Mars atmosferasi. Mars atmosferasi haqida umumiy ma'lumot Atmosfera Marsning harorat rejimiga qanday ta'sir qiladi

Har bir sayyora boshqalardan bir qator xususiyatlar bilan ajralib turadi. Odamlar boshqa topilgan sayyoralarni o'zlari yaxshi biladigan sayyoralar bilan solishtirishadi, lekin mukammal emas - bu Yer sayyorasi. Axir, bu mantiqiy, bizning sayyoramizda hayot paydo bo'lishi mumkin, demak, agar siz biznikiga o'xshash sayyorani qidirsangiz, u erda ham hayotni topish mumkin bo'ladi. Ushbu taqqoslashlar tufayli sayyoralar o'ziga xos xususiyatlarga ega. Misol uchun, Saturnning chiroyli halqalari bor, shuning uchun Saturn quyosh tizimidagi eng go'zal sayyora deb ataladi. Yupiter Quyosh tizimidagi eng katta sayyoradir va bu Yupiterning o'ziga xos xususiyati. Xo'sh, Marsning xususiyatlari qanday? Bu maqolada nima haqida bo'ladi.

Quyosh tizimidagi ko'plab sayyoralar singari Mars ham sun'iy yo'ldoshlarga ega. Hammasi bo'lib Marsda ikkita sun'iy yo'ldosh mavjud: Phobos va Deimos. Sun'iy yo'ldoshlar o'z nomlarini yunonlardan olgan. Fobos va Deimos Aresning (Mars) o'g'illari bo'lib, xuddi bu ikki sun'iy yo'ldosh Marsga doimo yaqin bo'lgani kabi, doimo otalariga yaqin bo'lgan. Tarjimada "Fobos" "qo'rquv" degan ma'noni anglatadi va "Deimos" "dahshat" degan ma'noni anglatadi.

Fobos - orbitasi sayyoraga juda yaqin joylashgan sun'iy yo'ldosh. Bu butun quyosh tizimidagi sayyoraga eng yaqin sun'iy yo'ldosh. Mars yuzasidan Fobosgacha bo'lgan masofa 9380 kilometrni tashkil qiladi. Sun'iy yo'ldosh Mars atrofida 7 soat 40 daqiqa chastotada aylanadi. Ma'lum bo'lishicha, Fobos Mars atrofida uchdan bir oz ko'proq inqilob qilishga muvaffaq bo'ladi, Marsning o'zi esa o'z o'qi atrofida bitta inqilob qiladi.

Deimos - Quyosh tizimidagi eng kichik yo'ldosh. Sun'iy yo'ldoshning o'lchamlari 15x12,4x10,8 km. Sun'iy yo'ldoshdan sayyora yuzasigacha bo'lgan masofa esa 23,450 ming km. Deymosning Mars atrofida aylanish davri 30 soatu 20 minutni tashkil etadi, bu sayyora o‘z o‘qi bo‘ylab aylanish vaqtidan bir oz ko‘proqdir. Agar siz Marsda bo'lsangiz, Fobos g'arbda ko'tariladi va sharqda o'rnatiladi, bu bilan kuniga uch marta inqilob qiladi, Deimos esa, aksincha, sharqda ko'tariladi va g'arbda o'rnatiladi va sayyora atrofida faqat bitta inqilob qiladi. .

Mars va uning atmosferasining xususiyatlari

Marsning asosiy xususiyatlaridan biri uning yaratilganligidir. Marsdagi atmosfera juda qiziq. Hozir Marsda atmosfera juda nozik, kelajakda Mars o'z atmosferasini butunlay yo'qotishi mumkin. Mars atmosferasining o'ziga xos xususiyatlari shundaki, bir vaqtlar Mars bizning sayyoramizdagi kabi atmosfera va havoga ega edi. Ammo evolyutsiya jarayonida Qizil sayyora deyarli barcha atmosferani yo'qotdi. Endi Qizil sayyora atmosferasining bosimi sayyoramiz bosimining atigi 1% ni tashkil qiladi. Mars atmosferasining o'ziga xosligi shundaki, hatto Yerga nisbatan sayyoraning tortishish kuchining uchdan bir qismi bo'lsa ham, Mars ulkan chang bo'ronlarini ko'tarib, tonnalab qum va tuproqni havoga ko'tarishi mumkin. Chang bo'ronlari astronomlarimizning asablarini bir necha bor buzgan; chang bo'ronlari juda keng bo'lishi mumkinligi sababli, Marsni Yerdan kuzatish imkonsiz bo'lib qoladi. Ba'zida bunday bo'ronlar hatto bir necha oy davom etishi mumkin, bu esa sayyorani o'rganish jarayonini sezilarli darajada buzadi. Ammo Mars sayyorasini tadqiq qilish shu bilan tugamaydi. Mars yuzasida sayyorani o'rganishni to'xtatmaydigan robotlar mavjud.

Mars sayyorasining atmosfera xususiyatlari ham olimlarning Mars osmonining rangi haqidagi taxminlari rad etilganligini anglatadi. Olimlar Marsdagi osmon qora rangda bo‘lishi kerak deb hisoblashgan, biroq kosmik stansiya tomonidan sayyoradan olingan suratlar bu nazariyani rad etdi. Marsdagi osmon umuman qora emas, havodagi qum va chang zarralari va quyosh nurlarining 40% ni o'ziga singdirish tufayli pushti rangga ega, bu Marsda pushti osmonning ta'sirini yaratadi.

Mars haroratining xususiyatlari

Mars haroratini o'lchash nisbatan uzoq vaqt oldin boshlangan. Hammasi 1922 yilda Lemplend o'lchovlari bilan boshlandi. Keyin o'lchovlar Marsdagi o'rtacha harorat -28º C ekanligini ko'rsatdi. Keyinchalik, 50-60-yillarda, 20-60-yillarda amalga oshirilgan sayyoramizning harorat rejimi haqida ba'zi bilimlar to'plangan. Ushbu o'lchovlardan ma'lum bo'lishicha, kunduzi sayyora ekvatorida harorat +27º C ga yetishi mumkin, ammo kechqurun u nolga tushadi va ertalab -50º C ga etadi. Qutblarda harorat o'zgarib turadi. +10º C dan, qutb kunduzi va qutb kechasi juda past haroratgacha.

Marsning relyef xususiyatlari

Mars yuzasi, atmosferaga ega bo'lmagan boshqa sayyoralar singari, kosmik jismlarning qulashi natijasida paydo bo'lgan turli kraterlar tomonidan chandiqlangan. Kraterlar kichik (diametri 5 km) va katta (diametri 50 dan 70 km gacha). Atmosfera yo'qligi sababli Mars meteorit yomg'iriga duchor bo'ldi. Ammo sayyora yuzasida shunchaki kraterlar mavjud emas. Ilgari odamlar Marsda hech qachon suv bo‘lmaganiga ishonishgan, biroq sayyora yuzasini kuzatishlar boshqacha hikoya qiladi. Mars yuzasida suv konlariga o'xshash kanallar va hatto kichik chuqurliklar mavjud. Bu Marsda suv borligini ko'rsatadi, lekin ko'p sabablarga ko'ra u g'oyib bo'ldi. Endi Marsda suv yana paydo bo'lishi va biz sayyoraning tirilishini kuzatishimiz uchun nima qilish kerakligini aytish qiyin.

Qizil sayyorada vulqonlar ham bor. Eng mashhur vulqon - Olimp. Bu vulqon Marsga qiziqqanlarning barchasiga ma'lum. Bu vulqon nafaqat Marsdagi, balki quyosh tizimidagi eng katta tepalikdir, bu sayyoraning yana bir xususiyati. Agar siz Olympus vulqonining etagida tursangiz, bu vulqonning chetini ko'rishning iloji bo'lmaydi. Bu vulqon shunchalik kattaki, uning qirralari ufqdan tashqariga chiqadi va Olimp cheksizga o'xshaydi.

Mars magnit maydonining xususiyatlari

Bu, ehtimol, sayyoramizning so'nggi qiziqarli xususiyati. Magnit maydon sayyoraning himoyachisi bo'lib, u sayyora tomon harakatlanadigan barcha elektr zaryadlarini qaytaradi va ularni asl traektoriyasidan uzoqlashtiradi. Magnit maydon butunlay sayyora yadrosiga bog'liq. Marsdagi yadro deyarli harakatsiz va shuning uchun sayyoraning magnit maydoni juda zaif. Magnit maydonning harakati juda qiziq, u bizning sayyoramizdagi kabi global emas, lekin u faolroq bo'lgan zonalarga ega va boshqa zonalarda u umuman bo'lmasligi mumkin.

Shunday qilib, biz uchun juda oddiy ko'rinadigan sayyora o'ziga xos xususiyatlarga ega bo'lib, ularning ba'zilari bizning Quyosh tizimimizda etakchi hisoblanadi. Mars siz bir qarashda o'ylagandek oddiy sayyora emas.

Mars atmosferasi- Mars sayyorasini o'rab turgan gaz qobig'i. U kimyoviy tarkibi va fizik parametrlari bo'yicha er atmosferasidan sezilarli darajada farq qiladi. Er yuzasidagi bosim 0,7-1,155 kPa (Yerning 1/110 qismi yoki Yer yuzasidan o'ttiz kilometrdan ortiq balandlikda Yer bosimiga teng). Atmosferaning taxminiy qalinligi 110 km. Atmosferaning taxminiy massasi 2,5 10 16 kg. Mars juda zaif magnit maydonga ega (Yernikiga nisbatan) va natijada quyosh shamoli atmosfera gazlarining koinotga kuniga 300±200 tonna (hozirgi quyosh faolligiga va Quyoshdan uzoqligiga qarab) tarqalishiga olib keladi. ).

Kimyoviy tarkibi

4 milliard yil oldin Mars atmosferasida yosh Yerdagi ulushiga teng miqdorda kislorod mavjud edi.

Haroratning o'zgarishi

Mars atmosferasi juda kam uchraydigan bo'lgani uchun u sirt haroratining kunlik tebranishlarini tekislamaydi. Ekvatordagi harorat kunduzi +30 ° C dan kechasi -80 ° C gacha. Qutblarda harorat -143°C gacha tushishi mumkin. Biroq, kunlik harorat o'zgarishi atmosferasiz Oy va Merkuriydagi kabi muhim emas. Past zichlik atmosferada keng miqyosli chang bo'ronlari va tornadolar, shamollar, tumanlar, bulutlar paydo bo'lishiga va sayyoramizning iqlimi va yuzasiga ta'sir qilishiga to'sqinlik qilmaydi.

Marsning haroratini aks ettiruvchi teleskopning fokusida joylashgan termometr yordamida birinchi o'lchovlar 1920-yillarning boshlarida amalga oshirilgan. 1922 yilda W. Lempland tomonidan o'tkazilgan o'lchovlar Marsning o'rtacha sirt harorati 245 (-28 ° C), E. Pettit va S. Nikolson 1924 yilda 260 K (-13 ° C) ni tashkil etdi. Pastroq qiymat 1960 yilda W. Sinton va J. Strong tomonidan olingan: 230 K (-43 ° C).

Yillik tsikl

Atmosferaning massasi qishda qutb qopqoqlarida katta hajmdagi karbonat angidridning kondensatsiyasi va yozda bug'lanishi tufayli yil davomida sezilarli darajada o'zgaradi.

> > > Mars atmosferasi

Mars - sayyora atmosferasi: atmosfera qatlamlari, kimyoviy tarkibi, bosimi, zichligi, Yer bilan taqqoslash, metan miqdori, qadimgi sayyora, fotosuratlar bilan tadqiqot.

AMars atmosferasi Yerning atigi 1% ni tashkil qiladi, shuning uchun Qizil sayyorada quyosh nurlanishidan himoyalanish, shuningdek, normal harorat sharoitlari mavjud emas. Mars atmosferasining tarkibi karbonat angidrid (95%), azot (3%), argon (1,6%) va kislorod, suv bug'lari va boshqa gazlarning kichik aralashmalari bilan ifodalanadi. Shuningdek, u mayda chang zarralari bilan to'la bo'lib, bu sayyorani qizil ko'rinishga olib keladi.

Tadqiqotchilarning fikricha, atmosfera qatlami avvallari zich bo‘lgan, ammo 4 milliard yil avval qulagan. Magnitosfera bo'lmasa, quyosh shamoli ionosferaga tushadi va atmosfera zichligini pasaytiradi.

Bu 30 Pa past bosim ko'rsatkichiga olib keldi. Atmosfera 10,8 km dan oshadi. U juda ko'p metanni o'z ichiga oladi. Bundan tashqari, muayyan hududlarda kuchli emissiyalar sezilarli. Ikkita joy aniqlangan, ammo manbalar hali aniqlanmagan.

Yiliga 270 tonna metan chiqariladi. Bu shuni anglatadiki, biz qandaydir faol er osti jarayoni haqida gapiramiz. Ehtimol, bu vulqon faolligi, kometalarning ta'siri yoki serpantinizatsiya. Eng jozibali variant - metanogen mikrobial hayot.

Endi siz Mars atmosferasining mavjudligi haqida bilasiz, ammo, afsuski, u kolonistlarni yo'q qilish uchun tuzilgan. Suyuq suvning to'planishiga yo'l qo'ymaydi, radiatsiya uchun ochiq va juda sovuq. Ammo keyingi 30 yil ichida biz hali ham rivojlanishga e'tibor qaratamiz.

Sayyora atmosferalarining tarqalishi

Astrofizik Valeriy Shematovich sayyoraviy atmosfera evolyutsiyasi, ekzosayyora tizimlari va Mars atmosferasining yo'qolishi haqida:

Mars Quyoshdan Yerdan uzoqroqda joylashganligi sababli, u osmonda Quyoshga qarama-qarshi joyni egallashi mumkin, keyin u butun tun davomida ko'rinadi. Sayyoraning bu pozitsiyasi deyiladi qarama-qarshilik. Mars uchun u har ikki yil va ikki oyda takrorlanadi. Marsning orbitasi Yernikiga qaraganda uzunroq bo'lganligi sababli, qarama-qarshiliklar paytida Mars va Yer orasidagi masofalar boshqacha bo'lishi mumkin. Har 15 yoki 17 yilda bir marta, Yer va Mars o'rtasidagi masofa minimal va 55 million km ni tashkil etganda, Buyuk qarama-qarshilik sodir bo'ladi.

Marsdagi kanallar

Hubble teleskopidan olingan Mars fotosurati sayyoraning o'ziga xos xususiyatlarini aniq ko'rsatib beradi. Mars cho'llarining qizil fonida ko'k-yashil dengizlar va yorqin oq qutb qopqog'i aniq ko'rinadi. Mashhur kanallar fotosuratda ko'rinmaydi. Bunday kattalashtirishda ular haqiqatan ham ko'rinmaydi. Marsning keng ko'lamli fotosuratlari olinganidan so'ng, Mars kanallarining siri nihoyat hal qilindi: kanallar optik illyuziyadir.

Mavjud bo'lish imkoniyati haqidagi savol katta qiziqish uyg'otdi Marsdagi hayot. 1976 yilda Amerika Viking MSda o'tkazilgan tadqiqotlar yakuniy salbiy natija berdi. Marsda hayot izlari topilmadi.

Biroq, hozirda bu masala bo'yicha qizg'in muhokamalar davom etmoqda. Ikkala tomon ham, Marsdagi hayotning tarafdorlari ham, muxoliflari ham raqiblari rad eta olmaydigan dalillarni keltirmoqdalar. Ushbu muammoni hal qilish uchun eksperimental ma'lumotlar etarli emas. Biz faqat Marsga davom etayotgan va rejalashtirilgan parvozlar bizning zamonamizda yoki uzoq o'tmishda Marsda hayot mavjudligini tasdiqlovchi yoki rad etuvchi materiallar taqdim etguncha kutishimiz mumkin. Saytdan olingan material

Marsda ikkita kichik bor sun'iy yo'ldosh- Phobos (51-rasm) va Deimos (52-rasm). Ularning o'lchamlari mos ravishda 18×22 va 10×16 km. Fobos sayyora yuzasidan atigi 6000 km masofada joylashgan va uni taxminan 7 soatda aylanib chiqadi, bu Mars kunidan 3 baravar kam. Deimos 20 000 km masofada joylashgan.

Sun'iy yo'ldoshlar bilan bog'liq bir qator sirlar mavjud. Shunday qilib, ularning kelib chiqishi aniq emas. Aksariyat olimlarning fikricha, bu nisbatan yaqinda qo'lga olingan asteroidlar. Diametri 8 km bo‘lgan krater qoldirgan meteorit zarbasidan Fobos qanday omon qolganini tasavvur qilish qiyin. Nima uchun Phobos bizga ma'lum bo'lgan eng qora tana ekanligi aniq emas. Uning aks ettirish qobiliyati kuyikishdan 3 baravar kam. Afsuski, Phobosga bir nechta kosmik kemalar parvozi muvaffaqiyatsiz yakunlandi. Fobos va Marsning ko'plab muammolarining yakuniy yechimi 21-asrning 30-yillarida rejalashtirilgan Marsga ekspeditsiyagacha qoldirildi.

Mars Quyoshdan eng uzoqda joylashgan to'rtinchi sayyora va Quyosh tizimidagi ettinchi (oxirgidan oldingi) eng katta sayyoradir; Sayyora massasi Yer massasining 10,7% ni tashkil qiladi. Qadimgi Rim urush xudosi Mars nomi bilan atalgan, qadimgi yunon Aresga mos keladi. Mars ba'zan "qizil sayyora" deb ataladi, chunki uning yuzasi temir oksidi tomonidan berilgan qizil rangga ega.

Mars - siyrak atmosferaga ega quruqlik sayyorasi (er yuzasidagi bosim Yer bosimidan 160 marta kam). Mars sirt relefining xususiyatlarini Oydagi kabi zarba kraterlari, shuningdek, Yerdagi kabi vulqonlar, vodiylar, cho'llar va qutb muzliklari deb hisoblash mumkin.

Marsda ikkita tabiiy sun'iy yo'ldosh mavjud - Fobos va Deimos (qadimgi yunon tilidan tarjima qilingan - "qo'rquv" va "dahshat" - jangda unga hamroh bo'lgan Aresning ikki o'g'lining ismlari), ular nisbatan kichik (Fobos - 26x21 km, Deimos - 13 km kenglikda) va tartibsiz shaklga ega.

Marsning buyuk qarama-qarshiliklari, 1830-2035

Mars Quyoshdan uzoqligi bo'yicha to'rtinchi (Merkuriy, Venera va Yerdan keyin) va Quyosh tizimidagi ettinchi (massa va diametr bo'yicha faqat Merkuriydan oshib ketadi) sayyoradir. Marsning massasi Yer massasining 10,7% ni tashkil qiladi (6,423 1023 kg ga nisbatan Yer uchun 5,9736 1024 kg), uning hajmi Yernikidan 0,15 ga, o'rtacha chiziqli diametri esa Yerning diametridan 0,53 ga (6800 km) teng. ).

Marsning topografiyasi juda ko'p o'ziga xos xususiyatlarga ega. Marsdagi so‘ngan vulqon Olimp tog‘i Quyosh tizimidagi eng baland tog‘, Valles Marineris esa eng katta kanyondir. Bundan tashqari, 2008 yil iyun oyida Nature jurnalida chop etilgan uchta maqola Marsning shimoliy yarim sharidagi quyosh tizimidagi eng katta ma'lum bo'lgan zarba krateri haqida dalillarni taqdim etdi. Uning uzunligi 10 600 km va kengligi 8 500 km ni tashkil etadi, bu Marsda janubiy qutb yaqinida ilgari topilgan eng katta zarba krateridan taxminan to'rt baravar katta.

Shu kabi sirt topografiyasiga qo'shimcha ravishda, Mars Yernikiga o'xshash aylanish davri va mavsumiy tsikllarga ega, ammo uning iqlimi Yernikiga qaraganda ancha sovuq va quruqroq.

1965 yilda Mariner 4 kosmik kemasi Marsga birinchi marta uchib ketgunga qadar ko'plab tadqiqotchilar uning yuzasida suyuq suv borligiga ishonishgan. Bu fikr yorug'lik va qorong'u hududlarda, ayniqsa materik va dengizlarga o'xshash qutb kengliklarida davriy o'zgarishlarni kuzatishga asoslangan edi. Mars yuzasidagi qorong'u oluklar ba'zi kuzatuvchilar tomonidan suyuq suv uchun sug'orish kanallari sifatida talqin qilingan. Keyinchalik bu oluklar optik illyuziya ekanligi isbotlandi.

Past bosim tufayli suv Mars yuzasida suyuq holatda bo'lishi mumkin emas, lekin ehtimol o'tmishda sharoitlar boshqacha bo'lgan va shuning uchun sayyorada ibtidoiy hayot mavjudligini inkor etib bo'lmaydi. 2008-yil 31-iyulda NASAning Feniks kosmik kemasi Marsda muzli suvni topdi.

2009 yil fevral oyida Mars orbitasida aylanib yuruvchi orbital tadqiqot yulduz turkumi uchta ishlaydigan kosmik kemaga ega edi: Mars Odyssey, Mars Express va Mars Reconnaissance sun'iy yo'ldoshi, bu Yerdan tashqari boshqa sayyoralarga qaraganda ko'proq.

Ayni paytda Marsning yuzasi ikkita rover tomonidan o'rganilgan: "Spirit" va "Opportunity". Mars yuzasida tadqiqotni yakunlagan bir nechta faol bo'lmagan qo'nuvchilar va roverlar ham mavjud.

Ular toʻplagan geologik maʼlumotlarga koʻra, Mars yuzasining katta qismi avvallari suv bilan qoplangan. So‘nggi o‘n yillikdagi kuzatuvlar Mars yuzasidagi ba’zi joylarda geyzerlarning zaif faolligini aniqladi. Mars Global Surveyor kosmik apparati kuzatuvlariga ko‘ra, Marsning janubiy qutb qopqog‘ining qismlari asta-sekin chekinmoqda.

Marsni Yerdan yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin. Uning ko'rinadigan kattaligi 2,91 m ga etadi (Yerga eng yaqin yaqinlashganda), yorqinligi bo'yicha faqat Yupiterdan (va har doim ham katta qarshilik paytida emas) va Veneradan (lekin faqat ertalab yoki kechqurun) ikkinchi o'rinda turadi. Odatda, katta qarama-qarshilik paytida to'q sariq Mars Yerning tungi osmonidagi eng yorqin ob'ektdir, ammo bu har 15-17 yilda bir marta, bir haftadan ikki haftagacha sodir bo'ladi.

Orbitaning xususiyatlari

Marsdan Yergacha minimal masofa 55,76 million km (Yer aynan Quyosh va Mars oʻrtasida boʻlganda), maksimal masofa taxminan 401 million km (Quyosh aynan Yer va Mars oʻrtasida boʻlganda).

Marsdan Quyoshgacha boʻlgan oʻrtacha masofa 228 million km (1,52 AB), Quyosh atrofida aylanish davri esa 687 Yer kuni. Mars orbitasi juda sezilarli ekssentriklikka ega (0,0934), shuning uchun Quyoshgacha bo'lgan masofa 206,6 dan 249,2 million km gacha o'zgarib turadi. Mars orbitasining moyilligi 1,85°.

Mars sayyora Quyoshga qarama-qarshi yo'nalishda bo'lganda, qarama-qarshilik paytida Yerga eng yaqin. Qarama-qarshiliklar har 26 oyda Mars va Yer orbitasining turli nuqtalarida takrorlanadi. Ammo har 15-17 yilda bir marta qarama-qarshiliklar Mars o'z perihelioniga yaqin bo'lgan vaqtda sodir bo'ladi; Ushbu buyuk qarama-qarshiliklarda (oxirgisi 2003 yil avgustda bo'lgan) sayyoragacha bo'lgan masofa minimal bo'lib, Mars o'zining eng katta burchak o'lchamiga 25,1 dyuymga va yorqinligi 2,88 m ga etadi.

jismoniy xususiyatlar

Yer (o'rtacha radius 6371 km) va Mars (o'rtacha radius 3386,2 km) o'lchamlarini taqqoslash.

Chiziqli o'lchamlari bo'yicha Mars Yerning deyarli yarmiga teng - uning ekvator radiusi 3396,9 km (Yerning 53,2%). Marsning sirt maydoni taxminan Yerdagi quruqlik maydoniga teng.

Marsning qutb radiusi ekvatordan taxminan 20 km kamroq, garchi sayyoraning aylanish davri Yernikidan uzoqroq bo'lsa ham, bu Marsning aylanish tezligi vaqt o'tishi bilan o'zgaradi deb taxmin qilishga asos beradi.

Sayyoraning massasi 6,418·1023 kg (Yer massasining 11%). Ekvatorda tortishish tezlashishi 3,711 m/s (0,378 Yer); birinchi qochish tezligi 3,6 km/s, ikkinchisi esa 5,027 km/s.

Sayyoraning aylanish davri 24 soat 37 daqiqa 22,7 soniya. Shunday qilib, Mars yili 668,6 Mars quyosh kunidan iborat (sollar deb ataladi).

Mars o'z o'qi atrofida, orbital tekislikka perpendikulyarga 24 ° 56? burchak ostida aylanadi. Marsning aylanish o'qining egilishi fasllarning o'zgarishiga olib keladi. Shu bilan birga, orbitaning cho'zilishi ularning davomiyligi bo'yicha katta farqlarga olib keladi - masalan, shimoliy bahor va yoz birgalikda 371 sol, ya'ni Mars yilining yarmidan sezilarli darajada ko'proq davom etadi. Shu bilan birga, ular Mars orbitasining Quyoshdan uzoqda joylashgan qismida sodir bo'ladi. Shuning uchun Marsda shimoliy yoz uzoq va salqin, janubiy yoz esa qisqa va issiq.

Atmosfera va iqlim

Mars atmosferasi, Viking orbitasi fotosurati, 1976. Chap tomonda Hallening "tabassum krateri" ko'rinadi.

Sayyoradagi harorat qishda qutblarda -153 dan kunduzi ekvatorda 20 °C dan yuqori. O'rtacha harorat -50 ° C.

Asosan karbonat angidriddan tashkil topgan Mars atmosferasi juda nozik. Mars yuzasidagi bosim Yerdagi bosimdan 160 baravar kam - o'rtacha sirt sathida 6,1 mbar. Marsda balandlikning katta farqi tufayli sirtdagi bosim juda katta farq qiladi. Atmosferaning taxminiy qalinligi 110 km.

NASA (2004) ma'lumotlariga ko'ra, Mars atmosferasi 95,32% karbonat angidriddan iborat; shuningdek, 2,7% azot, 1,6% argon, 0,13% kislorod, 210 ppm suv bug'i, 0,08% uglerod oksidi, azot oksidi (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, yarim og'ir suv vodorod. deyteriy-kislorod (HDO) 0,85 ppm, kripton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.

Viking desantining (1976) ma'lumotlariga ko'ra, Mars atmosferasida taxminan 1-2% argon, 2-3% azot va 95% karbonat angidrid aniqlangan. Mars-2 va Mars-3 sun'iy yo'ldoshlaridan olingan ma'lumotlarga ko'ra, ionosferaning pastki chegarasi 80 km balandlikda, maksimal elektron kontsentratsiyasi 1,7 105 elektron / sm3 138 km balandlikda, ikkinchisi. ikkita maksimal 85 va 107 km balandlikda.

1974 yil 10 fevralda Mars-4 AMS tomonidan 8 va 32 sm radioto'lqinlarda atmosferaning radio yoritilishi 110 km balandlikda asosiy ionlanish maksimal va 4,6 103 elektron kontsentratsiyasiga ega Marsning tungi ionosferasi mavjudligini ko'rsatdi. elektron/sm3, shuningdek, 65 va 185 km balandlikdagi ikkilamchi maksimallar.

Atmosfera bosimi

NASAning 2004 yildagi ma'lumotlariga ko'ra, o'rtacha radiusda atmosfera bosimi 6,36 mb. Sirtdagi zichlik ~0,020 kg/m3, atmosferaning umumiy massasi ~2,5·1016 kg.
1997 yilda Mars Pathfinder qo'nishi tomonidan qayd etilgan kun vaqtiga qarab Marsdagi atmosfera bosimining o'zgarishi.

Erdan farqli o'laroq, Mars atmosferasining massasi karbonat angidridni o'z ichiga olgan qutb qopqoqlarining erishi va muzlashi tufayli yil davomida juda katta farq qiladi. Qishda butun atmosferaning 20-30 foizi karbonat angidriddan tashkil topgan qutb qopqog'ida muzlaydi. Mavsumiy bosimning pasayishi, turli manbalarga ko'ra, quyidagi qiymatlardir:

NASA ma'lumotlariga ko'ra (2004): o'rtacha radiusda 4,0 dan 8,7 mbargacha;
Encarta (2000) ga ko'ra: 6 dan 10 mbargacha;
Zubrin va Vagner (1996) ma'lumotlariga ko'ra: 7 dan 10 mbargacha;
Viking 1 landeriga ko'ra: 6,9 dan 9 mbargacha;
Mars Pathfinder qo'nuvchi qurilmasiga ko'ra: 6,7 mbardan.

Hellas Impact Havzasi - Marsda eng yuqori atmosfera bosimi bo'lgan eng chuqur joy.

Eritra dengizidagi Mars-6 zondining qo'ngan joyida 6,1 millibar sirt bosimi qayd etilgan bo'lib, u o'sha paytda sayyoradagi o'rtacha bosim hisoblangan va shu darajadan balandliklar va chuqurliklarni hisoblashga kelishilgan. Marsda. Ushbu apparatning tushish vaqtida olingan ma'lumotlariga ko'ra, tropopauza taxminan 30 km balandlikda joylashgan bo'lib, u erda bosim 5·10-7 g/sm3 (Yerda 57 km balandlikda bo'lgani kabi).

Hellas (Mars) mintaqasi shunchalik chuqurki, atmosfera bosimi taxminan 12,4 millibarga etadi, bu suvning uch martalik nuqtasidan (~ 6,1 mb) yuqori va qaynash nuqtasidan past. Etarlicha yuqori haroratda u erda suv suyuq holatda bo'lishi mumkin; bu bosimda esa suv qaynab, +10 °C da allaqachon bug'ga aylanadi.

27 km balandlikdagi Olimp vulqonining eng yuqori cho'qqisida bosim 0,5 dan 1 mbargacha bo'lishi mumkin (Zurek 1992).

Qo'nish modullari Mars yuzasiga qo'nmasdan oldin, bosim o'lchandi, ular Mars diskiga kirganlarida Mariner 4, Mariner 6 va Mariner 7 zondlarining radio signallarining zaiflashishi tufayli - o'rtacha sirt darajasida 6,5 ​​± 2,0 mb, bu Yerdagidan 160 marta kam; xuddi shunday natijani Mars-3 kosmik kemasining spektral kuzatishlari ham ko'rsatdi. Bundan tashqari, o'rtacha darajadan past bo'lgan joylarda (masalan, Mars Amazonkasida) bosim, bu o'lchovlarga ko'ra, 12 mb ga etadi.

1930-yillardan boshlab. Sovet astronomlari atmosfera bosimini fotografik fotometriya usullari yordamida - yorug'lik to'lqinlarining turli diapazonlarida diskning diametri bo'ylab yorqinlikni taqsimlash orqali aniqlashga harakat qilishdi. Shu maqsadda fransuz olimlari B. Liot va O. Dollfus Mars atmosferasi tomonidan tarqalgan yorug'likning qutblanishini kuzatishdi. Optik kuzatuvlarning qisqacha mazmuni 1951 yilda amerikalik astronom J. de Vaucouleurs tomonidan nashr etilgan va ular atmosfera changining aralashuvi tufayli deyarli 15 baravar oshirilgan 85 mb bosimga erishgan.

Iqlim

2004 yil 2 martda Opportunity rover tomonidan olingan 1,3 sm gematit tugunining mikroskopik fotosurati suyuq suvning o'tmishda mavjudligini ko'rsatadi.

Iqlim, xuddi Yerdagi kabi, mavsumiydir. Sovuq mavsumda, hatto qutb qopqoqlaridan tashqarida ham, yuzada engil sovuq paydo bo'lishi mumkin. Feniks apparati qor yog‘ishini qayd etdi, biroq qor parchalari yer yuzasiga yetib bormasdan bug‘lanib ketdi.

NASA ma'lumotlariga ko'ra (2004), o'rtacha harorat ~210 K (-63 °C). Viking desantlariga ko'ra, kunlik harorat oralig'i 184 K dan 242 K gacha (-89 dan -31 ° C gacha) (Viking-1) va shamol tezligi: 2-7 m / s (yozda), 5-10 m. /s (kuz), 17-30 m/s (chang bo'roni).

Mars-6 qo'nish zondidan olingan ma'lumotlarga ko'ra, Mars troposferasining o'rtacha harorati 228 K, troposferada harorat har kilometrga o'rtacha 2,5 darajaga pasayadi va tropopauzadan (30 km) yuqorida joylashgan stratosfera. deyarli doimiy harorat 144 K.

Karl Sagan markazi tadqiqotchilarining fikricha, so‘nggi o‘n yilliklarda Marsda isish jarayoni davom etmoqda. Boshqa ekspertlarning fikricha, bunday xulosa chiqarishga hali erta.

Ilgari atmosfera zichroq, iqlim issiq va nam bo'lishi mumkinligi, Mars yuzasida suyuq suv va yomg'ir borligi haqida dalillar mavjud. Ushbu farazning isboti ALH 84001 meteoritining tahlili bo'lib, u taxminan 4 milliard yil oldin Marsning harorati 18 ± 4 ° C bo'lganligini ko'rsatdi.

Chang shaytonlari

Chang shaytonlari Opportunity rover tomonidan 2005-yil 15-mayda suratga olingan. Pastki chap burchakdagi raqamlar birinchi kadrdan keyingi soniyalarda o‘tgan vaqtni bildiradi.

1970-yillardan beri. Viking dasturi doirasida, shuningdek, Opportunity rover va boshqa transport vositalarida ko'plab chang shaytonlari qayd etilgan. Bular sayyora yuzasi yaqinida paydo bo'ladigan va havoga katta miqdordagi qum va changni ko'taradigan havo girdoblari. Vortekslar Yerda tez-tez kuzatiladi (ingliz tilida so'zlashadigan mamlakatlarda ular chang shaytonlari deb ataladi), ammo Marsda ular ancha kattaroq o'lchamlarga erishishi mumkin: Yerdagidan 10 baravar yuqori va 50 baravar kengroq. 2005 yil mart oyida bo'ron Spirit roveridagi quyosh panellarini tozaladi.

Yuzaki

Mars yuzasining uchdan ikki qismini qit'alar deb ataladigan yorug'lik joylari, taxminan uchdan bir qismini dengizlar deb ataladigan qorong'u joylar egallaydi. Dengizlar asosan sayyoramizning janubiy yarimsharida, 10 dan 40° gacha kenglikda joylashgan. Shimoliy yarim sharda faqat ikkita yirik dengiz bor - Acidalia va Katta Sirtis.

Qorong'u joylarning tabiati hali ham munozarali masala. Marsda chang bo'ronlari davom etayotganiga qaramay, ular davom etmoqda. Bir vaqtlar bu qorong'u joylar o'simliklar bilan qoplangan degan taxminni tasdiqladi. Endi bu shunchaki topografiyasi tufayli chang osongina uchib ketadigan joylar ekanligiga ishonishadi. Katta hajmdagi tasvirlar shuni ko'rsatadiki, aslida qorong'u joylar kraterlar, tepaliklar va shamollar yo'lidagi boshqa to'siqlar bilan bog'liq bo'lgan qorong'u chiziqlar va dog'lar guruhlaridan iborat. Ularning hajmi va shaklidagi mavsumiy va uzoq muddatli o'zgarishlar, ko'rinishidan, yorug'lik va qorong'u materiya bilan qoplangan sirt maydonlarining nisbati o'zgarishi bilan bog'liq.

Marsning yarim sharlari o'z sirtining tabiatida juda katta farq qiladi. Janubiy yarimsharda sirt oʻrtachadan 1-2 km yuqori boʻlib, kraterlar bilan zich joylashgan. Marsning bu qismi Oy qit'alariga o'xshaydi. Shimolda yer yuzasining katta qismi oʻrtacha darajadan past, kraterlar kam, asosiy qismi esa nisbatan silliq tekisliklar boʻlib, ehtimol lava toshqinlari va eroziya natijasida hosil boʻlgan. Bu yarim sharning farqi munozarali masala bo'lib qolmoqda. Yarim sharlar orasidagi chegara taxminan ekvatorga 30° qiyshaygan katta aylana boʻylab oʻtadi. Chegarasi keng va tartibsiz boʻlib, shimolga tomon qiyalik hosil qiladi. Uning bo'ylab Mars yuzasining eng eroziyalangan joylari joylashgan.

Yarimfera assimetriyasini tushuntirish uchun ikkita muqobil faraz ilgari surildi. Ulardan biriga ko'ra, erta geologik bosqichda litosfera plitalari "birgalikda" (ehtimol tasodifan) Yerdagi Pangeya qit'asi kabi bir yarim sharga ko'chib o'tgan va keyin bu holatda "muzlab qolgan". Boshqa bir faraz Mars va Pluton kattaligidagi kosmik jism o'rtasidagi to'qnashuvni ko'rsatadi.
Marsning topografik xaritasi, Mars Global Surveyor ma'lumotlariga ko'ra, 1999 yil.

Janubiy yarimshardagi kraterlarning ko'pligi bu yer yuzasi qadimgi - 3-4 milliard yil ekanligini ko'rsatadi. Kraterlarning bir necha turlari mavjud: katta tekis tubli kraterlar, Oyga oʻxshash kichikroq va yoshroq piyola shaklidagi kraterlar, hoshiyali kraterlar va baland kraterlar. Oxirgi ikki tur Marsga xosdir - sirt bo'ylab suyuqlik oqimi oqib o'tadigan hoshiyali kraterlar va ko'tarilgan kraterlar paydo bo'lgan, bu erda krater ejektori ko'rpachasi sirtni shamol eroziyasidan himoya qiladi. Zarba kelib chiqishining eng katta xususiyati Hellas tekisligidir (taxminan 2100 km kenglikda).

Yarimfera chegarasi yaqinidagi xaotik landshaft hududida sirt katta sinish va siqilish joylarini boshdan kechirdi, ba'zida eroziya (ko'chkilar yoki er osti suvlarining halokatli chiqishi tufayli), shuningdek suyuq lava bilan suv bosdi. Xaotik landshaftlar ko'pincha suv bilan kesilgan katta kanallarning boshida yotadi. Ularning birgalikda shakllanishi uchun eng maqbul gipoteza er osti muzlarining to'satdan erishi hisoblanadi.

Valles Marineris Marsda

Shimoliy yarimsharda keng vulqon tekisliklaridan tashqari ikkita yirik vulqon zonalari mavjud - Tarsis va Elizium. Tarsis - uzunligi 2000 km bo'lgan, o'rtacha darajadan 10 km balandlikda joylashgan keng vulqon tekisligi. Uning ustida uchta yirik qalqon vulqon bor - Arsiya tog'i, Pavlina tog'i va Askrian tog'i. Tarsisning chekkasida Olimp tog'i joylashgan bo'lib, u Marsdagi va quyosh tizimidagi eng balanddir. Olympus balandligi o'zining poydevoriga nisbatan 27 km va Marsning o'rtacha sirt darajasiga nisbatan 25 km ga etadi va diametri 550 km bo'lgan maydonni egallaydi, ba'zi joylarda balandligi 7 km ga etadi. Olympusning hajmi Yerdagi eng katta vulqon Mauna Kea hajmidan 10 baravar katta. Bu erda bir nechta kichik vulqonlar ham mavjud. Elysium - o'rtacha olti kilometr balandlikda, uchta vulqon - Hekat gumbazi, Elizium tog'i va Albor gumbazi.

Boshqa ma'lumotlarga ko'ra (Faure va Mensing, 2007), Olympusning balandligi yer sathidan 21287 metr va uning atrofidan 18 kilometr balandlikda, poydevorning diametri esa taxminan 600 km. Baza 282 600 km2 maydonni egallaydi. Kaldera (vulqon markazidagi chuqurlik) kengligi 70 km, chuqurligi 3 km.

Tarsis ko'tarilishini ko'p tektonik yoriqlar ham kesib o'tadi, ko'pincha juda murakkab va keng. Ulardan eng kattasi Valles Marineris kenglik yo'nalishida deyarli 4000 km (sayyora aylanasining chorak qismi) cho'zilgan, kengligi 600 ga va chuqurligi 7-10 km ga etadi; Bu yoriq hajmi jihatidan Yerdagi Sharqiy Afrika yorilishi bilan solishtirish mumkin. Quyosh tizimidagi eng katta ko'chkilar uning tik yonbag'irlarida sodir bo'ladi. Valles Marineris - Quyosh tizimidagi eng katta ma'lum kanyon. 1971-yilda Mariner 9 kosmik kemasi tomonidan kashf etilgan kanyon butun AQShni okeandan tortib to okeangacha qamrab olishi mumkin edi.

Opportunity rover tomonidan olingan Viktoriya krateri panoramasi. U uch hafta davomida, 2006 yil 16 oktyabrdan 6 noyabrgacha suratga olingan.

2005-yil 23-28-noyabrda Spirit rover tomonidan olingan Er tepaligidagi Mars yuzasining panoramasi.

Muz va qutb qalpoqlari

Yozda shimoliy qutb qopqog'i, Mars Global Surveyor surati. Chapdagi qopqoqni kesib o'tadigan uzun va keng yoriq Shimoliy yoriqdir

Marsning ko'rinishi yil vaqtiga qarab juda farq qiladi. Avvalo, qutb muzliklaridagi o'zgarishlar hayratlanarli. Ular Mars atmosferasida va yuzasida mavsumiy naqshlarni yaratib, mumi va kamayib boradi. Janubiy qutb qopqog'i 50 ° kenglikka, shimoliy - 50 ° ga yetishi mumkin. Shimoliy qutb qalpoqchasining doimiy qismining diametri 1000 km. Bahorda bir yarim shardagi qutb qalpoqchasi chekinishi bilan sayyora yuzasidagi xususiyatlar qoraya boshlaydi.

Polar qopqoqlar ikki komponentdan iborat: mavsumiy - karbonat angidrid va dunyoviy - suv muzi. Mars Express sun'iy yo'ldoshidan olingan ma'lumotlarga ko'ra, qopqoqlarning qalinligi 1 m dan 3,7 km gacha bo'lishi mumkin. Mars Odyssey zondi Marsning janubiy qutb qopqog‘ida faol geyzerlarni topdi. NASA ekspertlarining fikriga ko'ra, bahorgi isish bilan karbonat angidrid oqimlari o'zlari bilan chang va qumni olib, katta balandlikka ko'tarilgan.

Marsning chang bo'roni aks etgan fotosuratlari. 2001 yil iyun-sentyabr

Polar qopqoqlarning bahor erishi atmosfera bosimining keskin oshishiga va katta gaz massalarining qarama-qarshi yarim sharga harakatlanishiga olib keladi. Bu holatda esayotgan shamollarning tezligi 10-40 m/s, ba'zan esa 100 m/s gacha etadi. Shamol sirtdan katta miqdordagi changni ko'tarib, chang bo'ronlariga olib keladi. Kuchli chang bo'ronlari sayyora yuzasini deyarli to'liq qoplaydi. Chang bo'ronlari Mars atmosferasidagi harorat taqsimotiga sezilarli ta'sir ko'rsatadi.

1784 yilda astronom V. Xerschel Yerning qutb mintaqalarida muzning erishi va muzlashiga o'xshab, qutb qalpoqlari hajmining mavsumiy o'zgarishiga e'tibor qaratdi. 1860-yillarda. Frantsuz astronomi E. Li eriydigan buloq qutb qopqog'i atrofida qorayish to'lqinini kuzatdi, keyinchalik bu erigan suvning tarqalishi va o'simliklarning o'sishi gipotezasi bilan izohlandi. 20-asr boshlarida amalga oshirilgan spektrometrik o'lchovlar. Flagstaffdagi Lovell rasadxonasida V. Slifer tomonidan, ammo, quruqlikdagi o'simliklarning yashil pigmenti bo'lgan xlorofill chizig'i mavjudligini ko'rsatmadi.

Mariner 7 fotosuratlaridan qutb muzliklarining qalinligi bir necha metrga teng ekanligini aniqlash mumkin edi va o'lchangan 115 K (-158 ° C) harorat uning muzlatilgan karbonat angidrid - "quruq muz" dan iborat bo'lishi mumkinligini tasdiqladi.

Marsning janubiy qutbi yaqinida joylashgan Mitchell tog'lari deb ataladigan tepalik qutb qopqog'i erishi paytida oq orolga o'xshaydi, chunki tog'lardagi muzliklar keyinchalik, shu jumladan Yerda ham eriydi.

Mars Reconnaissance sun'iy yo'ldoshidan olingan ma'lumotlar tog'lar etagidagi qoyali toshlar ostida sezilarli darajada muz qatlamini aniqlash imkonini berdi. Yuzlab metr qalinlikdagi muzlik minglab kvadrat kilometr maydonni egallaydi va uni keyingi o'rganish Mars iqlimi tarixi haqida ma'lumot berishi mumkin.

"Daryo" yotoqlari va boshqa xususiyatlar

Marsda suv eroziyasiga o'xshash ko'plab geologik tuzilmalar mavjud, xususan, quruq daryolar. Bir gipotezaga ko'ra, bu kanallar qisqa muddatli halokatli hodisalar natijasida paydo bo'lishi mumkin edi va ular daryo tizimining uzoq muddatli mavjudligidan dalolat bermaydi. Biroq, so'nggi ma'lumotlar daryolarning geologik jihatdan muhim davrlarda oqib o'tganligini ko'rsatadi. Xususan, teskari kanallar (ya'ni tevarak-atrofdan yuqoriga ko'tarilgan kanallar) topilgan. Erda bunday shakllanishlar zich tub cho'kindilarning uzoq vaqt davomida to'planishi, so'ngra atrofdagi jinslarning qurishi va nurashi tufayli hosil bo'ladi. Bundan tashqari, daryo deltasida suv sathining asta-sekin ko'tarilishi bilan kanallarning o'zgarishi haqida dalillar mavjud.

Janubi-g'arbiy yarim sharda, Ebersvalde kraterida, taxminan 115 km2 maydonga ega daryo deltasi topildi. Deltani yuvgan daryoning uzunligi 60 km dan ortiq edi.

NASAning Marsga oid "Spirit" va "Opportunity" apparatlaridan olingan ma'lumotlar ham o'tmishda suv borligini ko'rsatadi (faqat uzoq vaqt suvda ta'sir qilish natijasida hosil bo'lishi mumkin bo'lgan minerallar topilgan). Feniks apparati to'g'ridan-to'g'ri erdagi muz konlarini aniqladi.

Bundan tashqari, tog‘ yonbag‘irlarida to‘q rangli chiziqlar aniqlangan bo‘lib, ular hozirgi zamonda yer yuzasida suyuq sho‘r suv paydo bo‘lganligini ko‘rsatadi. Ular yoz boshlanganidan keyin tez orada paydo bo'ladi va qishda yo'qoladi, turli to'siqlarni "atrofida oqadi", birlashadi va ajralib chiqadi. "Bunday tuzilmalar suyuqlik oqimidan boshqa narsadan paydo bo'lishi mumkinligini tasavvur qilish qiyin", dedi NASA olimi Richard Zurek.

Tarsis vulqon tepaligida bir nechta noodatiy chuqur quduqlar topilgan. 2007 yilda olingan Mars Reconnaissance sun'iy yo'ldoshining suratiga qaraganda, ulardan birining diametri 150 metr, devorning yoritilgan qismi esa kamida 178 metr chuqurlikka kiradi. Bu shakllanishlarning vulqon kelib chiqishi haqida faraz ilgari surilgan.

Astarlash

Mars tuprog'ining sirt qatlamining elementar tarkibi, quruqlikdan olingan ma'lumotlarga ko'ra, turli joylarda bir xil emas. Tuproqning asosiy komponenti kremniy oksidi (20-25%) bo'lib, tarkibida temir oksidi gidratlari aralashmasi (15% gacha) bo'lib, tuproqqa qizg'ish rang beradi. Oltingugurt, kaltsiy, alyuminiy, magniy va natriy birikmalarining sezilarli aralashmalari mavjud (har biriga bir necha foiz).

NASAning Feniks zondi (2008-yil 25-mayda Marsga qo‘ngan) ma’lumotlariga ko‘ra, Mars tuproqlarining pH nisbati va ba’zi boshqa ko‘rsatkichlari Yerdagiga yaqin va ularda o‘simliklarni o‘stirish nazariy jihatdan mumkin bo‘lar edi. "Aslida, biz Marsdagi tuproq talablarga javob berishini, shuningdek, o'tmishda, hozirgi va kelajakda hayotning paydo bo'lishi va saqlanib qolishi uchun zarur elementlarni o'z ichiga olganligini aniqladik", dedi loyihaning etakchi kimyogari Sem Kunaves. Bundan tashqari, uning so'zlariga ko'ra, ko'pchilik bu ishqoriy tuproq turini "o'z hovlisida" topishi mumkin va u qushqo'nmas etishtirish uchun juda mos keladi.

Bundan tashqari, qo'nish joyida erdagi suv muzining sezilarli miqdori mavjud. Mars Odissey orbitasi ham qizil sayyora yuzasi ostida suv muzining konlari borligini aniqladi. Keyinchalik bu taxmin boshqa qurilmalar tomonidan tasdiqlandi, biroq Marsda suv borligi haqidagi savol nihoyat 2008 yilda, sayyoramizning shimoliy qutbi yaqinida qo‘ngan Feniks zondi Mars tuprog‘idan suv olganida hal bo‘ldi.

Geologiya va ichki tuzilish

Ilgari, Marsda, xuddi Erdagi kabi, litosfera plitalarining harakati bo'lgan. Buni Marsning magnit maydonining xususiyatlari, ba'zi vulqonlarning joylashuvi, masalan, Tarsis provinsiyasida, shuningdek Valles Marineris shakli tasdiqlaydi. Vulkanlar Yerdagiga qaraganda ancha uzoq vaqt mavjud bo'lib, ulkan o'lchamlarga erisha oladigan hozirgi holat, hozirda bu harakat umuman yo'qligini ko'rsatadi. Buni qalqon vulqonlarining uzoq vaqt davomida bir xil ventilyatsiyadan qayta-qayta otilishi natijasida o'sib borishi tasdiqlaydi. Yerda litosfera plitalarining harakati tufayli vulqon nuqtalari doimiy ravishda o'z o'rnini o'zgartirdi, bu esa qalqon vulqonlarining o'sishini cheklab qo'ydi va, ehtimol, Marsdagi kabi balandlikka chiqishga imkon bermadi. Boshqa tomondan, vulqonlarning maksimal balandligidagi farqni Marsdagi tortishish kuchining pastligi tufayli o'z og'irligi ostida qulab tushmaydigan balandroq inshootlarni qurish mumkinligi bilan izohlash mumkin.

Mars va boshqa yerdagi sayyoralarning tuzilishini taqqoslash

Marsning ichki tuzilishining hozirgi modellari shuni ko'rsatadiki, Mars o'rtacha qalinligi 50 km (va maksimal qalinligi 130 km gacha) qobiqdan, qalinligi 1800 km bo'lgan silikat mantiyadan va radiusli yadrodan iborat. 1480 km. Sayyora markazidagi zichlik 8,5 g/sm2 ga yetishi kerak. Yadro qisman suyuq bo'lib, asosan 14-17% (massa bo'yicha) oltingugurt aralashmasi bo'lgan temirdan iborat bo'lib, engil elementlarning miqdori Yer yadrosiga qaraganda ikki baravar yuqori. Zamonaviy hisob-kitoblarga ko'ra, yadroning shakllanishi dastlabki vulqonizm davriga to'g'ri kelgan va taxminan bir milliard yil davom etgan. Mantiya silikatlarining qisman erishi taxminan bir xil vaqtni oldi. Marsda tortishish kuchi pastligi sababli, Mars mantiyasidagi bosim diapazoni Yernikiga qaraganda ancha kichikroq, ya'ni fazali o'tishlar kamroq bo'ladi. Taxminlarga ko'ra, olivinning shpinel modifikatsiyasiga fazali o'tishi juda katta chuqurliklarda - 800 km (Yerda 400 km) boshlanadi. Relyefning tabiati va boshqa xususiyatlari qisman erigan moddalar zonalaridan tashkil topgan astenosferaning mavjudligini ko'rsatadi. Marsning ayrim hududlari uchun batafsil geologik xarita tuzildi.

Orbitadagi kuzatishlar va Mars meteoritlari to'plamining tahliliga ko'ra, Mars yuzasi asosan bazaltdan iborat. Mars yuzasining ayrim qismlarida material oddiy bazaltga qaraganda ko'proq kvartsga boy va Yerdagi andezitik jinslarga o'xshash bo'lishi mumkinligini ko'rsatadigan ba'zi dalillar mavjud. Biroq, xuddi shu kuzatishlar kvarts oynasining mavjudligi foydasiga talqin qilinishi mumkin. Chuqur qatlamning katta qismi donador temir oksidi changidan iborat.

Marsning magnit maydoni

Mars yaqinida zaif magnit maydon aniqlandi.

Mars-2 va Mars-3 stansiyalarining magnitometrlari ko'rsatkichlariga ko'ra, ekvatordagi magnit maydon kuchi taxminan 60 gamma, qutbda 120 gamma, bu erdan 500 marta zaifdir. AMS Mars-5 ma'lumotlariga ko'ra, ekvatordagi magnit maydon kuchi 64 gamma, magnit momenti esa 2,4 1022 oersted sm2 edi.

Marsning magnit maydoni juda beqaror, sayyoraning turli nuqtalarida uning kuchi 1,5 dan 2 baravargacha farq qilishi mumkin va magnit qutblar fizik qutblarga to'g'ri kelmaydi. Bu shuni ko'rsatadiki, Marsning temir yadrosi uning qobig'iga nisbatan nisbatan harakatsiz, ya'ni Yerning magnit maydoni uchun mas'ul bo'lgan sayyoraviy dinamo mexanizmi Marsda ishlamaydi. Marsda barqaror sayyora magnit maydoni bo‘lmasa-da, kuzatishlar shuni ko‘rsatdiki, sayyora qobig‘ining qismlari magnitlangan va bu qismlarning magnit qutblari o‘tmishda o‘zgargan. Ushbu qismlarning magnitlanishi jahon okeanidagi magnit anomaliyalarga o'xshash bo'lib chiqdi.

1999-yilda nashr etilgan va 2005-yilda qayta sinovdan o‘tgan nazariyalardan biri (uchuvchisiz Mars Global Surveyor yordamida) bu chiziqlar 4 milliard yil avval sayyora dinamosi o‘z faoliyatini to‘xtatgandan oldin plitalar tektonikasini ko‘rsatadi, bu esa magnit maydonning keskin zaiflashishiga olib keladi. Ushbu keskin zaiflashuvning sabablari aniq emas. Dinamoning ishlashi 4 milliardga teng degan taxmin mavjud. yillar avval Mars atrofida 50-75 ming kilometr masofada aylangan va uning yadrosida beqarorlikni keltirib chiqargan asteroid mavjudligi bilan izohlanadi. Keyin asteroid Roche chegarasiga tushib, qulab tushdi. Biroq, bu tushuntirishning o'zi noaniqliklarni o'z ichiga oladi va ilmiy jamoatchilikda bahsli.

Geologik tarix

1980-yil 22-fevraldagi Viking 1 orbitasining 102 ta tasviridan iborat global mozaika.

Ehtimol, uzoq o'tmishda katta samoviy jism bilan to'qnashuv natijasida yadroning aylanishi to'xtagan, shuningdek, atmosferaning asosiy hajmi yo'qolgan. Magnit maydonning yo'qolishi taxminan 4 milliard yil oldin sodir bo'lgan deb ishoniladi. Magnit maydonning zaifligi tufayli quyosh shamoli Mars atmosferasiga deyarli to'sqinliksiz kirib boradi va Yerda ionosferada va undan yuqorida sodir bo'ladigan quyosh nurlanishi ta'sirida sodir bo'ladigan ko'plab fotokimyoviy reaktsiyalar Marsda deyarli eng yuqori nuqtada kuzatilishi mumkin. sirt.

Marsning geologik tarixi quyidagi uchta davrni o'z ichiga oladi:

Nuh davri (Mars mintaqasi "Nuhlar er" sharafiga nomlangan): Marsning saqlanib qolgan eng qadimgi yuzasining shakllanishi. 4,5 milliarddan 3,5 milliard yil oldin davom etgan. Bu davrda yuza ko'plab zarba kraterlari bilan yaralangan. Tarsis platosi, ehtimol, bu davrda, keyinchalik kuchli suv oqimi bilan shakllangan.

Gesperiya davri: 3,5 milliard yil oldin 2,9 - 3,3 milliard yil oldin. Bu davr ulkan lava maydonlarining shakllanishi bilan ajralib turadi.

Amazoniya davri (Marsdagi "Amazon tekisligi" sharafiga nomlangan): 2,9-3,3 milliard yil avval hozirgi kungacha. Bu davrda hosil bo'lgan hududlarda meteorit kraterlari juda kam, ammo ular butunlay boshqacha. Olimp tog'i shu davrda shakllangan. Bu vaqtda Marsning boshqa qismlarida lava oqimlari tarqaldi.

Marsning yo'ldoshlari

Marsning tabiiy sun'iy yo'ldoshlari Fobos va Deimosdir. Ularning ikkalasi ham 1877 yilda amerikalik astronom Asaf Xoll tomonidan kashf etilgan. Phobos va Deimos shakli notekis va o'lchamlari juda kichik. Bir farazga ko'ra, ular Marsning tortishish maydoni tomonidan tutilgan troyan asteroidlar guruhidan (5261) Evrika kabi asteroidlarni ifodalashi mumkin. Sun'iy yo'ldoshlar janglarda urush xudosiga yordam bergan qo'rquv va dahshatni aks ettiruvchi Ares (ya'ni Mars), Fobos va Deimos xudolariga hamroh bo'lgan qahramonlar sharafiga nomlangan.

Ikkala sun'iy yo'ldosh ham o'z o'qlari atrofida Mars atrofidagi bilan bir xil davr bilan aylanadi, shuning uchun ular doimo sayyora tomon bir xil tomonga qaraydilar. Marsning to'lqinli ta'siri Fobosning harakatini asta-sekin sekinlashtiradi va oxir-oqibat sun'iy yo'ldoshning Marsga tushishiga (agar hozirgi tendentsiya davom etsa) yoki uning parchalanishiga olib keladi. Aksincha, Deimos Marsdan uzoqlashmoqda.

Ikkala sun'iy yo'ldosh ham uch eksenli ellipsoidga yaqinlashadigan shaklga ega, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) Deimosdan (15x12,2x10,4 km) biroz kattaroqdir. Deimosning yuzasi ancha silliq ko'rinadi, chunki kraterlarning aksariyati nozik taneli material bilan qoplangan. Shubhasiz, sayyoramizga yaqinroq va massivroq bo‘lgan Fobosda meteoritlar to‘qnashuvi chog‘ida otilib chiqqan modda yo yer yuzasiga qayta-qayta zarba bergan yoki Marsga tushgan, Deymosda esa u uzoq vaqt davomida sun’iy yo‘ldosh atrofidagi orbitada qolib, asta-sekin cho‘kib ketgan. va notekis erlarni yashirish.

Marsdagi hayot

Marsda aqlli marsliklar yashaydi degan mashhur fikr 19-asr oxirida keng tarqaldi.

Shiaparellining kanallar deb ataladigan kuzatuvlari Persival Louellning xuddi shu mavzudagi kitobi bilan birgalikda iqlimi quriydigan, sovuqroq, o'lib borayotgan va sug'orish ishlarini olib boradigan qadimiy tsivilizatsiya mavjud bo'lgan sayyora haqidagi g'oyani ommalashtirdi.

Mashhur odamlarning ko'plab boshqa ko'rishlari va e'lonlari ushbu mavzu atrofida "Mars isitmasi" deb ataladigan holatni keltirib chiqardi. 1899 yilda ixtirochi Nikola Tesla Kolorado rasadxonasida qabul qiluvchilar yordamida radio signallardagi atmosfera shovqinlarini o'rganayotganda takrorlanuvchi signalni kuzatdi. Keyin u boshqa sayyoralardan, masalan, Marsdan kelgan radio signal bo'lishi mumkinligini aytdi. 1901 yilda bergan intervyusida Tesla interferensiyani sun'iy ravishda keltirib chiqarishi mumkin degan fikrga ega ekanligini aytdi. Garchi u ularning ma'nosini tushuna olmasa ham, ular butunlay tasodifan paydo bo'lishi mumkin emas edi. Uning fikricha, bu bir sayyoradan ikkinchisiga salom edi.

Tesla nazariyasi 1902 yilda Qo'shma Shtatlarga tashrif buyurgan mashhur ingliz fizigi Uilyam Tomsonning (Lord Kelvin) qizg'in qo'llab-quvvatlashini uyg'otdi, uning fikricha, Tesla Qo'shma Shtatlarga yuborilgan marsliklarning signalini ushladi. Biroq, Kelvin Amerikani tark etishdan oldin bu bayonotni qat'iyan rad qila boshladi: "Aslida, men Mars aholisi, agar ular mavjud bo'lsa, Nyu-Yorkni, ayniqsa elektr nurini ko'rishlari mumkinligini aytdim".

Bugungi kunda uning yuzasida suyuq suv mavjudligi sayyorada hayotning rivojlanishi va saqlanishining sharti hisoblanadi. Shuningdek, sayyora orbitasi Quyosh tizimi uchun Venera orqasidan boshlanib, Mars orbitasining yarim katta o'qi bilan tugaydigan yashash zonasi deb ataladigan zonada bo'lishi shart. Perigelion davrida Mars bu zona ichida joylashgan, ammo past bosimli nozik atmosfera uzoq vaqt davomida katta maydonda suyuq suv paydo bo'lishiga to'sqinlik qiladi. So'nggi ma'lumotlarga ko'ra, Mars yuzasidagi har qanday suv juda sho'r va kislotali bo'lib, Yerga o'xshash doimiy hayotni qo'llab-quvvatlamaydi.

Magnitosferaning yo'qligi va Marsning juda nozik atmosferasi ham hayotni qo'llab-quvvatlash uchun qiyinchilik tug'diradi. Sayyora yuzasida issiqlik oqimlarining juda zaif harakati mavjud, u quyosh shamoli zarralari tomonidan bombardimon qilishdan yomon izolyatsiya qilingan; Bundan tashqari, qizdirilganda suv past bosim tufayli suyuqlik holatini chetlab o'tib, darhol bug'lanadi. Mars ham atalmish ostonada. "geologik o'lim". Vulqon faoliyatining tugashi, aftidan, sayyora yuzasi va ichki qismi o'rtasida minerallar va kimyoviy elementlarning aylanishini to'xtatdi.

Dalillar shuni ko'rsatadiki, sayyora ilgari hayotga hozirgidan ko'ra ko'proq moyil bo'lgan. Biroq, bugungi kunga qadar unda hech qanday organizm qoldiqlari topilmagan. 1970-yillarning o'rtalarida amalga oshirilgan Viking dasturi Mars tuprog'ida mikroorganizmlarni aniqlash uchun bir qator tajribalar o'tkazdi. Tuproq zarralari suvga va o'sadigan muhitga joylashtirilganda CO2 emissiyasining vaqtincha o'sishi kabi ijobiy natijalar berdi. Biroq, Marsdagi hayotning bu dalillari ba'zi olimlar tomonidan [kim tomonidan?] bahslashdi. Bu ularning Viking hayotni kashf etganini da'vo qilgan NASA olimi Gilbert Levin bilan uzoq davom etgan tortishuviga olib keldi. Ekstremofillar haqidagi mavjud ilmiy bilimlar asosida Viking ma'lumotlarini qayta ko'rib chiqqandan so'ng, o'tkazilgan tajribalar ushbu hayot shakllarini aniqlash uchun etarlicha ilg'or emasligi aniqlandi. Bundan tashqari, bu testlar, hatto namunalarda mavjud bo'lsa ham, organizmlarni o'ldirishi mumkin. Feniks dasturi doirasida o'tkazilgan testlar tuproqning juda ishqoriy pHga ega ekanligini va tarkibida magniy, natriy, kaliy va xlorid borligini ko'rsatdi. Tuproqda hayotni ta'minlash uchun etarli miqdorda ozuqa moddalari mavjud, ammo hayot shakllari kuchli ultrabinafsha nurlardan himoyalangan bo'lishi kerak.

Qizig'i shundaki, Marsdan kelib chiqqan ba'zi meteoritlarda eng oddiy bakteriyalarga o'xshash shakllanishlar topilgan, garchi ular quruqlikdagi eng kichik organizmlardan kichikroq bo'lsa ham. Shunday meteoritlardan biri 1984 yilda Antarktidada topilgan ALH 84001.

Yerdan olib borilgan kuzatuvlar va Mars Express kosmik kemasi ma’lumotlari asosida Mars atmosferasida metan topilgan. Mars sharoitida bu gaz juda tez parchalanadi, shuning uchun doimiy to'ldirish manbai bo'lishi kerak. Bunday manba geologik faollik (lekin Marsda faol vulqonlar topilmagan) yoki bakteriyalar faoliyati bo'lishi mumkin.

Mars yuzasidan astronomik kuzatishlar

Mars yuzasiga avtomatik transport vositalari qo‘ngach, sayyora yuzasidan to‘g‘ridan-to‘g‘ri astronomik kuzatishlar o‘tkazish imkoniyati paydo bo‘ldi. Marsning Quyosh tizimidagi astronomik joylashuvi, atmosferaning xususiyatlari, Mars va uning sun'iy yo'ldoshlarining orbital davri tufayli Marsning tungi osmonining surati (va sayyoradan kuzatilgan astronomik hodisalar) Yerdagi va astronomik hodisalardan farq qiladi. ko'p jihatdan g'ayrioddiy va qiziqarli ko'rinadi.

Marsdagi osmon rangi

Quyosh chiqishi va quyosh botishi paytida zenitdagi Mars osmoni qizg'ish-pushti rangga ega va quyosh diskiga yaqin joyda - ko'kdan binafsha ranggacha, bu erdagi shafaqlarning rasmiga mutlaqo ziddir.

Tushda Mars osmoni sariq-to'q sariq rangga ega. Yer osmonining ranglaridan bunday farqlanishining sababi Marsning yupqa, siyraklashgan, chang o'z ichiga olgan atmosferasining xususiyatlaridadir. Marsda Rayleigh nurlarining tarqalishi (bu Yerda osmonning ko'k rangining sababi) ahamiyatsiz rol o'ynaydi, uning ta'siri zaif. Taxminlarga ko'ra, osmonning sariq-to'q sariq rangi Mars atmosferasida doimiy ravishda to'xtatilgan va mavsumiy chang bo'ronlari tufayli ko'tarilgan chang zarralarida 1% magnetit mavjudligi bilan ham bog'liq. Alacakaranlık quyosh chiqishidan ancha oldin boshlanadi va quyosh botganidan keyin uzoq davom etadi. Ba'zan bulutlardagi suv muzining mikrozarrachalariga yorug'likning tarqalishi natijasida Mars osmonining rangi binafsha rangga ega bo'ladi (ikkinchisi juda kam uchraydigan hodisa).

Quyosh va sayyoralar

Marsdan kuzatilgan Quyoshning burchak o'lchami Yerdan ko'rinadiganidan kichikroq va ikkinchisining 2/3 qismini tashkil qiladi. Marsdan kelgan Merkuriy Quyoshga juda yaqin bo'lgani uchun uni yalang'och ko'z bilan kuzatish deyarli imkonsiz bo'ladi. Mars osmonidagi eng yorqin sayyora Venera, ikkinchi o'rinda Yupiter (uning to'rtta eng katta sun'iy yo'ldoshini teleskopsiz kuzatish mumkin), Yer uchinchi o'rinda.

Venera Yer uchun bo'lgani kabi, Yer Mars uchun ichki sayyoradir. Shunga ko'ra, Marsdan Yer tong otguncha ko'tariladigan yoki quyosh botganidan keyin kechqurun osmonda ko'rinadigan ertalab yoki kechqurun yulduz sifatida kuzatiladi.

Mars osmonida Yerning maksimal cho'zilishi 38 daraja bo'ladi. Yalang'och ko'z bilan Yer yorqin (maksimal ko'rinadigan kattaligi taxminan -2,5) yashil yulduz sifatida ko'rinadi, uning yonida Oyning sarg'ish va zaifroq (taxminan 0,9) yulduzi osongina ko'rinadi. Teleskop orqali ikkala ob'ekt ham bir xil fazalarni ko'rsatadi. Oyning Yer atrofida aylanishi Marsdan quyidagicha kuzatiladi: Oyning Yerdan maksimal burchak masofasida yalang'och ko'z Oy va Yerni osongina ajrata oladi: bir hafta o'tgach, Oyning "yulduzlari". Oy va Yer ko'z bilan ajralmaydigan yagona yulduzga birlashadi; yana bir hafta o'tgach, Oy yana maksimal masofada, lekin Yerdan boshqa tomondan ko'rinadi. Vaqti-vaqti bilan Marsdagi kuzatuvchi Oyning Yer diski bo‘ylab o‘tishini (tranzitini) yoki aksincha, Oyning Yer diski bilan qoplanishini ko‘rishi mumkin bo‘ladi. Marsdan kuzatilganda Oyning Yerdan maksimal ko'rinadigan masofasi (va ularning ko'rinadigan yorqinligi) Yer va Marsning nisbiy pozitsiyalariga va shunga mos ravishda sayyoralar orasidagi masofaga qarab sezilarli darajada o'zgaradi. Qarama-qarshilik davrida u taxminan 17 daqiqa yoyni, Yer va Mars o'rtasidagi maksimal masofada - 3,5 daqiqa yoyni tashkil qiladi. Yer, boshqa sayyoralar singari, Zodiak yulduz turkumlari qatorida kuzatiladi. Marsdagi astronom, shuningdek, Yerning Quyosh diskidan o'tishini kuzatishi mumkin bo'ladi, eng yaqini 2084 yil 10 noyabrda sodir bo'ladi.

Sun'iy yo'ldoshlar - Phobos va Deimos

Fobosning quyosh diskidan o'tishi. Imkoniyatdan suratlar

Fobos, Mars yuzasidan kuzatilganda, Yer osmonida Oy diskining ko'rinadigan diametrining taxminan 1/3 qismini tashkil qiladi va ko'rinadigan kattaligi -9 ga teng (birinchi chorak fazasidagi Oy bilan bir xil). Fobos g'arbda ko'tariladi va sharqda o'rnatiladi, faqat 11 soatdan keyin yana ko'tariladi va shu bilan kuniga ikki marta Mars osmonini kesib o'tadi. Osmon bo'ylab bu tezkor oyning harakati o'zgaruvchan fazalar kabi tun davomida osongina seziladi. Yalang'och ko'z Fobosning eng katta relyef xususiyati - Stikni kraterini farqlay oladi. Deymos sharqda ko'tariladi va g'arbda o'rnatiladi, sezilarli ko'rinadigan disksiz yorqin yulduz sifatida paydo bo'ladi, taxminan -5 magnitudali (Yer osmonidagi Veneradan bir oz yorqinroq), 2,7 Mars kuni davomida asta-sekin osmonni kesib o'tadi. Ikkala sun'iy yo'ldoshni bir vaqtning o'zida tungi osmonda kuzatish mumkin, bu holda Phobos Deimos tomon harakatlanadi.

Fobos ham, Deimos ham Mars yuzasidagi ob'ektlar tunda aniq soyalar chiqarishi uchun etarlicha yorqin. Ikkala sun'iy yo'ldosh ham Mars ekvatoriga nisbatan past orbital moyillikka ega, bu ularni sayyoramizning baland shimoliy va janubiy kengliklarida kuzatishga imkon bermaydi: masalan, Phobos hech qachon 70,4 ° shimoliy ufqdan yuqoriga ko'tarilmaydi. w. yoki 70,4° S dan janubda. sh.; Deimos uchun bu qiymatlar 82,7 ° N. w. va 82,7° S. w. Marsda Fobos va Deimosning Mars soyasiga kirib borishi bilan bir qatorda Quyoshning tutilishi ham kuzatilishi mumkin, bu Fobosning quyosh diskiga nisbatan kichik burchak o‘lchami tufayli faqat halqa shaklida bo‘ladi.

Osmon sferasi

Marsdagi Shimoliy qutb sayyora o'qining qiyshayganligi sababli Cygnus yulduz turkumida joylashgan (ekvatorial koordinatalari: o'ngga ko'tarilish 21s 10m 42s, egilish +52° 53,0? va yorqin yulduz bilan belgilanmagan: eng yaqin. qutb - xira oltinchi magnitudali yulduz BD +52 2880 (boshqalar uning belgilari HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Janub osmon qutbi (koordinatalari 9h 10m 42s va -52° 53,0) bir juft yulduzdan joylashgan. Kappa Parus (ko'rinadigan kattaligi 2,5) - uni, qoida tariqasida, Marsning janubiy qutb yulduzi deb hisoblash mumkin.

Mars ekliptikasining burjlar turkumlari Yerdan kuzatilganlarga o‘xshaydi, bir farqi bilan: Quyoshning yulduz turkumlari orasidagi yillik harakatini kuzatishda u (boshqa sayyoralar, jumladan, Yer kabi) Baliqlar turkumining sharqiy qismini tark etadi. , 6 kun davomida G'arbiy Baliqlar burjiga qanday qayta kirish kerakligi oldida Ketus yulduz turkumining shimoliy qismidan o'tadi.

Marsni tadqiq qilish tarixi

Marsni o'rganish uzoq vaqt oldin, 3,5 ming yil oldin, Qadimgi Misrda boshlangan. Marsning joylashuvi haqidagi birinchi batafsil hisobotlar Bobil astronomlari tomonidan tuzilgan va ular sayyoraning o'rnini bashorat qilish uchun bir qator matematik usullarni ishlab chiqdilar. Qadimgi yunon (ellinistik) faylasuflari va astronomlari misrliklar va bobilliklarning ma'lumotlaridan foydalanib, sayyoralar harakatini tushuntirish uchun batafsil geosentrik modelni ishlab chiqdilar. Bir necha asr o'tgach, hind va islom astronomlari Marsning o'lchamini va uning Yerdan uzoqligini taxmin qilishdi. 16-asrda Nikolay Kopernik Quyosh tizimini dumaloq sayyora orbitalari bilan tasvirlash uchun geliotsentrik modelni taklif qildi. Uning natijalarini Ioxannes Kepler qayta ko'rib chiqdi, u Marsning kuzatilganiga to'g'ri keladigan aniqroq elliptik orbitasini kiritdi.

1659 yilda Franchesko Fontana teleskop orqali Marsga qarab, sayyoraning birinchi rasmini chizdi. U aniq belgilangan sharning markazida qora nuqta tasvirlangan.

1660 yilda qora nuqtaga ikkita qutb qopqog'i qo'shildi, uni Jan Dominik Kassini qo'shgan.

1888 yilda Rossiyada o'qigan Giovanni Schiaparelli individual sirt xususiyatlariga birinchi nomlarni berdi: Afrodita, Eritra, Adriatik, Kimmeriya dengizlari; Sun, Lunnoe va Feniks ko'llari.

Marsning teleskopik kuzatuvlarining gullab-yashnashi 19-asr oxiri - 20-asr o'rtalariga to'g'ri keldi. Bu asosan jamoatchilikning qiziqishi va kuzatilgan Mars kanallari atrofidagi taniqli ilmiy tortishuvlarga bog'liq. Bu davrda Marsni teleskopik kuzatishlar olib borgan fazodan oldingi davr astronomlari orasida eng mashhurlari Skiaparelli, Persival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarri-Delog, L.Edi, Tixov, Vaukulyorlardir. Aynan ular areografiyaga asos solgan va Mars yuzasining birinchi batafsil xaritalarini tuzgan - garchi avtomatik zondlar Marsga uchib ketganidan keyin ular deyarli noto'g'ri bo'lib chiqdi.

Marsning kolonizatsiyasi

Terraformatsiyadan keyin Marsning taxminiy ko'rinishi

Yerdagi sharoitlarga nisbatan yaqin bo'lgan tabiiy sharoitlar bu vazifani biroz osonlashtiradi. Xususan, Yerda tabiiy sharoitlari Marsdagiga o‘xshash joylar bor. Arktika va Antarktidadagi o'ta past haroratlar hatto Marsdagi eng sovuq haroratlar bilan taqqoslanadi va Mars ekvatori yoz oylarida Yerdagi kabi issiq (+20 ° C) bo'lishi mumkin. Yer yuzida tashqi ko‘rinishi bo‘yicha Mars landshaftiga o‘xshash cho‘llar ham bor.

Ammo Yer va Mars o'rtasida sezilarli farqlar mavjud. Xususan, Marsning magnit maydoni Yernikidan taxminan 800 marta zaifroq. Bu siyraklashgan (Yerga nisbatan yuzlab marta) atmosfera bilan birgalikda uning yuzasiga yetib boruvchi ionlashtiruvchi nurlanish miqdorini oshiradi. Amerikaning "Mars Odyssey" uchuvchisiz kosmik kemasi tomonidan o'tkazilgan o'lchovlar Mars orbitasidagi fon radiatsiyasi Xalqaro kosmik stansiyadagi fon nurlanishidan 2,2 baravar yuqori ekanligini ko'rsatdi. O'rtacha doz kuniga taxminan 220 millirad (kuniga 2,2 milligras yoki yiliga 0,8 grey) edi. Uch yil davomida bunday fonda bo'lish natijasida olingan radiatsiya miqdori kosmonavtlar uchun belgilangan xavfsizlik chegaralariga yaqinlashmoqda. Mars yuzasida radiatsiya foni biroz pastroq va dozasi yiliga 0,2-0,3 Gy ni tashkil qiladi, bu relef, balandlik va mahalliy magnit maydonlarga qarab sezilarli darajada o'zgaradi.

Marsda keng tarqalgan minerallarning kimyoviy tarkibi Yer yaqinidagi boshqa samoviy jismlarga qaraganda ancha xilma-xildir. 4Frontiers korporatsiyasi ma’lumotlariga ko‘ra, ular nafaqat Marsning o‘zini, balki Oy, Yer va asteroid kamarini ham ta’minlash uchun yetarli.

Yerdan Marsga parvoz vaqti (hozirgi texnologiyalar bilan) yarim ellipsda 259 kun va parabolada 70 kun. Potensial koloniyalar bilan aloqa qilish uchun sayyoralarning eng yaqin yaqinlashishi (har 780 kunda takrorlanadi) va taxminan 20 daqiqa davomida har bir yo'nalishda 3-4 daqiqa kechikish bo'lgan radioaloqadan foydalanish mumkin. sayyoralarning maksimal masofasida; qarang Konfiguratsiya (astronomiya).

Bugungi kunga qadar Marsni mustamlaka qilish bo'yicha amaliy qadamlar qo'yilmagan, ammo kolonizatsiyani rivojlantirish, masalan, Centenary Spaceship loyihasi, Deep Space Habitat sayyorasida qolish uchun yashash modulini ishlab chiqish davom etmoqda.