durursanız bu yanardağın kenarını görmek imkansız olacaktır. Bu yanardağ o kadar büyük ki kenarları ufkun ötesine geçiyor ve Olympus'un sonu yokmuş gibi görünüyor.

Mars'ın Manyetik Alanının Özellikleri

Bu belki de bu gezegenin son ilginç özelliğidir. Manyetik alan, gezegene doğru hareket eden tüm elektrik yüklerini iten ve onları orijinal yörüngesinden uzaklaştıran gezegenin koruyucusudur. Manyetik alan tamamen gezegenin çekirdeğine bağlıdır. Mars'ın çekirdeği neredeyse hareketsizdir ve bu nedenle gezegenin manyetik alanı çok zayıftır. Manyetik alanın etkisi çok ilginçtir, gezegenimizdeki gibi küresel değildir, ancak daha aktif olduğu bölgelere sahiptir ve diğer bölgelerde hiç olmayabilir.

Dolayısıyla bize çok sıradan görünen gezegenin, bir kısmı Güneş Sistemimizde önde gelen bir dizi kendine has özelliği var. Mars ilk bakışta sanıldığı kadar basit bir gezegen değil.

Mars'ın atmosferi- Mars gezegenini çevreleyen gaz kabuğu. Hem kimyasal bileşim hem de fiziksel parametreler açısından dünyanın atmosferinden önemli ölçüde farklıdır. Yüzeydeki basınç 0,7-1,155 kPa'dır (Dünya'nın 1/110'u veya Dünya yüzeyinden otuz kilometreden fazla yükseklikte Dünya'nın basıncına eşittir). Atmosferin yaklaşık kalınlığı 110 km'dir. Atmosferin yaklaşık kütlesi 2,5 10 16 kg'dır. Mars'ın (Dünya'nınkine kıyasla) çok zayıf bir manyetik alanı vardır ve bunun sonucunda güneş rüzgarı, atmosferik gazların günde 300±200 ton oranında (mevcut güneş aktivitesine ve Güneş'e olan uzaklığa bağlı olarak) uzaya yayılmasına neden olur. ).

Kimyasal bileşim

4 milyar yıl önce Mars'ın atmosferi, genç Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilecek miktarda oksijen içeriyordu.

Sıcaklık dalgalanmaları

Mars'ın atmosferi çok seyrek olduğundan yüzey sıcaklığındaki günlük dalgalanmaları yumuşatmaz. Ekvatordaki sıcaklık gündüzleri +30°C ile geceleri -80°C arasında değişir. Kutuplarda sıcaklık -143°C'ye kadar düşebilir. Ancak günlük sıcaklık dalgalanmaları atmosferik olmayan Ay ve Merkür'deki kadar önemli değildir. Düşük yoğunluk, atmosferin büyük ölçekli toz fırtınaları ve kasırgalar oluşturmasını, rüzgarların, sislerin, bulutların oluşmasını ve gezegenin iklimini ve yüzeyini etkilemesini engellemez.

Yansıtıcı bir teleskopun odağına yerleştirilen bir termometre kullanılarak Mars'ın sıcaklığının ilk ölçümleri 1920'lerin başında gerçekleştirildi. 1922'de W. Lampland tarafından yapılan ölçümler, Mars'ın ortalama yüzey sıcaklığını 245 (-28°C) olarak verdi; E. Pettit ve S. Nicholson 1924'te 260 K (-13°C) elde etti. 1960 yılında W. Sinton ve J. Strong tarafından daha düşük bir değer elde edildi: 230 K (-43°C).

Yıllık döngü

Kutup başlıklarındaki büyük miktardaki yoğunlaşma nedeniyle atmosferin kütlesi yıl boyunca büyük ölçüde değişir. karbondioksit kışın ve yazın buharlaşma.

> > > Mars'ın Atmosferi

Mars - gezegenin atmosferi: atmosferin katmanları, kimyasal bileşimi, basıncı, yoğunluğu, Dünya ile karşılaştırılması, metan miktarı, antik gezegen, fotoğraflarla araştırma yapın.

AMars'ın atmosferi Dünya'nın yalnızca% 1'i olduğundan Kızıl Gezegende normal sıcaklık koşullarının yanı sıra güneş ışınımına karşı da koruma yoktur. Mars atmosferinin bileşimi karbondioksit (%95), nitrojen (%3), argon (%1,6) ve küçük oksijen, su buharı ve diğer gaz karışımlarından oluşur. Aynı zamanda gezegenin kırmızı görünmesine neden olan küçük toz parçacıklarıyla da doludur.

Araştırmacılar, atmosferik katmanın daha önce yoğun olduğunu, ancak 4 milyar yıl önce çöktüğünü düşünüyor. Manyetosfer olmadan güneş rüzgarı iyonosfere çarpar ve atmosferik yoğunluğu azaltır.

Bu, 30 Pa'lık düşük basınç okumasına yol açtı. Atmosfer 10,8 km'den fazla uzanır. Çok fazla metan içerir. Ayrıca belirli alanlarda güçlü emisyonlar dikkat çekiyor. İki yer tespit edildi ancak kaynaklar henüz keşfedilmedi.

Yılda 270 ton metan açığa çıkıyor. Bu, bir tür aktif yeraltı sürecinden bahsettiğimiz anlamına geliyor. Büyük olasılıkla bu volkanik aktivite, kuyruklu yıldız çarpması veya serpantinleşmedir. En çekici seçenek metanojenik mikrobiyal yaşamdır.

Artık Mars atmosferinin varlığını biliyorsunuz ama maalesef kolonistleri yok edecek şekilde yapılandırılmış. Sıvı suyun birikmesine izin vermez, radyasyona açıktır ve aşırı soğuktur. Ancak önümüzdeki 30 yılda hâlâ gelişmeye odaklanmış durumdayız.

Gezegen atmosferlerinin dağılması

Astrofizikçi Valery Shematovich, gezegen atmosferlerinin, dış gezegen sistemlerinin evrimi ve Mars atmosferinin kaybı hakkında:

Mars, Güneş'e Dünya'dan daha uzak olduğundan, gökyüzünde Güneş'in tam tersi bir konumda yer alabilir ve bu durumda bütün gece görülebilir. Gezegenin bu konumuna denir yüzleşme. Mars'ta her iki yılda bir ve iki ayda bir tekrarlanır. Mars'ın yörüngesi Dünya'nınkinden daha uzun olduğundan, karşıtlıklarda Mars ile Dünya arasındaki mesafeler farklı olabilir. Her 15 veya 17 yılda bir, Dünya ile Mars arasındaki mesafenin minimum olduğu ve 55 milyon km'ye ulaştığı Büyük Yüzleşme meydana gelir.

Mars'taki kanallar

Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan Mars fotoğrafı açıkça gösteriyor karakteristik özellikler gezegenler. Mars çöllerinin kırmızı arka planında mavimsi yeşil denizler ve parlak beyaz kutup başlığı açıkça görülüyor. Ünlü kanallar fotoğrafta görünmüyor. Bu büyütmede gerçekten görünmezler. Mars'ın büyük ölçekli fotoğrafları çekildikten sonra, Mars kanallarının gizemi nihayet çözüldü: Kanallar optik bir yanılsamadır.

Varoluş olasılığı sorusu büyük ilgi gördü Mars'ta yaşam. 1976 yılında Amerikan Viking MS'i üzerinde yapılan çalışmalar görünüşe göre olumsuz bir sonuç vermiştir. Mars'ta yaşam izine rastlanmadı.

Ancak şu anda bu konu üzerinde hararetli bir tartışma yaşanıyor. Mars'ta yaşamın hem destekçileri hem de muhalifleri olan her iki taraf da, rakiplerinin çürütemeyeceği argümanlar sunuyor. Bu sorunu çözmeye yetecek kadar deneysel veri yok. Mars'a devam eden ve planlanan uçuşların, günümüzde veya uzak geçmişte Mars'ta yaşamın varlığını doğrulayan veya çürüten materyaller sağlamasını bekleyebiliriz. Siteden materyal

Mars'ta iki küçük uydu— Phobos (Şek. 51) ve Deimos (Şek. 52). Boyutları sırasıyla 18×22 ve 10×16 km’dir. Phobos, gezegenin yüzeyinden yalnızca 6000 km uzaklıkta bulunuyor ve yörüngesini yaklaşık 7 saatte tamamlıyor; bu, bir Mars gününün 3 katı kadar bir süre. Deimos 20.000 km uzaklıkta yer almaktadır.

Uydularla ilgili bir takım gizemler var. Bu nedenle kökenleri belirsizdir. Çoğu bilim insanı bunların nispeten yakın zamanda ele geçirilen asteroitler olduğuna inanıyor. Phobos'un 8 km çapında bir krater bırakan bir gök taşının çarpmasından nasıl kurtulduğunu hayal etmek zor. Phobos'un neden bildiğimiz en kara cisim olduğu belli değil. Yansıtıcılığı kurumdan 3 kat daha azdır. Ne yazık ki, Phobos'a yapılan birçok uzay aracı uçuşu başarısızlıkla sonuçlandı. Hem Phobos'un hem de Mars'ın pek çok sorununun nihai çözümü, 21. yüzyılın 30'lu yılları için planlanan Mars seferine kadar ertelendi.

Mars, Güneş'ten en uzak dördüncü gezegen ve güneş sistemindeki yedinci (sondan bir önceki) en büyük gezegendir; Gezegenin kütlesi Dünya kütlesinin %10,7'sidir. Adını, antik Yunan Ares'e karşılık gelen, antik Roma savaş tanrısı Mars'tan almıştır. Mars'a bazen demir oksitin verdiği kırmızımsı renk tonu nedeniyle "kızıl gezegen" denir.

Mars - gezegen karasal grup seyrekleştirilmiş bir atmosfere sahip (yüzeydeki basınç Dünya'dakinden 160 kat daha azdır). Mars'ın yüzey kabartmasının özellikleri, Ay'dakiler gibi çarpma kraterlerinin yanı sıra Dünya'dakiler gibi volkanlar, vadiler, çöller ve kutup buzulları olarak düşünülebilir.

Mars'ın iki doğal uydusu vardır - Phobos ve Deimos (eski Yunancadan çevrilmiştir - "korku" ve "dehşet" - Ares'in savaşta ona eşlik eden iki oğlunun isimleri), bunlar nispeten küçüktür (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km çapındadır ve düzensiz bir şekle sahiptir.

Mars'ın Büyük Karşıtlıkları, 1830-2035

Mars, güneş sistemindeki Güneş'e en uzak dördüncü (Merkür, Venüs ve Dünya'dan sonra) ve yedinci en büyük (kütle ve çap olarak yalnızca Merkür'ü aşan) gezegendir. Mars'ın kütlesi, Dünya kütlesinin %10,7'sidir (6,423 1023 kg, Dünya için 5,9736 1024 kg), hacmi Dünya'nınkinin 0,15'idir ve ortalama doğrusal çapı, Dünya'nın çapının 0,53'üdür (6800 km) ).

Mars'ın topografyası birçok benzersiz özelliğe sahiptir. Mars'ın soyu tükenmiş yanardağı Olympus Dağı, Güneş Sistemindeki en yüksek dağdır ve Valles Marineris en büyük kanyondur. Ek olarak, Haziran 2008'de Nature dergisinde yayınlanan üç makale, Mars'ın kuzey yarımküresindeki güneş sistemindeki bilinen en büyük çarpma kraterinin kanıtını sağladı. Uzunluğu 10.600 km ve genişliği 8.500 km'dir; bu, daha önce Mars'ta, güney kutbu yakınında keşfedilen en büyük çarpma kraterinden yaklaşık dört kat daha büyüktür.

Benzer yüzey topoğrafyasına ek olarak Mars, Dünya'nınkine benzer bir dönüş periyoduna ve mevsimsel döngülere sahiptir, ancak iklimi Dünya'nınkinden çok daha soğuk ve kurudur.

1965 yılında Mariner 4 uzay aracının Mars'a ilk uçuşuna kadar birçok araştırmacı yüzeyinde sıvı su olduğuna inanıyordu. Bu görüş, özellikle kıtalara ve denizlere benzeyen kutup enlemlerinde, aydınlık ve karanlık alanlardaki periyodik değişikliklerin gözlemlerine dayanıyordu. Mars yüzeyindeki koyu renkli oluklar, bazı gözlemciler tarafından sıvı su için sulama kanalları olarak yorumlandı. Daha sonra bu olukların optik bir yanılsama olduğu kanıtlandı.

Düşük basınç nedeniyle Mars yüzeyinde su sıvı halde bulunamaz, ancak geçmişte koşulların farklı olması muhtemeldir ve bu nedenle gezegende ilkel yaşamın varlığı göz ardı edilemez. 31 Temmuz 2008'de NASA'nın Phoenix uzay aracı tarafından Mars'ta buzlu su keşfedildi.

Şubat 2009'da, Mars'ın yörüngesindeki yörünge keşif takımyıldızında üç operasyonel uzay aracı vardı: Mars Odyssey, Mars Express ve Mars Keşif Uydusu, Dünya dışındaki diğer gezegenlerin etrafında olduğundan daha fazla.

Mars'ın yüzeyi şu anda iki gezici tarafından araştırılıyor: Spirit ve Opportunity. Ayrıca Mars yüzeyinde keşiflerini tamamlayan birçok aktif olmayan iniş ve gezici de var.

Topladıkları jeolojik veriler, Mars yüzeyinin büyük bir kısmının daha önce suyla kaplı olduğunu gösteriyor. Geçtiğimiz on yılda yapılan gözlemler, Mars yüzeyinin bazı yerlerinde şofben aktivitesinin zayıf olduğunu ortaya çıkardı. Mars Global Surveyor uzay aracından yapılan gözlemlere göre, Mars'ın güney kutup başlığının bazı kısımları yavaş yavaş geri çekiliyor.

Mars çıplak gözle Dünya'dan görülebilir. Görünen büyüklüğü 2,91 m'ye (Dünya'ya en yakın yaklaşımında) ulaşır ve parlaklık açısından yalnızca Jüpiter (ve her zaman büyük bir karşıtlık sırasında değil) ve Venüs'ten (ancak yalnızca sabah veya akşam) sonra ikinci sıradadır. Tipik olarak, büyük karşıtlık sırasında turuncu Mars, Dünya'nın gece gökyüzündeki en parlak nesnedir, ancak bu yalnızca 15-17 yılda bir, bir ila iki hafta boyunca meydana gelir.

Yörünge özellikleri

Mars'tan Dünya'ya minimum mesafe 55,76 milyon km'dir (Dünya, Güneş ile Mars arasında tam olarak olduğunda), maksimum yaklaşık 401 milyon km'dir (Güneş, Dünya ile Mars arasında tam olarak olduğunda).

Mars'tan Güneş'e ortalama mesafe 228 milyon km (1,52 AU) ve Güneş etrafındaki devrim süresi 687 Dünya günüdür. Mars'ın yörüngesinin oldukça dikkat çekici bir dışmerkezliği vardır (0,0934), dolayısıyla Güneş'e olan mesafe 206,6 ila 249,2 milyon km arasında değişmektedir. Mars'ın yörüngesinin eğimi 1,85°'dir.

Mars, gezegenin Güneş'e ters yönde olduğu muhalefet sırasında Dünya'ya en yakın konumdadır. Mars ve Dünya'nın yörüngesindeki farklı noktalarda her 26 ayda bir karşıtlıklar tekrarlanıyor. Ancak her 15-17 yılda bir, Mars'ın günberi noktasına yakın olduğu bir zamanda karşıtlıklar meydana gelir; Bu sözde büyük karşıtlıklarda (sonuncusu Ağustos 2003'teydi), gezegene olan mesafe minimum düzeydedir ve Mars, 25,1 inçlik en büyük açısal boyutuna ve 2,88 m'lik parlaklığa ulaşır.

Fiziksel özellikler

Dünya (ortalama yarıçap 6371 km) ve Mars'ın (ortalama yarıçap 3386,2 km) boyutlarının karşılaştırılması

Doğrusal boyut açısından Mars, Dünya'nın neredeyse yarısı kadardır - ekvator yarıçapı 3396,9 km'dir (Dünya'nın %53,2'si). Mars'ın yüzey alanı yaklaşık olarak Dünya'daki kara alanına eşittir.

Mars'ın kutup yarıçapı ekvatoral yarıçaptan yaklaşık 20 km daha azdır, ancak gezegenin dönüş periyodu Dünya'nınkinden daha uzundur, bu da zamanla Mars'ın dönüş hızının değişeceğini varsaymak için neden verir.

Gezegenin kütlesi 6.418·1023 kg'dır (Dünya kütlesinin %11'i). Ekvatordaki yerçekiminin ivmesi 3,711 m/s'dir (0,378 Dünya); ilk kaçış hızı 3,6 km/s, ikincisi ise 5,027 km/s'dir.

Gezegenin dönüş süresi 24 saat 37 dakika 22,7 saniyedir. Böylece, bir Mars yılı 668,6 Mars güneş gününden (sol adı verilen) oluşur.

Mars, yörünge düzlemine dik doğrultuda 24°56° açıyla eğimli olarak kendi ekseni etrafında döner. Mars'ın dönme ekseninin eğimi mevsimlerin değişmesine neden olur. Aynı zamanda, yörüngenin uzaması, sürelerinde büyük farklılıklara yol açmaktadır - örneğin, kuzeydeki ilkbahar ve yaz birlikte ele alındığında, son 371 sol, yani Mars yılının gözle görülür şekilde yarısından fazlası. Aynı zamanda Mars'ın yörüngesinin Güneş'ten uzak bir bölümünde meydana gelirler. Bu nedenle Mars'ta kuzey yazı uzun ve serin, güney yazı ise kısa ve sıcaktır.

Atmosfer ve iklim

Mars'ın atmosferi, Viking yörünge aracının fotoğrafı, 1976. Halle'nin "gülen krateri" solda görülüyor

Gezegendeki sıcaklıklar kışın kutuplarda -153 ile öğle saatlerinde ekvatorda 20 °C'nin üzerinde değişiyor. Ortalama sıcaklık -50°C'dir.

Mars'ın esas olarak karbondioksitten oluşan atmosferi çok incedir. Mars yüzeyindeki basınç Dünya'dakinden 160 kat daha azdır - ortalama yüzey seviyesinde 6,1 mbar. Mars'taki büyük yükseklik farkından dolayı yüzeydeki basınç büyük ölçüde değişir. Atmosferin yaklaşık kalınlığı 110 km'dir.

NASA'ya (2004) göre Mars atmosferinin %95,32'si karbondioksitten oluşuyor; ayrıca %2,7 nitrojen, %1,6 argon, %0,13 oksijen, 210 ppm su buharı, %0,08 karbon monoksit, nitrojen oksit (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, yarı ağır su hidrojen- içerir. döteryum-oksijen (HDO) 0,85 ppm, kripton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.

Viking iniş aracından (1976) elde edilen verilere göre, Mars atmosferinde yaklaşık %1-2 argon, %2-3 nitrojen ve %95 karbondioksit tespit edilmiştir. Mars-2 ve Mars-3 uydularından elde edilen verilere göre iyonosferin alt sınırı 80 km yükseklikte, maksimum elektron konsantrasyonu 1,7 105 elektron/cm3 olan 138 km yükseklikte, diğer sınırı ise 1,7 105 elektron/cm3 seviyesinde bulunmaktadır. iki maksimum 85 ve 107 km yüksekliktedir.

10 Şubat 1974'te Mars-4 AMS tarafından atmosferin 8 ve 32 cm radyo dalgalarıyla radyo aydınlatması, 110 km yükseklikte ana iyonizasyon maksimumu ve 4,6 103 elektron konsantrasyonuyla Mars'ın gece iyonosferinin varlığını gösterdi. elektron/cm3 ve ayrıca 65 ve 185 km yükseklikte ikincil maksimumlar.

Atmosfer basıncı

NASA'nın 2004 yılı verilerine göre ortalama yarıçaptaki atmosfer basıncı 6,36 mb'dir. Yüzeydeki yoğunluk ~0,020 kg/m3, atmosferin toplam kütlesi ~2,5·1016 kg.
1997'de Mars Pathfinder iniş aracı tarafından kaydedilen, günün saatine bağlı olarak Mars'taki atmosfer basıncındaki değişiklikler.

Dünya'nın aksine, Mars atmosferinin kütlesi, karbondioksit içeren kutup başlıklarının erimesi ve donması nedeniyle yıl boyunca büyük ölçüde değişmektedir. Kış aylarında, karbondioksitten oluşan kutup başlığında tüm atmosferin yüzde 20-30'u donar. Çeşitli kaynaklara göre mevsimsel basınç düşüşleri aşağıdaki değerlerdir:

NASA'ya (2004) göre: ortalama yarıçapta 4,0'dan 8,7 mbar'a;
Encarta'ya (2000) göre: 6 ila 10 mbar;
Zubrin ve Wagner'e (1996) göre: 7 ila 10 mbar;
Viking 1 iniş aracına göre: 6,9'dan 9 mbar'a;
Mars Pathfinder iniş aracına göre: 6,7 mbar'dan.

Hellas Çarpma Havzası, Mars'ta en yüksek atmosfer basıncının bulunabileceği en derin yerdir

Mars-6 sondasının Erythraean Denizi'ndeki iniş sahasında, o zamanlar gezegendeki ortalama basınç olarak kabul edilen 6,1 milibarlık bir yüzey basıncı kaydedildi ve bu seviyeden yükseklik ve derinliklerin hesaplanması kabul edildi. Mars'ta. Bu aparatın iniş sırasında elde edilen verilerine göre tropopoz yaklaşık 30 km yükseklikte, basıncın 5·10-7 g/cm3 olduğu (Dünya'da 57 km yükseklikte olduğu gibi) yer almaktadır.

Hellas (Mars) bölgesi o kadar derin ki atmosfer basıncı yaklaşık 12,4 milibara ulaşıyor; bu da suyun üçlü noktasının (~6,1 mb) üstünde ve kaynama noktasının altında. Yeterince yüksek bir sıcaklıkta su orada sıvı halde bulunabilir; Ancak bu basınçta su kaynar ve zaten +10 °C'de buhara dönüşür.

27 km'lik en yüksek Olympus yanardağının zirvesinde basınç 0,5 ile 1 mbar arasında değişebilmektedir (Zurek 1992).

İniş modülleri Mars yüzeyine inmeden önce, Mariner 4, Mariner 6 ve Mariner 7 sondalarından gelen radyo sinyallerinin Mars diskine girdiklerinde zayıflaması nedeniyle basınç ölçüldü - ortalama yüzey seviyesinde 6,5 ± 2,0 mb, bu da Dünya'dakinden 160 kat daha az; aynı sonuç Mars-3 uzay aracının spektral gözlemlerinde de gösterildi. Üstelik ortalama seviyenin altında bulunan bölgelerde (örneğin Mars Amazon'unda) bu ölçümlere göre basınç 12 mb'ye ulaşıyor.

1930'lardan beri. Sovyet gökbilimcileri, fotografik fotometri yöntemlerini kullanarak, diskin çapı boyunca parlaklığın farklı ışık dalgaları aralıklarında dağılımı yoluyla atmosferik basıncı belirlemeye çalıştılar. Bu amaçla Fransız bilim adamları B. Liot ve O. Dollfus, Mars atmosferi tarafından saçılan ışığın polarizasyonuyla ilgili gözlemler yaptılar. Optik gözlemlerin bir özeti Amerikalı gökbilimci J. de Vaucouleurs tarafından 1951'de yayınlandı ve atmosferik tozdan kaynaklanan girişim nedeniyle neredeyse 15 kat fazla tahmin edilen 85 mb'lik bir basınç elde ettiler.

İklim

Opportunity gezgini tarafından 2 Mart 2004'te çekilen 1,3 cm'lik bir hematit nodülünün mikroskobik fotoğrafı, geçmişte sıvı suyun varlığını göstermektedir

İklim, Dünya'daki gibi mevsimseldir. Soğuk mevsimde kutup başlarının dışında bile yüzeyde hafif don oluşabilir. Phoenix aparatı kar yağışı kaydetti ancak kar taneleri yüzeye ulaşmadan buharlaştı.

NASA'ya (2004) göre ortalama sıcaklık ~210 K'dir (-63 °C). Viking iniş araçlarına göre günlük sıcaklık aralığı 184 K ila 242 K (-89 ila -31 °C) (Viking-1) ve rüzgar hızı: 2-7 m/s (yaz), 5-10 m /s (sonbahar), 17-30 m/s (toz fırtınası).

Mars-6 iniş sondasından alınan verilere göre, Mars'ın troposferinin ortalama sıcaklığı 228 K, troposferde sıcaklık kilometre başına ortalama 2,5 derece düşüyor ve tropopozun (30 km) üzerinde yer alan stratosfer, 144 K'lık neredeyse sabit bir sıcaklık.

Carl Sagan Merkezi'nden araştırmacılara göre, son yıllarda Mars'ta bir ısınma süreci yaşanıyor. Diğer uzmanlar bu tür sonuçlara varmak için henüz çok erken olduğuna inanıyor.

Geçmişte atmosferin daha yoğun olabileceğine, iklimin sıcak ve nemli olabileceğine ve Mars yüzeyinde sıvı su ve yağmur olabileceğine dair kanıtlar var. Bu hipotezin kanıtı, yaklaşık 4 milyar yıl önce Mars'ın sıcaklığının 18 ± 4 °C olduğunu gösteren ALH 84001 gök taşının analizidir.

Toz şeytanları

Toz şeytanları, Opportunity gezgini tarafından 15 Mayıs 2005'te fotoğraflandı. Sol alt köşedeki sayılar, ilk kareden bu yana geçen saniye cinsinden süreyi gösteriyor.

1970'lerden beri. Viking programının bir parçası olarak, Opportunity gezici ve diğer araçların yanı sıra çok sayıda toz şeytanı kaydedildi. Bunlar, gezegenin yüzeyine yakın bir yerde ortaya çıkan ve büyük miktarda kum ve tozu havaya kaldıran hava girdaplarıdır. Girdaplar Dünya'da sıklıkla gözlemlenir (İngilizce konuşulan ülkelerde bunlara toz şeytanları denir), ancak Mars'ta çok daha büyük boyutlara ulaşabilirler: Dünya'dakilerden 10 kat daha yüksek ve 50 kat daha geniş. Mart 2005'te bir kasırga Spirit gezgininin güneş panellerini temizledi.

Yüzey

Mars yüzeyinin üçte ikisi kıta adı verilen aydınlık alanlarla, yaklaşık üçte biri ise deniz adı verilen karanlık alanlarla kaplıdır. Denizler esas olarak gezegenin güney yarımkürede, 10 ila 40° enlemleri arasında yoğunlaşmıştır. Kuzey yarımkürede sadece iki büyük deniz vardır: Acidalia ve Büyük Syrtis.

Karanlık alanların doğası hâlâ tartışma konusudur. Mars'ta şiddetli toz fırtınalarına rağmen varlığını sürdürüyorlar. Bir zamanlar bu, karanlık alanların bitki örtüsüyle kaplı olduğu varsayımını destekledi. Artık bunların topografyaları nedeniyle tozun kolayca uçup gidebileceği alanlar olduğuna inanılıyor. Büyük ölçekli görüntüler, aslında karanlık alanların, kraterler, tepeler ve rüzgarların yolundaki diğer engellerle ilişkili koyu renkli çizgiler ve nokta gruplarından oluştuğunu göstermektedir. Boyut ve şekillerindeki mevsimsel ve uzun vadeli değişiklikler, görünüşe göre, açık ve karanlık maddeyle kaplı yüzey alanlarının oranındaki bir değişiklikle ilişkilidir.

Mars'ın yarım küreleri, yüzeylerinin doğası bakımından oldukça farklıdır. Güney yarımkürede yüzey ortalamanın 1-2 km üzerindedir ve yoğun kraterlerle doludur. Mars'ın bu kısmı ay kıtalarına benzer. Kuzeyde, yüzeyin çoğu ortalamanın altındadır, az sayıda krater vardır ve büyük kısmı muhtemelen lav taşkınları ve erozyonun oluşturduğu nispeten pürüzsüz düzlüklerdir. Bu hemisferik fark hala tartışma konusu olmaya devam ediyor. Yarımküreler arasındaki sınır yaklaşık olarak aşağıdaki gibidir büyük daire, ekvatora 30° eğimlidir. Sınır geniş ve düzensiz olup kuzeye doğru bir eğim oluşturmaktadır. Onun boyunca Mars yüzeyinin en aşınmış bölgeleri var.

Hemisferik asimetriyi açıklamak için iki alternatif hipotez öne sürülmüştür. Bunlardan birine göre, erken bir jeolojik aşamada, litosferik plakalar, Dünya'daki Pangea kıtası gibi bir yarımkürede (belki de kazara) "birlikte hareket etti" ve ardından bu konumda "dondu". Başka bir hipotez Mars'ın çarpışmasını öne sürüyor kozmik vücut Plüton'un büyüklüğü.
Mars Global Surveyor, 1999'a göre Mars'ın topografik haritası.

Güney yarımküredeki çok sayıda krater, buradaki yüzeyin çok eski, yani 3-4 milyar yaşında olduğunu gösteriyor. Birkaç tür krater vardır: büyük düz tabanlı kraterler, aya benzer daha küçük ve daha genç çanak şeklindeki kraterler, çerçeveli kraterler ve yükseltilmiş kraterler. Son iki tip Mars'a özgüdür; sıvı püskürmenin yüzey boyunca aktığı yerde oluşan kenarlı kraterler ve krater püskürmesinin bir örtüsünün yüzeyi rüzgar erozyonundan koruduğu yerde oluşan yükseltilmiş kraterler. Çarpma kaynaklı en büyük özellik Hellas Ovası'dır (yaklaşık 2100 km çapında).

Yarım küre sınırına yakın kaotik peyzaj alanında, yüzey geniş kırılma ve sıkışma alanları yaşadı, bazen bunu erozyon (heyelanlar veya yeraltı suyunun felaketle salınması nedeniyle) ve ayrıca sıvı lavla su basması izledi. Kaotik manzaralar genellikle suyun kestiği büyük kanalların başlarında yer alır. En kabul edilebilir hipotez onların ortak eğitim yer altı buzunun aniden erimesidir.

Mars'ta Valles Marineris

Kuzey yarımkürede, geniş volkanik ovalara ek olarak, iki büyük volkan bölgesi vardır - Tharsis ve Elysium. Tharsis, 2000 km uzunluğunda, ortalama seviyenin 10 km üzerinde yüksekliğe ulaşan geniş bir volkanik ovadır. Üzerinde üç büyük kalkan volkanı var - Arsia Dağı, Pavlina Dağı ve Askrian Dağı. Tharsis'in kenarında Mars'ın ve güneş sisteminin en yüksek noktası olan Olympus Dağı bulunur. Olympus, tabanına göre 27 km, Mars'ın ortalama yüzey seviyesine göre 25 km yüksekliğe ulaşır ve bazı yerlerde yüksekliği 7 km'ye ulaşan kayalıklarla çevrili, 550 km çapında bir alanı kaplar. Olympus'un hacmi, dünyadaki en büyük yanardağ Mauna Kea'nın hacminden 10 kat daha fazladır. Burada ayrıca birkaç küçük volkan da bulunmaktadır. Elysium - ortalamanın altı kilometre üzerinde bir yükseklik, üç yanardağ - Hekate Kubbesi, Elysium Dağı ve Albor Kubbesi.

Diğer verilere göre (Faure ve Mensing, 2007), Olympus'un yerden yüksekliği 21.287 metre, çevresinden ise 18 kilometre yüksekte olup, tabanının çapı ise yaklaşık 600 km'dir. Üs 282.600 km2'lik bir alanı kapsıyor. Kaldera (yanardağın merkezindeki çöküntü) 70 km genişliğinde ve 3 km derinliğindedir.

Tharsis Yükselişi aynı zamanda çoğu zaman çok karmaşık ve kapsamlı olan birçok tektonik faydan da geçmektedir. Bunların en büyüğü olan Valles Marineris, enlem yönünde neredeyse 4000 km (gezegenin çevresinin dörtte biri) kadar uzanır, 600 genişliğe ve 7-10 km derinliğe ulaşır; Bu fay, Dünya'daki Doğu Afrika Rift'iyle karşılaştırılabilecek büyüklüktedir. Güneş sistemindeki en büyük heyelanlar dik yamaçlarda meydana gelir. Valles Marineris, güneş sistemindeki bilinen en büyük kanyondur. 1971 yılında Mariner 9 uzay aracı tarafından keşfedilen kanyon, okyanustan okyanusa kadar Amerika Birleşik Devletleri'nin tamamını kaplayabilir.

Opportunity gezgini tarafından çekilen Victoria Krateri panoraması. Film, 16 Ekim ile 6 Kasım 2006 tarihleri ​​arasında üç hafta boyunca çekildi.

Spirit gezgini tarafından 23-28 Kasım 2005'te çekilen Husband Hill bölgesindeki Mars yüzeyinin panoraması.

Buz ve kutup başlıkları

Yaz aylarındaki kuzey kutup şapkası, fotoğraf Mars Global Surveyor'dan. Soldaki şapkayı kesen uzun, geniş fay Kuzey Fayıdır.

Mars'ın görünümü yılın zamanına bağlı olarak büyük ölçüde değişir. Her şeyden önce kutup buzullarındaki değişiklikler dikkat çekicidir. Mars'ın atmosferinde ve yüzeyinde mevsimsel desenler yaratarak büyüyüp küçülüyorlar. Güney kutup başlığı 50° enlemine, kuzey kutup başlığı da 50° enlemine ulaşabilir. Kuzey kutup başlığının kalıcı kısmının çapı 1000 km'dir. İlkbaharda bir yarımküredeki kutup başlığı geri çekilirken, gezegenin yüzeyindeki özellikler kararmaya başlar.

Kutup başlıkları iki bileşenden oluşur: mevsimsel - karbondioksit ve laik - su buzu. Mars Express uydusundan alınan verilere göre kapakların kalınlığı 1 metreden 3,7 km'ye kadar değişebiliyor. Mars Odyssey sondası, Mars'ın güney kutup başlığında aktif gayzerler keşfetti. NASA uzmanlarına göre, baharın ısınmasıyla birlikte karbondioksit jetleri büyük yüksekliklere doğru patlayarak toz ve kumu da beraberinde götürdü.

Mars'ın toz fırtınasını gösteren fotoğrafları. Haziran - Eylül 2001

Kutup başlıklarının yay erimesi, atmosferik basınçta keskin bir artışa ve büyük gaz kütlelerinin karşı yarımküreye hareketine yol açar. Bu durumda esen rüzgarların hızı 10-40 m/s olup, bazen 100 m/s'ye kadar çıkmaktadır. Rüzgar yüzeyden büyük miktarda tozu kaldırarak toz fırtınalarına yol açar. Şiddetli toz fırtınaları gezegenin yüzeyini neredeyse tamamen kaplıyor. Toz fırtınalarının Mars atmosferindeki sıcaklık dağılımı üzerinde gözle görülür bir etkisi vardır.

1784 yılında gökbilimci W. Herschel, Dünya'nın kutup bölgelerindeki buzun erimesi ve donmasına benzetme yaparak kutup başlıklarının büyüklüğündeki mevsimsel değişikliklere dikkat çekti. 1860'larda. Fransız gökbilimci E. Lie, eriyen bahar kutup başlığı çevresinde bir kararma dalgası gözlemledi ve bu daha sonra eriyen suyun yayılması ve bitki örtüsünün büyümesi hipoteziyle yorumlandı. 20. yüzyılın başında yapılan spektrometrik ölçümler. Ancak W. Slifer'in Flagstaff'taki Lovell Gözlemevi'nde yaptığı araştırma, karasal bitkilerin yeşil pigmenti olan bir klorofil hattının varlığını göstermedi.

Mariner 7'nin fotoğraflarından, kutup başlıklarının birkaç metre kalınlığında olduğunu belirlemek mümkün oldu ve ölçülen 115 K (-158 °C) sıcaklık, bunun donmuş karbondioksitten - "kuru buzdan" oluşma olasılığını doğruladı.

Mars'ın güney kutbu yakınında bulunan ve Mitchell Dağları olarak adlandırılan tepe, Dünya da dahil olmak üzere dağlardaki buzullar daha sonra eridiği için kutup başlığı eridiğinde beyaz bir adaya benziyor.

Mars Keşif Uydusundan alınan veriler, dağların eteklerindeki kayalıkların altında önemli bir buz tabakasının tespit edilmesini mümkün kıldı. Yüzlerce metre kalınlığındaki buzul, binlerce kilometrekarelik bir alanı kaplıyor ve daha fazla araştırılması, Mars ikliminin tarihi hakkında bilgi sağlayabilir.

"Nehir" yatakları ve diğer özellikler

Mars'ta su erozyonuna benzeyen pek çok jeolojik oluşum, özellikle kuru nehir yatakları var. Bir hipoteze göre, bu kanallar kısa süreli felaket olayları sonucunda oluşmuş olabilir ve nehir sisteminin uzun vadeli varlığının kanıtı değildir. Ancak son kanıtlar nehirlerin jeolojik açıdan önemli dönemlerde aktığını gösteriyor. Özellikle ters çevrilmiş kanallar (yani çevredeki alanın üzerinde yükselen kanallar) keşfedildi. Dünya'da bu tür oluşumlar, yoğun dip çökeltilerinin uzun süreli birikmesi, ardından çevredeki kayaların kuruması ve hava koşulları nedeniyle oluşur. Buna ek olarak, nehir deltasında yüzey yavaş yavaş yükseldikçe kanalların değiştiğine dair kanıtlar var.

Güneybatı yarımkürede Eberswalde kraterinde yaklaşık 115 km2 alana sahip bir nehir deltası keşfedildi. Deltayı yıkayan nehrin uzunluğu 60 km'den fazlaydı.

NASA'nın Mars gezicileri Spirit ve Opportunity'den elde edilen veriler de geçmişte suyun varlığına işaret ediyor (yalnızca suya uzun süre maruz kalma sonucu oluşmuş olabilecek mineraller bulundu). Phoenix aparatı doğrudan yerdeki buz birikintilerini keşfetti.

Ayrıca yamaçlarda, modern zamanlarda yüzeyde sıvı tuzlu suyun ortaya çıktığını gösteren koyu çizgiler keşfedildi. Yazın başlangıcından hemen sonra ortaya çıkarlar ve kışın kaybolurlar, çeşitli engellerin "etrafından akarlar", birleşirler ve ayrılırlar. NASA bilim insanı Richard Zurek, "Bu tür yapıların sıvı akışlarından başka bir şeyden oluşmuş olabileceğini hayal etmek zor" dedi.

Tharsis volkanik yaylasında pek çok olağandışı derin kuyu keşfedildi. Mars Keşif Uydusu'nun 2007 yılında çekilen görüntüsüne bakılırsa bunlardan bir tanesinin çapı 150 metre, duvarın aydınlatılan kısmının derinliği ise 178 metreden az değil. Bu oluşumların volkanik kökeni hakkında bir hipotez öne sürülmüştür.

Astarlama

İniş yapanlardan alınan verilere göre, Mars toprağının yüzey katmanının element bileşimi farklı yerlerde aynı değil. Toprağın ana bileşeni, toprağa kırmızımsı bir renk veren demir oksit hidratların (% 15'e kadar) bir karışımını içeren silikadır (% 20-25). Kükürt, kalsiyum, alüminyum, magnezyum ve sodyum bileşiklerinin önemli safsızlıkları vardır (her biri için yüzde birkaç).

NASA'nın Phoenix sondasından (25 Mayıs 2008'de Mars'a iniş) elde edilen verilere göre, Mars topraklarının pH oranı ve diğer bazı parametreleri Dünya'dakilere yakın ve teorik olarak bu topraklarda bitki yetiştirmek mümkün olabilir. Projenin baş kimyageri Sam Coonaves, "Aslında, Mars'taki toprağın gereksinimleri karşıladığını ve aynı zamanda hem geçmişte, hem bugün hem de gelecekte yaşamın ortaya çıkması ve sürdürülmesi için gerekli unsurları içerdiğini bulduk" dedi. Ayrıca ona göre pek çok kişi bu alkalin toprak türünü “arka bahçesinde” bulabilir ve kuşkonmaz yetiştirmek için oldukça uygundur.

İniş alanının zemininde de önemli miktarda su buzu bulunuyor. Mars Odyssey yörünge aracı ayrıca kızıl gezegenin yüzeyinin altında su buzu birikintileri olduğunu da keşfetti. Daha sonra bu varsayım diğer cihazlar tarafından doğrulandı, ancak Mars'ta suyun varlığı sorunu nihayet 2008'de gezegenin kuzey kutbu yakınına inen Phoenix sondasının Mars topraklarından su almasıyla çözüldü.

Jeoloji ve iç yapı

Geçmişte, Dünya'da olduğu gibi Mars'ta da litosferik plakaların hareketi vardı. Bu, Mars'ın manyetik alanının özellikleri, örneğin Tharsis eyaletindeki bazı volkanların yerleri ve Valles Marineris'in şekli ile doğrulanmaktadır. Volkanların Dünya'dakinden çok daha uzun süre var olabildiği ve devasa boyutlara ulaştığı mevcut durum, bu hareketin artık oldukça eksik olduğunu gösteriyor. Bu durum, kalkan volkanlarının aynı menfezden uzun süre boyunca tekrarlanan patlamalar sonucu büyümesiyle desteklenmektedir. Dünya'da litosferik plakaların hareketi nedeniyle volkanik noktalar sürekli olarak konumlarını değiştirdi, bu da kalkan volkanlarının büyümesini sınırladı ve belki de Mars'taki gibi yüksekliklere ulaşmalarına izin vermedi. Öte yandan yanardağların maksimum yüksekliklerindeki fark, Mars'taki yer çekiminin düşük olması nedeniyle daha fazla volkan inşa etmenin mümkün olmasıyla açıklanabilir. uzun yapılar kendi ağırlıkları altında çökmez.

Mars ve diğer karasal gezegenlerin yapısının karşılaştırılması

Modern modeller iç yapı Mars'ın ortalama kalınlığı 50 km (ve maksimum kalınlığı 130 km'ye kadar) olan bir kabuk, 1800 km kalınlığında silikat manto ve 1480 km yarıçaplı bir çekirdekten oluştuğu varsayılmaktadır. Gezegenin merkezindeki yoğunluğun 8,5 g/cm2'ye ulaşması gerekiyor. Çekirdek kısmen sıvıdır ve esas olarak% 14-17 (kütlece) kükürt katkılı demirden oluşur ve hafif elementlerin içeriği Dünya'nın çekirdeğindekinin iki katıdır. Buna göre modern tahminlerçekirdeğin oluşumu erken volkanizma dönemine denk geldi ve yaklaşık bir milyar yıl sürdü. Manto silikatlarının kısmi erimesi de yaklaşık olarak aynı süreyi aldı. Mars'taki düşük yerçekimi nedeniyle, Mars mantosundaki basınç aralığı Dünya'dakinden çok daha küçüktür, bu da daha az faz geçişi olduğu anlamına gelir. Sözde, faz geçişi Olivinin spinel modifikasyonuna dönüşümü oldukça büyük derinliklerde başlar - 800 km (Dünya'da 400 km). Rölyefin doğası ve diğer özellikler, kısmen erimiş madde bölgelerinden oluşan bir astenosferin varlığına işaret etmektedir. Mars'ın bazı bölgeleri için ayrıntılı bir jeolojik harita derlendi.

Yörüngeden yapılan gözlemlere ve Mars meteoritleri koleksiyonunun analizine göre, Mars yüzeyi çoğunlukla bazalttan oluşuyor. Mars yüzeyinin bazı kısımlarındaki malzemenin sıradan bazalttan daha kuvars açısından zengin olduğunu ve Dünya'daki andezitik kayalara benzer olabileceğini öne süren bazı kanıtlar var. Ancak aynı gözlemler kuvars camının varlığı lehine yorumlanabilir. Daha derindeki katmanın büyük bir kısmı granüler demir oksit tozundan oluşur.

Mars'ın manyetik alanı

Mars yakınlarında zayıf bir manyetik alan tespit edildi.

Mars-2 ve Mars-3 istasyonlarının manyetometrelerinin okumalarına göre, ekvatordaki manyetik alan gücü yaklaşık 60 gama, kutup 120 gama'da ise dünyanınkinden 500 kat daha zayıftır. AMS Mars-5 verilerine göre ekvatordaki manyetik alan şiddeti 64 gama, manyetik moment ise 2,4 1022 oersted cm2 idi.

Mars'ın manyetik alanı son derece dengesizdir. çeşitli noktalar gezegenlerin yoğunluğu 1,5 ila 2 kat arasında değişebilir ve manyetik kutuplar fiziksel kutuplarla çakışmaz. Bu, Mars'ın demir çekirdeğinin kabuğuna göre nispeten hareketsiz olduğunu, yani Dünya'nın manyetik alanından sorumlu gezegen dinamo mekanizmasının Mars'ta çalışmadığını gösteriyor. Mars'ın sabit bir gezegen manyetik alanı olmamasına rağmen, gözlemler gezegen kabuğunun bazı kısımlarının mıknatıslandığını ve bu parçaların manyetik kutuplarının geçmişte tersine döndüğünün gözlemlendiğini göstermiştir. Bu parçaların mıknatıslanmasının, dünya okyanuslarındaki şerit manyetik anormalliklerine benzer olduğu ortaya çıktı.

1999'da yayınlanan ve 2005'te (insansız Mars Küresel Araştırmacı'nın yardımıyla) yeniden test edilen bir teoriye göre, bu şeritler, gezegenin dinamosunun işlevinin sona ermesinden 4 milyar yıl önce, keskin bir zayıflayan manyetik alana neden olan plaka tektoniğini gösteriyor. Bu keskin zayıflamanın nedenleri belirsizdir. Dinamonun işleyişinin 4 milyar olduğu varsayımı var. Yıllar önce Mars'ın etrafında 50-75 bin kilometre mesafede dönen ve çekirdeğinde istikrarsızlığa neden olan bir asteroitin varlığıyla açıklanıyor. Asteroit daha sonra Roche sınırına düştü ve çöktü. Ancak bu açıklamanın kendisi belirsizlikler içermektedir ve bilim camiasında tartışmalıdır.

Jeolojik tarih

Viking 1 yörünge aracının 22 Şubat 1980 tarihli 102 görüntüsünden oluşan küresel mozaik.

Belki uzak geçmişte, büyük bir gök cismi ile çarpışmanın bir sonucu olarak, çekirdeğin dönüşü durdu ve atmosferin ana hacminin kaybı da sona erdi. Manyetik alan kaybının yaklaşık 4 milyar yıl önce meydana geldiğine inanılıyor. Manyetik alanın zayıflığı nedeniyle, güneş rüzgarı Mars atmosferine neredeyse hiçbir engel olmadan nüfuz eder ve iyonosferde ve Dünya'nın üzerinde meydana gelen güneş radyasyonunun etkisi altındaki fotokimyasal reaksiyonların çoğu, Mars'ta neredeyse en uç noktasında gözlemlenebilir. yüzey.

Mars'ın jeolojik tarihi aşağıdaki üç dönemi içerir:

Nuh Devri (adını Mars'ın bir bölgesi olan "Nuh Ülkesi"nden almıştır): Mars'ın hayatta kalan en eski yüzeyinin oluşumu. 4,5 milyardan 3,5 milyar yıl öncesine kadar sürdü. Bu dönemde yüzey çok sayıda çarpma krateriyle yaralandı. Tharsis Eyaleti platosu muhtemelen bu dönemde, daha sonra yoğun su akışıyla oluşmuştur.

Hesperia dönemi: 3,5 milyar yıl öncesinden 2,9 - 3,3 milyar yıl öncesine kadar. Bu çağ, devasa lav alanlarının oluşumuyla işaretlenmiştir.

Amazon Çağı (adını Mars'taki "Amazon Ovası"ndan alıyor): 2,9-3,3 milyar yıl öncesinden günümüze. Bu çağda oluşan alanlarda çok az göktaşı kraterleri vardır, ancak bunun dışında tamamen farklıdır. Olimpos Dağı bu dönemde oluşmuştur. Bu sırada Mars'ın diğer bölgelerine lav akıntıları yayılıyordu.

Mars'ın uyduları

Doğal uydular Mars Phobos ve Deimos'tur. Her ikisi de 1877'de Amerikalı gökbilimci Asaph Hall tarafından keşfedildi. Phobos ve Deimos'un şekli düzensizdir ve boyutları çok küçüktür. Bir hipoteze göre, Mars'ın çekim alanı tarafından yakalanan Truva asteroit grubundan (5261) Eureka gibi asteroitleri temsil ediyor olabilirler. Uydular, savaş tanrısına savaşlarda yardım eden korku ve dehşeti temsil eden tanrı Ares (yani Mars), Phobos ve Deimos'a eşlik eden karakterlerden adını almıştır.

Her iki uydu da kendi eksenleri etrafında Mars etrafındakiyle aynı periyotta dönüyor, bu nedenle her zaman gezegene aynı tarafa bakıyorlar. Mars'ın gelgit etkisi yavaş yavaş Phobos'un hareketini yavaşlatır ve sonunda uydunun Mars'a düşmesine (eğer mevcut eğilim devam ederse) veya parçalanmasına yol açacaktır. Tam tersine Deimos Mars'tan uzaklaşıyor.

Her iki uydu da üç eksenli elipsoide yaklaşan bir şekle sahiptir; Phobos (26,6x22,2x18,6 km), Deimos'tan (15x12,2x10,4 km) biraz daha büyüktür. Kraterlerin çoğunun ince taneli malzemeyle kaplı olması nedeniyle Deimos'un yüzeyi çok daha pürüzsüz görünüyor. Açıkçası, gezegene daha yakın ve daha büyük kütleye sahip olan Phobos'ta göktaşı çarpması sırasında fırlatılan madde ya yüzeye tekrarlanan darbelere neden olmuş ya da Mars'a düşmüş, Deimos'ta ise uzun süre uydunun yörüngesinde kalarak yavaş yavaş yerleşmiştir. ve engebeli araziyi gizler.

Mars'ta Yaşam

Mars'ta zeki Marslıların yaşadığı yönündeki popüler fikir 19. yüzyılın sonlarında yaygınlaştı.

Schiaparelli'nin sözde kanallara ilişkin gözlemleri, Percival Lowell'in aynı konudaki kitabıyla birleştiğinde, iklimi daha kuru, daha soğuk, ölmekte olan ve içinde var olan bir gezegen fikrini popüler hale getirdi. eski uygarlık, sulama çalışmalarını yürütmek.

Ünlü kişilerin sayısız başka gözlemleri ve duyuruları, bu konu etrafında "Mars Ateşi" olarak adlandırılan duruma yol açtı. 1899'da mucit Nikola Tesla, Colorado Gözlemevi'ndeki alıcıları kullanarak radyo sinyallerindeki atmosferik girişimi incelerken tekrar eden bir sinyal gözlemledi. Daha sonra bunun Mars gibi diğer gezegenlerden gelen bir radyo sinyali olabileceğini öne sürdü. 1901'de yapılan bir röportajda Tesla, parazitin yapay olarak oluşturulabileceği fikrine sahip olduğunu söyledi. Anlamlarını çözemese de bunların tamamen tesadüfen ortaya çıkması onun için imkânsızdı. Ona göre bu, bir gezegenden diğerine bir selamlamaydı.

Tesla'nın teorisi, 1902'de Amerika Birleşik Devletleri'ni ziyaret eden ünlü İngiliz fizikçi William Thomson'un (Lord Kelvin) coşkulu desteğini aldı ve kendi görüşüne göre Tesla'nın Amerika Birleşik Devletleri'ne gönderilen Marslılardan gelen sinyali yakaladığını söyledi. Ancak Kelvin, Amerika'dan ayrılmadan önce bu açıklamayı şiddetle reddetmeye başladı: "Aslında Mars'ta yaşayanların, eğer varsalar, New York'u, özellikle de elektrikten gelen ışığı kesinlikle görebildiklerini söyledim."

Bugün yüzeyinde sıvı suyun varlığı, gezegendeki yaşamın gelişmesi ve sürdürülmesi için bir koşul olarak kabul ediliyor. Ayrıca gezegenin yörüngesinin, Güneş Sistemi için Venüs'ün arkasında başlayan ve Mars'ın yörüngesinin yarı ana ekseniyle biten, yaşanabilir bölge adı verilen bölgede olması da gerekiyor. Günberi sırasında Mars bu bölgenin içindedir, ancak düşük basınçlı ince bir atmosfer, sıvı suyun geniş bir alanda görünmesini uzun süre engeller. Son kanıtlar, Mars yüzeyindeki herhangi bir suyun, Dünya benzeri kalıcı yaşamı destekleyemeyecek kadar tuzlu ve asidik olduğunu gösteriyor.

Manyetosferin olmayışı ve Mars'ın son derece ince atmosferi de yaşamı destekleme konusunda zorluklar yaratıyor. Gezegenin yüzeyinde çok zayıf bir ısı akışı hareketi vardır; güneş rüzgarı parçacıklarının bombardımanına karşı zayıf bir şekilde yalıtılmıştır; ayrıca ısıtıldığında su, düşük basınç nedeniyle sıvı halini atlayarak anında buharlaşır. Mars da sözde eşiğinde. "jeolojik ölüm". Volkanik aktivitenin sonu görünüşe göre mineral döngüsünü durdurdu ve kimyasal elementler Gezegenin yüzeyi ile iç kısmı arasında.

Kanıtlar, gezegenin daha önce yaşamı desteklemeye şimdi olduğundan çok daha yatkın olduğunu gösteriyor. Ancak bugüne kadar üzerinde herhangi bir organizma kalıntısına rastlanmadı. 1970'lerin ortasında yürütülen Viking programı, Mars topraklarındaki mikroorganizmaları tespit etmek için bir dizi deney gerçekleştirdi. Toprak parçacıkları suya ve yetiştirme ortamına yerleştirildiğinde CO2 emisyonlarında geçici bir artış gibi olumlu sonuçlar doğurdu. Ancak Mars'ta yaşamın varlığına dair bu kanıt bazı bilim adamları tarafından[kim tarafından?] tartışıldı. Bu, Viking'in yaşamı keşfettiğini iddia eden NASA bilim adamı Gilbert Levin ile uzun süreli tartışmalarına yol açtı. Viking verileri modern çağın ışığında yeniden değerlendirildikten sonra bilimsel bilgi ekstremofillerle ilgili yapılan deneylerin bu canlı türlerini tespit edecek kadar ileri düzeyde olmadığı ortaya çıktı. Üstelik bu testler, numunelerde bulunsa bile organizmaları öldürebiliyordu. Phoenix programı kapsamında yapılan testler toprağın oldukça alkalin bir pH'a sahip olduğunu ve magnezyum, sodyum, potasyum ve klorür içerdiğini gösterdi. Toprakta yaşamı desteklemeye yetecek kadar besin vardır ancak yaşam formlarının yoğun ultraviyole ışıktan korunması gerekir.

İlginçtir ki, Mars kökenli bazı meteorlarda, boyutları en küçük karasal organizmalardan daha düşük olmasına rağmen, en basit bakterilere benzeyen oluşumlar bulunmuştur. Böyle bir göktaşı, 1984 yılında Antarktika'da bulunan ALH 84001'dir.

Dünya'dan yapılan gözlemlere ve Mars Express uzay aracından alınan verilere dayanarak, Mars atmosferinde metan keşfedildi. Mars koşullarında bu gaz oldukça hızlı bir şekilde ayrışır, dolayısıyla onu yenileyecek sürekli bir kaynağın olması gerekir. Böyle bir kaynak ya jeolojik aktivite (ancak Mars'ta aktif volkanlar keşfedilmemiştir) ya da bakteri aktivitesi olabilir.

Mars yüzeyinden astronomik gözlemler

Otomatik araçların Mars yüzeyine inişinden sonra astronomik gözlemlerin doğrudan gezegenin yüzeyinden yapılması mümkün hale geldi. Mars'ın güneş sistemindeki astronomik konumu, atmosferin özellikleri, Mars ve uydularının yörünge periyodu, Mars'ın gece gökyüzünün resmi (ve astronomik olaylar, gezegenden gözlemlenen) dünyevi olandan farklıdır ve birçok yönden sıradışı ve ilginç görünmektedir.

Mars'ta gökyüzünün rengi

Gün doğumu ve gün batımı sırasında, Mars'ın zirvesindeki gökyüzü kırmızımsı pembe bir renge sahiptir ve güneş diskinin hemen yakınında - maviden menekşe rengine, bu da dünyevi şafak resminin tam tersidir.

Öğle vakti Mars'ın gökyüzü sarı-turuncu renktedir. Dünya gökyüzünün renklerinden bu kadar farklı olmasının nedeni, Mars'ın ince, seyrek, toz içeren atmosferinin özellikleridir. Mars'ta ışınların Rayleigh saçılımı (Dünya'da gökyüzünün mavi renginin nedenidir) önemsiz bir rol oynar, etkisi zayıftır. Muhtemelen gökyüzünün sarı-turuncu rengi, Mars atmosferinde sürekli olarak asılı kalan ve mevsimsel toz fırtınaları tarafından yükselen toz parçacıklarında %1 oranında manyetit bulunmasından da kaynaklanmaktadır. Alacakaranlık gün doğumundan çok önce başlar ve gün batımından sonra da uzun sürer. Bazen Mars gökyüzünün rengi, bulutlardaki su buzunun mikropartikülleri üzerindeki ışığın saçılması sonucu mor bir renk alır (ikincisi oldukça nadir olay).

Güneş ve gezegenler

Mars'tan gözlemlenen Güneş'in açısal boyutu, Dünya'dan görülenden daha küçüktür ve Dünya'dan görülenin 2/3'ü kadardır. Mars'taki Merkür, Güneş'e aşırı yakınlığı nedeniyle çıplak gözle gözlemlenmesi neredeyse imkansız olacak. Mars'ın gökyüzündeki en parlak gezegen Venüs'tür, Jüpiter ikinci sırada (en büyük dört uydusu teleskop olmadan gözlemlenebilir) ve Dünya üçüncü sıradadır.

Dünya, Mars'ın iç gezegenidir, tıpkı Venüs'ün Dünya için olduğu gibi. Buna göre Dünya Mars'tan, şafaktan önce yükselen veya gün batımından sonra akşam gökyüzünde görülebilen bir sabah veya akşam yıldızı olarak gözlemlenir.

Dünyanın Mars gökyüzündeki maksimum uzaması 38 derece olacaktır. Çıplak gözle, Dünya parlak (maksimum görülebilir kadir yaklaşık -2,5 kadirde) yeşilimsi bir yıldız olarak görülecek, bunun yanında sarımsı ve daha sönük (yaklaşık 0,9 kadirde) Ay yıldızı da kolaylıkla görülebilecektir. Bir teleskopla her iki nesne de aynı aşamaları gösterecektir. Ay'ın Dünya etrafındaki dönüşü Mars'tan şu şekilde gözlemlenecektir: Ay'ın Dünya'dan maksimum açısal mesafesinde çıplak göz, Ay'ı ve Dünya'yı kolayca ayırabilir: bir hafta içinde Ay'ın “yıldızları” ve Dünya gözle görülemeyen tek bir yıldıza dönüşecek, bir hafta sonra Ay tekrar maksimum mesafesinde, ancak Dünya'nın diğer tarafında görülebilecek. Zaman zaman Mars'taki bir gözlemci, Ay'ın Dünya diski boyunca geçişini (geçişini) veya tam tersine, Ay'ın Dünya diski tarafından kaplandığını görebilecek. Mars'tan gözlemlendiğinde Ay'ın Dünya'dan maksimum görünen mesafesi (ve görünen parlaklığı), Dünya ile Mars'ın göreceli konumlarına ve buna bağlı olarak gezegenler arasındaki mesafeye bağlı olarak önemli ölçüde değişecektir. Karşıtlık dönemlerinde bu, Dünya ile Mars arasındaki maksimum mesafede yaklaşık 17 yay dakikası olacaktır - 3,5 yay dakikası. Dünya da diğer gezegenler gibi Zodyak takımyıldızları kuşağında gözlemlenecek. Mars'taki bir gökbilimci aynı zamanda Dünya'nın Güneş diski boyunca geçişini de gözlemleyebilecek; en yakın geçiş 10 Kasım 2084'te gerçekleşecek.

Uydular - Phobos ve Deimos

Phobos'un güneş diskinden geçişi. Fırsat'tan fotoğraflar

Phobos, Mars yüzeyinden gözlemlendiğinde, Dünya gökyüzündeki Ay diskinin yaklaşık 1/3'ü kadar görünür bir çapa ve yaklaşık -9'luk görünür büyüklüğe sahiptir (yaklaşık olarak Ay'ın ilk çeyrek evresindekiyle aynı). Phobos batıdan doğuyor ve doğudan batıyor, ancak 11 saat sonra tekrar yükseliyor ve böylece Mars gökyüzünü günde iki kez geçiyor. Bu hızlı ayın gökyüzündeki hareketi ve değişen evreleri gece boyunca kolaylıkla fark edilebilecek. Çıplak gözle Phobos'un en büyük kabartma özelliği olan Stickney krateri fark edilebilecek. Deimos doğuda doğar ve batıda batar, benziyor parlak yıldız gözle görülür görünür bir diski olmayan, büyüklüğü -5 civarında (Dünya'nın gökyüzündeki Venüs'ten biraz daha parlak), 2,7 Mars günü boyunca yavaş yavaş gökyüzünü geçiyor. Her iki uydu da gece gökyüzünde aynı anda gözlemlenebilecek, bu durumda Phobos, Deimos'a doğru ilerleyecek.

Hem Phobos hem de Deimos, Mars yüzeyindeki nesnelerin geceleri net gölgeler oluşturmasına yetecek kadar parlaktır. Her iki uydunun da Mars'ın ekvatoruna göre nispeten düşük bir yörünge eğimi vardır, bu da gezegenin yüksek kuzey ve güney enlemlerinde gözlemlenmelerini engeller: örneğin, Phobos hiçbir zaman 70,4° Kuzey ufkunun kuzeyindeki ufkun üzerine çıkmaz. w. veya 70,4° G'nin güneyinde. sh.; Deimos için bu değerler 82,7° N'dir. w. ve 82,7° G. w. Mars'ta, Mars'ın gölgesine girerken bir Phobos ve Deimos tutulması gözlemlenebileceği gibi, Phobos'un güneş diskine kıyasla küçük açısal boyutundan dolayı yalnızca halka şeklinde olan bir Güneş tutulması da gözlemlenebilir.

Göksel küre

Kuzey Kutbu Mars'ta, gezegenin ekseninin eğimi nedeniyle, Kuğu takımyıldızında bulunur (ekvator koordinatları: sağa yükseliş 21 saat 10 dakika 42 saniye, sapma +52° 53.0?) ve parlak bir yıldızla işaretlenmemiştir: direğe en yakın olanı altıncı büyüklükte BD +52 2880'in soluk bir yıldızı (diğer tanımları - HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Güney Kutbu dünya (9h 10m 42s ve -52° 53.0 koordinatları) Kappa Parus yıldızından birkaç derece uzaktadır (görünen büyüklük 2,5) - prensip olarak Mars'ın Güney Kutbu Yıldızı olarak kabul edilebilir.

Mars ekliptiğinin zodyak takımyıldızları, Dünya'dan gözlemlenenlere benzer, tek bir farkla: Güneş'in takımyıldızlar arasındaki yıllık hareketini gözlemlerken, (Dünya dahil diğer gezegenler gibi) Balık takımyıldızının doğu kısmını terk eder. , 6 gün boyunca Balina takımyıldızının kuzey kısmından geçerek Batı Balık burcuna yeniden nasıl girileceğinin önünden geçecek.

Mars keşfinin tarihi

Mars'ın keşfi çok uzun zaman önce, 3,5 bin yıl önce Eski Mısır'da başladı. Mars'ın konumuna ilişkin ilk ayrıntılı raporlar, gezegenin konumunu tahmin etmek için bir dizi matematiksel yöntem geliştiren Babil gökbilimcileri tarafından derlendi. Antik Yunan (Helenistik) filozofları ve gökbilimcileri, Mısırlılar ve Babillilerden elde edilen verileri kullanarak, gezegenlerin hareketini açıklamak için ayrıntılı bir yer merkezli model geliştirdiler. Birkaç yüzyıl sonra Hintli ve Müslüman gökbilimciler Mars'ın büyüklüğünü ve Dünya'ya olan uzaklığını tahmin ettiler. 16. yüzyılda Nicolaus Copernicus, güneş sistemini dairesel gezegen yörüngeleriyle tanımlamak için güneş merkezli bir model önerdi. Elde ettiği sonuçlar, gözlemlenenle örtüşen, Mars'ın daha doğru bir eliptik yörüngesini ortaya koyan Johannes Kepler tarafından revize edildi.

1659 yılında Francesco Fontana, Mars'a teleskopla bakarak gezegenin ilk çizimini yaptı. Açıkça tanımlanmış bir kürenin ortasında siyah bir nokta tasvir etti.

1660 yılında Jean Dominique Cassini tarafından eklenen siyah noktaya iki kutup başlığı eklendi.

1888'de Rusya'da eğitim gören Giovanni Schiaparelli, bireysel yüzey özelliklerine ilk isimleri verdi: Afrodit, Erythraean, Adriyatik, Kimmer denizleri; Sun, Lunnoe ve Phoenix gölleri.

Mars'ın teleskopik gözlemlerinin en parlak dönemi XIX sonu- 20. yüzyılın ortaları. Bunun nedeni büyük ölçüde kamunun ilgisi ve gözlemlenen Mars kanallarını çevreleyen iyi bilinen bilimsel tartışmalardan kaynaklanmaktadır. Bu dönemde Mars'ın teleskopik gözlemlerini gerçekleştiren uzay öncesi dönemin gökbilimcileri arasında en ünlüleri Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs'tur. Areografinin temellerini atanlar ve Mars yüzeyinin ilk ayrıntılı haritalarını derleyenler onlardı - ancak otomatik sondalar Mars'a uçtuktan sonra bunların neredeyse tamamen yanlış olduğu ortaya çıktı.

Mars'ın kolonizasyonu

Dünyalaştırma sonrasında Mars'ın tahmini görünümü

Karasala nispeten yakın doğal koşullar bu görevi biraz kolaylaştırın. Özellikle Dünya'da doğal koşulların Mars'takine benzer olduğu yerler var. Kuzey Kutbu ve Antarktika'daki son derece düşük sıcaklıklar, Mars'taki en düşük sıcaklıklarla bile kıyaslanabilir düzeydedir ve Mars'ın ekvatoru yaz aylarında Dünya'daki kadar sıcak (+20 °C) olabilir. Dünya üzerinde görünüş olarak Mars manzarasına benzeyen çöller de vardır.

Ancak Dünya ile Mars arasında önemli farklılıklar var. Özellikle Mars'ın manyetik alanı Dünya'nınkinden yaklaşık 800 kat daha zayıftır. Seyrekleşmiş (Dünya'ya kıyasla yüzlerce kat) atmosferle birlikte, bu durum yüzeye ulaşan iyonlaştırıcı radyasyon miktarını artırır. Amerikalılar tarafından alınan ölçümler insansız araç Mars Odyssey, Mars yörüngesindeki arka plan radyasyonunun Uluslararası Uzay İstasyonundaki arka plan radyasyonundan 2,2 kat daha yüksek olduğunu gösterdi. Ortalama doz günde yaklaşık 220 miliraddı (günde 2,2 miligray veya yılda 0,8 gri). Üç yıl boyunca böyle bir arka planda kalmanın sonucu olarak alınan radyasyon miktarı, astronotlar için belirlenmiş güvenlik sınırlarına yaklaşıyor. Mars yüzeyinde, arka plan radyasyonu biraz daha düşüktür ve doz, araziye, rakıma ve yerel manyetik alanlara bağlı olarak önemli ölçüde değişen, yılda 0,2-0,3 Gy'dir.

Mars'ta yaygın olarak bulunan minerallerin kimyasal bileşimi, Dünya'ya yakın diğer gök cisimlerininkinden daha çeşitlidir. 4Frontiers şirketine göre bunlardan sadece Mars'ın kendisini değil aynı zamanda Ay'ı, Dünya'yı ve asteroit kuşağını da beslemeye yetecek kadar var.

Dünya'dan Mars'a uçuş süresi (mevcut teknolojilerle) yarı elipste 259 gün, parabolde 70 gündür. Potansiyel kolonilerle iletişim kurmak için, gezegenlerin en yakın yaklaşımı sırasında her yönde 3-4 dakika gecikmeli (780 günde bir tekrarlanan) ve yaklaşık 20 dakika süren radyo iletişimi kullanılabilir. gezegenlerin maksimum mesafesinde; bkz. Yapılandırma (astronomi).

Bugüne kadar, Mars'ı kolonileştirmek için hiçbir pratik adım atılmadı, ancak kolonizasyonun gelişimi sürüyor; örneğin, Derin Uzay Habitatı gezegeninde kalmak için yaşanabilir bir modülün geliştirilmesi olan Yüzüncü Yıl Uzay Gemisi projesi.