>>> Marsin ilmapiiri
Mars - planeetan ilmapiiri: ilmakehän kerrokset, kemiallinen koostumus, paine, tiheys, vertailu Maahan, metaanin määrä, muinainen planeetta, tutkimus valokuvalla.
MUTTAmarsin tunnelmaa on vain 1 % maapallosta, joten Punaiselta planeetalta ei ole suojaa auringonsäteily, sekä normaaleissa lämpötiloissa. Marsin ilmakehän koostumusta edustavat hiilidioksidi (95%), typpi (3%), argon (1,6%) ja pienet hapen, vesihöyryn ja muiden kaasujen epäpuhtaudet. Se on myös täynnä pieniä pölyhiukkasia, jotka saavat planeetan näyttämään punaiselta.
Tutkijat uskovat, että aiemmin ilmakehän kerros oli tiheä, mutta romahti 4 miljardia vuotta sitten. Ilman magnetosfääriä aurinkotuuli törmää ionosfääriin ja vähentää ilmakehän tiheyttä.
Tämä johti matalapaineilmaisimeen - 30 Pa. Ilmakehä ulottuu 10,8 kilometriä. Se sisältää paljon metaania. Lisäksi tietyillä alueilla on havaittavissa voimakkaita päästöjä. Paikkoja on kaksi, mutta lähteitä ei ole vielä löydetty.
Metaania tuotetaan 270 tonnia vuodessa. Joka tarkoittaa me puhumme jostain aktiivisesta maanalaisesta prosessista. Todennäköisimmin tämä on vulkaanista toimintaa, komeettojen törmäyksiä tai serpentinisoitumista. Houkuttelevin vaihtoehto on metanogeeninen mikrobielämä.
Nyt tiedät Marsin ilmakehän läsnäolosta, mutta valitettavasti sen on määrä tuhota kolonistit. Se estää nestemäisen veden kerääntymisen, on avoin säteilylle ja on erittäin kylmä. Mutta seuraavien 30 vuoden aikana olemme edelleen keskittyneet kehitykseen.
Planeettojen ilmakehän hajoaminen
Astrofyysikko Valeri Shematovich planeettojen ilmakehän evoluutiosta, eksoplanetaarisista järjestelmistä ja Marsin ilmakehän katoamisesta:
| Hiilidioksidi | 95,32 % |
| Typpi | 2,7 % |
| Argon | 1,6 % |
| Happi | 0,13 % |
| Hiilimonoksidi | 0,07 % |
| vesihöyry | 0,03 % |
| Typpioksidi (II) | 0,013 % |
| Neon | 0,00025 % |
| Krypton | 0,00003 % |
| Xenon | 0,000008 % |
| Otsoni | 0,000003 % |
| Formaldehydi | 0,0000013 % |
Marsin tunnelma- Marsia ympäröivä kaasuvaippa. Se eroaa merkittävästi maan ilmakehästä sekä kemialliselta koostumukseltaan että fysikaalisista parametreista. Paine pinnalla on 0,7-1,155 kPa (1/110 maan paineesta tai yhtä suuri kuin maan paine yli kolmenkymmenen kilometrin korkeudessa maan pinnasta). Ilmakehän paksuus on noin 110 km. Ilmakehän likimääräinen massa on 2,5 10 16 kg. Marsilla on erittäin heikko magneettikenttä (Maan magneettikenttään verrattuna), ja sen seurauksena aurinkotuuli aiheuttaa hajoamista ilmakehän kaasut avaruuteen nopeudella 300 ± 200 tonnia päivässä (riippuen nykyisestä auringon aktiivisuudesta ja etäisyydestä Auringosta). 
Kemiallinen koostumus
4 miljardia vuotta sitten Marsin ilmakehä sisälsi happea, joka oli verrattavissa sen osuuteen nuorella maapallolla.
Lämpötilan vaihtelut
Koska Marsin ilmakehä on hyvin harvinainen, se ei tasoita päivittäisiä pintalämpötilan vaihteluita. Päiväntasaajan lämpötilat vaihtelevat +30°C päivällä -80°C yöllä. Napojen lämpötila voi pudota -143 asteeseen. Päivittäiset lämpötilanvaihtelut eivät kuitenkaan ole yhtä merkittäviä kuin ilmakehättömässä Kuussa ja Merkuriuksessa. Matala tiheys ei estä ilmakehää muodostamasta suuria pölymyrskyjä ja tornadoja, tuulia, sumuja, pilviä ja vaikuttamasta ilmastoon ja planeetan pintaan.
Ensimmäiset Marsin lämpötilamittaukset heijastavan kaukoputken keskipisteeseen sijoitetulla lämpömittarilla tehtiin jo 1920-luvun alussa. W. Lamplandin vuonna 1922 tekemät mittaukset antoivat Marsin keskimääräiseksi pintalämpötilaksi 245 (−28°C), E. Pettit ja S. Nicholson vuonna 1924 260 K (−13°C). W. Sinton ja J. Strong saivat vuonna 1960 pienemmän arvon: 230 K (−43 °C).
vuosikierto
Ilmakehän massa vuoden aikana vaihtelee suuresti, mikä johtuu talvisin suurien hiilidioksidimäärien kondensoitumisesta napakapseleihin ja kesällä haihtumiseen.
Mars, neljäs auringosta kauimpana oleva planeetta, on ollut maailmantieteen huomion kohteena jo pitkään. Tämä planeetta on hyvin samanlainen kuin Maa yhdellä pienellä, mutta kohtalokkaalla poikkeuksella - Marsin ilmakehä on enintään yksi prosentti maan ilmakehän tilavuudesta. Minkä tahansa planeetan kaasuvaippa on määräävä tekijä, joka muokkaa sen ulkonäköä ja olosuhteita pinnalla. Tiedetään, että kaikki kiinteät maailmat aurinkokunta muodostui suunnilleen samoissa olosuhteissa 240 miljoonan kilometrin etäisyydellä Auringosta. Jos olosuhteet Maan ja Marsin muodostumiselle olivat lähes samat, niin miksi nämä planeetat ovat niin erilaisia nyt?
Kyse on koosta – Marsissa, joka muodostui samasta materiaalista kuin Maa, oli kerran nestemäinen ja kuuma metalliydin, kuten planeetallamme. Todiste - monet sammuneet tulivuoret Mutta "punainen planeetta" on paljon pienempi kuin Maa. Eli se jäähtyy nopeammin. Kun nesteydin lopulta jäähtyi ja kiinteytyi, konvektioprosessi päättyi ja sen mukana planeetan magneettisuoja - magnetosfääri - katosi. Tämän seurauksena planeetta pysyi puolustuskyvyttömänä Auringon tuhoisaa energiaa vastaan, ja aurinkotuuli (jättiläinen radioaktiivisten ionisoitujen hiukkasten virta) puhalsi Marsin ilmakehän lähes kokonaan pois. "Punainen planeetta" on muuttunut elottomaksi, tylsäksi autiomaaksi...
Nyt Marsin ilmakehä on ohut, harvinainen kaasukuori, joka ei pysty vastustamaan planeetan pintaa polttavan tappavan kuoren tunkeutumista. Marsin lämpörelaksaatio on useita suuruusluokkia pienempi kuin esimerkiksi Venuksen, jonka ilmakehä on paljon tiheämpi. Liian alhaisen lämpökapasiteetin omaava Marsin ilmakehä muodostaa selvempiä päivittäisiä keskimääräisiä tuulennopeusindikaattoreita.
Marsin ilmakehän koostumukselle on ominaista erittäin korkea pitoisuus (95%). Ilmakehä sisältää myös typpeä (noin 2,7 %), argonia (noin 1,6 %) ja pienen määrän happea (enintään 0,13 %). Marsin ilmanpaine on 160 kertaa korkeampi kuin planeetan pinnalla. Toisin kuin Maan ilmakehässä, kaasuvaippa on tässä luonteeltaan selvästi muuttuva, koska planeetan napakorkit sisältävät suuri määrä hiilidioksidia, sulaa ja jäätyä yhden vuosisyklin aikana.
Mars Express -tutkimusavaruusaluksesta saatujen tietojen mukaan Marsin ilmakehä sisältää jonkin verran metaania. Tämän kaasun erikoisuus on sen nopea hajoaminen. Tämä tarkoittaa, että jossain planeetalla täytyy olla metaanin täydennyslähde. Tässä voi olla vain kaksi vaihtoehtoa - joko geologinen aktiivisuus, jonka jälkiä ei ole vielä löydetty, tai mikro-organismien elintärkeä aktiivisuus, joka voi muuttaa käsityksemme elämäkeskusten läsnäolosta aurinkokunnassa.
Marsin ilmakehään tyypillinen vaikutus on pölymyrskyt, jotka voivat raivota kuukausia. Tämä planeetan tiheä ilmapeite koostuu pääasiassa hiilidioksidista, jossa on pieniä happea ja vesihöyryä. Tällainen viipyvä vaikutus johtuu Marsin äärimmäisen alhaisesta painovoimasta, jonka ansiosta jopa erittäin harvinainen ilmakehä voi nostaa miljardeja tonneja pölyä pinnalta ja säilyttää pitkään.
Kun puhumme ilmastonmuutoksesta, pudistelemme päätämme surullisesti - oi, kuinka paljon planeettamme on muuttunut vuosien varrella. viime aikoina kuinka saastunut sen ilmakehä on... Jos haluamme kuitenkin nähdä todellisen esimerkin siitä, kuinka kohtalokas ilmastonmuutos voi olla, meidän on etsittävä sitä ei maapallolta, vaan sen ulkopuolelta. Mars sopii hyvin tähän rooliin.
Sitä, mikä oli täällä miljoonia vuosia sitten, ei voi verrata tämän päivän kuvaan. Nykyään Marsin pinnalla on katkera kylmä, matalapaine, erittäin ohut ja harvinainen ilmakehä. Edessämme on vain kalpea varjo entisestä maailmasta, jonka pintalämpötila ei ollut paljon alhaisempi kuin maan nykyinen lämpötila, ja ryntäsi tasangoiden ja rotkojen läpi. syviä jokia. Ehkä jopa täällä orgaaninen elämä, kuka tietää? Kaikki tämä on menneisyyttä.
Mistä Marsin ilmakehä on tehty?
Nyt se jopa torjuu elävien olentojen mahdollisuuden asua täällä. Marsin säätä muokkaavat monet tekijät, mukaan lukien jäätikkien syklinen kasvu ja sulaminen, ilmakehän vesihöyry ja kausiluonteiset pölymyrskyt. Joskus jättimäiset pölymyrskyt peittävät koko planeetan kerralla ja voivat kestää kuukausia, jolloin taivas muuttuu syvän punaiseksi.
Marsin ilmakehä on noin 100 kertaa ohuempi kuin Maan ja 95 prosenttia hiilidioksidia. Marsin ilmakehän tarkka koostumus on:
- Hiilidioksidi: 95,32 %
- Typpi: 2,7 %
- Argon: 1,6 %
- Happi: 0,13 %
- Hiilimonoksidi: 0,08 %
Lisäksi pieniä määriä on: vettä, typen oksideja, neonia, raskasta vetyä, kryptonia ja ksenonia.
Miten Marsin ilmapiiri syntyi? Aivan kuten maan päällä - kaasunpoiston seurauksena - kaasujen vapautuminen planeetan suolistosta. Painovoima Marsissa on kuitenkin paljon pienempi kuin maan päällä, joten suurin osa kaasut pääsevät sisään maailmanavaruus, ja vain pieni osa heistä pystyy pysymään planeetan ympärillä.
Mitä Marsin ilmakehille tapahtui menneisyydessä?
Aurinkokunnan olemassaolon kynnyksellä, eli 4,5-3,5 miljardia vuotta sitten, Marsissa oli riittävän tiheä ilmakehä, jonka ansiosta vesi saattoi olla nestemäisessä muodossa sen pinnalla. Orbitaalikuvat näyttää ääriviivat vast jokilaaksot, muinaisen valtameren ääriviivat punaisen planeetan pinnalla, ja roverit ovat useammin kuin kerran löytäneet näytteitä kemiallisista yhdisteistä, jotka todistavat meille, että silmät eivät valehtele - kaikki nämä tutut ihmisen silmä Marsin kohokuvion yksityiskohdat muodostuivat samoissa olosuhteissa kuin maan päällä.
Ei ollut epäilystäkään siitä, että Marsissa oli vettä, tässä ei ole kysymyksiä. Ainoa kysymys on, miksi hän lopulta katosi?
Pääteoria tästä asiasta näyttää suunnilleen tältä: kerran Marsilla oli tehokkaasti heijastava auringon säteily, mutta ajan myötä se alkoi heiketä ja melkein katosi noin 3,5 miljardia vuotta sitten (erilliset paikalliset pesäkkeet magneettikenttä, ja teholtaan melko verrattavissa maan päälle, Marsissa on vielä nytkin). Koska Marsin koko on lähes puolet Maan koosta, sen painovoima on paljon heikompi kuin planeettamme. Näiden kahden tekijän yhdistelmä (magneettikentän menetys ja heikko painovoima) johti tähän. että aurinkotuuli alkoi "poistaa" kevyitä molekyylejä planeetan ilmakehästä ohentaen sitä vähitellen. Joten miljoonissa vuosissa Mars muuttui omenan rooliksi, josta iho leikattiin huolellisesti veitsellä.
Heikentynyt magneettikenttä ei voinut enää tehokkaasti "sammuttaa" kosmista säteilyä, ja aurinko muuttui elämän lähteestä Marsin tappajaksi. Eikä ohentunut ilmakehä pystynyt enää pidättämään lämpöä, joten lämpötila planeetan pinnalla putosi keskiarvoon -60 celsiusastetta, vain kesäpäivänä päiväntasaajalla ja nousi +20 asteeseen.
Vaikka Marsin ilmakehä on nyt noin 100 kertaa ohuempi kuin Maan, se on silti tarpeeksi paksu, jotta säänmuodostusprosessit voisivat tapahtua aktiivisesti punaisella planeetalla, satoi, nousi pilviä ja tuulia.
"Dust Devil" - pieni tornado Marsin pinnalla, kuvattuna planeetan kiertoradalta
Säteily, pölymyrskyt ja muut Marsin ominaisuudet
Säteily planeetan pinnan lähellä on vaarallista, mutta Curiosity-mönkijän analyysien keräämistä NASA:n tietojen mukaan tästä seuraa, että jopa 500 päivän Marsissa oleskelun aikana (+360 päivää matkalla) astronautit (mukaan lukien suojavarusteet) saisi "annoksen" säteilyä, joka vastaa 1 sievertiä (~100 röntgenia). Tämä annos on vaarallinen, mutta ei varmasti tapa aikuista "paikan päällä". Uskotaan, että 1 sievert säteilyä lisää astronautin riskiä sairastua syöpään 5 %. Tiedemiesten mukaan tieteen vuoksi voit mennä suuriin vaikeuksiin, etenkin ensimmäiseen askeleeseen Marsiin, vaikka se lupaakin terveysongelmia tulevaisuudessa... Tämä on ehdottomasti askel kuolemattomuuteen!
Marsin pinnalla raivoaa kausiluontoisesti satoja pölypaholaisia (tornadot), jotka nostavat rautaoksideista (yksinkertaisella tavalla ruostetta) ilmakehään, joka peittää runsaasti Marsin joutomaita. Marsin pöly on erittäin hienojakoista, mikä yhdistettynä alhaiseen painovoimaan johtaa siihen, että sitä on aina merkittävä määrä ilmakehässä ja saavuttaa erityisen korkeita pitoisuuksia pohjoisilla pallonpuoliskoilla syksyllä ja talvella sekä keväällä ja kesällä. planeetan eteläisillä pallonpuoliskoilla.
pölymyrskyt Marsissa- aurinkokunnan suurin, joka pystyy peittämään koko planeetan pinnan ja kestää joskus kuukausia. Tärkeimmät pölymyrskykaudet Marsissa ovat kevät ja kesä.
Tällaisten voimakkaiden sääilmiöiden mekanismia ei täysin ymmärretä, mutta iso osuus todennäköisyys selittyy seuraavalla teorialla: kun suuri määrä pölyhiukkasia nousee ilmakehään, tämä johtaa sen voimakkaaseen kuumenemiseen suuri korkeus. Lämpimät kaasumassat syöksyvät kohti planeetan kylmiä alueita tuottaen tuulta. Marsin pöly, kuten jo todettiin, on erittäin kevyttä, joten voimakas tuuli nostaa vielä enemmän pölyä, mikä puolestaan lämmittää ilmakehää entisestään ja synnyttää vielä voimakkaampia tuulia, jotka puolestaan nostavat vielä enemmän pölyä ... ja niin edelleen!
Marsissa ei ole sadetta, ja mistä ne voivat tulla -60 asteen pakkasessa? Mutta joskus sataa lunta. Totta, tällainen lumi ei koostu vedestä, vaan hiilidioksidikiteistä, ja sen ominaisuudet ovat enemmän kuin sumu kuin lumi ("lumihiutaleet" ovat liian pieniä), mutta varmista, että tämä on oikeaa lunta! Vain paikallisten erityispiirteiden mukaan.
Yleensä "lumi" kulkee melkein koko Marsin alueella, ja tämä prosessi on syklinen - yöllä hiilidioksidi jäätyy ja muuttuu kiteiksi putoamalla pintaan, ja päivällä se sulaa ja palaa takaisin ilmakehään. Kuitenkin planeetan pohjois- ja etelänavalla, in talvikausi, pakkanen hallitsee -125 astetta, joten kun kaasu on pudonnut kiteiden muodossa, se ei enää haihdu ja on kerroksessa kevääseen asti. Kun otetaan huomioon Marsin lumilakkojen koko, onko tarpeen sanoa, että talvella ilmakehän hiilidioksidipitoisuus laskee kymmeniä prosentteja? Tunnelma harvenee entisestään ja sen seurauksena viivästyy entisestään vähemmän lämpöä… Mars vajoaa talveen.
Mars on neljänneksi suurin planeetta Auringosta ja seitsemänneksi (toiseksi viimeinen) suurin planeetta aurinkokunnassa; planeetan massa on 10,7 % Maan massasta. Nimetty Marsin mukaan - muinaisen roomalaisen sodanjumalan mukaan, joka vastaa antiikin kreikkalaista Aresta. Marsia kutsutaan joskus "punaiseksi planeettaksi" rautaoksidin sille antaman pinnan punertavan sävyn vuoksi.
Mars on planeetta maanpäällinen ryhmä harvinaisen ilmakehän kanssa (paine lähellä pintaa on 160 kertaa pienempi kuin maan paine). Marsin pinnan kohokuvion piirteitä voidaan pitää törmäyskraattereina, kuten kuun kraatereina, sekä tulivuorina, laaksoina, aavikoina ja napajääpeitteinä, kuten maan.
Marsilla on kaksi luonnollista satelliittia - Phobos ja Deimos (käännetty muinaisesta kreikasta - "pelko" ja "kauhu" - Aresin kahden pojan nimet, jotka seurasivat häntä taistelussa), jotka ovat suhteellisen pieniä (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km halkaisija ) ja on epäsäännöllinen muoto.
Marsin suuret oppositiot, 1830-2035
| vuosi | päivämäärä | Etäisyys a. e. |
|---|---|---|
| 1830 | 19. syyskuuta | 0,388 |
| 1845 | elokuun 18 | 0,373 |
| 1860 | 17. heinäkuuta | 0,393 |
| 1877 | 5. syyskuuta | 0,377 |
| 1892 | elokuun 4 | 0,378 |
| 1909 | 24. syyskuuta | 0,392 |
| 1924 | elokuun 23 | 0,373 |
| 1939 | 23. heinäkuuta | 0,390 |
| 1956 | 10. syyskuuta | 0,379 |
| 1971 | elokuun 10 | 0,378 |
| 1988 | Syyskuun 22. päivä | 0,394 |
| 2003 | elokuun 28 | 0,373 |
| 2018 | 27. heinäkuuta | 0,386 |
| 2035 | 15. syyskuuta | 0,382 |
Mars on neljänneksi suurin planeetta Auringosta (Merkuruksen, Venuksen ja Maan jälkeen) ja seitsemänneksi suurin (ylittää vain Merkuriuksen massaltaan ja halkaisijaltaan) aurinkokunnan planeetta. Marsin massa on 10,7 % Maan massasta (6,423 1023 kg vs. 5,9736 1024 kg Maan osalta), tilavuus on 0,15 Maan tilavuudesta ja keskimääräinen lineaarinen halkaisija on 0,53 Maan halkaisijasta (6800 km). .
Marsin kohokuviossa on monia ainutlaatuisia piirteitä. Marsin sammunut tulivuori Mount Olympus - eniten korkea vuori aurinkokunnassa, ja Mariner Valley on suurin kanjoni. Lisäksi kesäkuussa 2008 kolme Nature-lehdessä julkaistua artikkelia esitti todisteita aurinkokunnan suurimman tunnetun törmäyskraatterin olemassaolosta Marsin pohjoisella pallonpuoliskolla. Se on 10 600 kilometriä pitkä ja 8 500 kilometriä leveä, noin neljä kertaa suurempi kuin suurin aiemmin Marsista sen etelänavan läheltä löydetty törmäyskraatteri.
Samankaltaisen pinnan topografian lisäksi Marsilla on samanlainen kiertoaika ja vuodenajat kuin Maan, mutta sen ilmasto on paljon kylmempää ja kuivempaa kuin Maan.
Ennen kuin Mariner 4 -avaruusalus lensi Marsin ohi vuonna 1965, monet tutkijat uskoivat, että sen pinnalla oli nestemäistä vettä. Tämä mielipide perustui havaintoihin säännöllisistä muutoksista vaaleilla ja tummilla alueilla, erityisesti polaarisilla leveysasteilla, jotka olivat samanlaisia kuin mantereilla ja merillä. Jotkut tarkkailijat ovat tulkinneet Marsin pinnalla olevat tummat uurteet kastelukanaviksi nestemäistä vettä. Myöhemmin osoitettiin, että nämä uurteet olivat optinen harha.
Matalan paineen vuoksi vettä ei voi olla nestemäisessä tilassa Marsin pinnalla, mutta on todennäköistä, että olosuhteet olivat aiemmin erilaiset ja siksi läsnäolo primitiivinen elämä planeetalla ei voida sulkea pois. NASAn Phoenix-avaruusalus löysi 31. heinäkuuta 2008 Marsista jäätilassa olevan veden.
Helmikuussa 2009 Marsin kiertoradalla sijaitsevassa kiertoradan tutkimuskonstellaatiossa oli kolme toimivaa avaruusalusta: Mars Odyssey, Mars Express ja Mars Reconnaissance Satellite, enemmän kuin millään muulla planeetalla Maan lisäksi.
Marsin pinta Tämä hetki tutki kahta roveria: "Spirit" ja "Opportunity". Marsin pinnalla on myös useita passiivisia laskeutujia ja kulkijoja, jotka ovat saaneet päätökseen tutkimuksen.
Heidän keräämänsä geologiset tiedot viittaavat siihen, että suurin osa Marsin pinnasta oli aiemmin veden peitossa. Viimeisen vuosikymmenen aikana tehdyt havainnot ovat tehneet mahdolliseksi havaita heikkoa geysiritoimintaa joissakin paikoissa Marsin pinnalla. Mars Global Surveyor -avaruusaluksen havaintojen mukaan osa Marsin etelänapakorista on vähitellen väistymässä.
Mars voidaan nähdä maasta paljaalla silmällä. Sen näennäinen tähtien magnitudi saavuttaa 2,91 metrin (lähimpänä Maata) ja antaa kirkkaudessaan vain Jupiterille (eikä silloinkaan aina suuren yhteenottamisen aikana) ja Venukselle (mutta vain aamulla tai illalla). Yleensä suuren vastustuksen aikana oranssi Mars on kirkkain kohde maan yötaivaalla, mutta tämä tapahtuu vain kerran 15-17 vuodessa yhden tai kahden viikon ajan.
Pienin etäisyys Marsista Maahan on 55,76 miljoonaa kilometriä (kun Maa on täsmälleen Auringon ja Marsin välissä), maksimi on noin 401 miljoonaa km (kun Aurinko on täsmälleen Maan ja Marsin välissä).
Keskimääräinen etäisyys Marsista Aurinkoon on 228 miljoonaa kilometriä (1,52 AU), kierrosaika Auringon ympäri on 687 Maan päivää. Marsin kiertoradalla on melko huomattava epäkeskisyys (0,0934), joten etäisyys Auringosta vaihtelee välillä 206,6-249,2 miljoonaa km. Marsin kiertoradan kaltevuus on 1,85°.
Mars on lähimpänä Maata opposition aikana, jolloin planeetta on vastakkaisessa suunnassa Auringosta. Oppositiot toistuvat 26 kuukauden välein Marsin ja Maan kiertoradan eri kohdissa. Mutta kerran 15-17 vuodessa oppositio tapahtuu aikana, jolloin Mars on lähellä periheliooni; näissä niin kutsutuissa suurissa oppositioissa (viimeinen oli elokuussa 2003) etäisyys planeettaan on minimaalinen ja Mars saavuttaa suurimman kulmakoonsa 25,1" ja kirkkauden 2,88m.
Maan (keskimääräinen säde 6371 km) ja Marsin (keskimääräinen säde 3386,2 km) kokovertailu
Lineaarisesti mitattuna Mars on lähes puolet Maan koosta - sen päiväntasaajan säde on 3396,9 km (53,2 % Maan säteestä). Marsin pinta-ala on suunnilleen sama kuin Maan pinta-ala.
Marsin napainen säde on noin 20 km pienempi kuin päiväntasaajan, vaikka planeetan pyörimisjakso on pidempi kuin Maan, mikä antaa aihetta olettaa Marsin pyörimisnopeuden muuttuvan ajan myötä.
Planeetan massa on 6,418 1023 kg (11% Maan massasta). Kiihtyvyys vapaa pudotus päiväntasaajalla se on 3,711 m/s (0,378 Maa); ensimmäinen avaruuden nopeus on 3,6 km/s ja toinen on 5,027 km/s.
Planeetan kiertoaika on 24 tuntia 37 minuuttia 22,7 sekuntia. Siten Marsin vuosi koostuu 668,6 marsilaisesta aurinkopäiviä(kutsutaan suoloiksi).
Mars pyörii akselinsa ympäri, joka on kalteva kiertoradan kohtisuoraan tasoon nähden 24°56° kulmassa. Marsin pyörimisakselin kallistus aiheuttaa vuodenaikojen vaihtelun. Samaan aikaan kiertoradan pidentyminen johtaa suuriin eroihin niiden kestossa - esimerkiksi pohjoinen kevät ja kesä yhdessä viimeiset 371 solsia, eli huomattavasti yli puolet Marsin vuodesta. Samalla ne putoavat Marsin kiertoradan sille osalle, joka on kauimpana Auringosta. Siksi Marsissa pohjoiset kesät ovat pitkiä ja viileitä, kun taas eteläiset kesät ovat lyhyitä ja kuumia.
Ilmapiiri ja ilmapiiri
Marsin ilmapiiri, kuva Viking-kiertoradalta, 1976. Hallen "hymiökraatteri" näkyy vasemmalla
Lämpötila planeetalla vaihtelee talven -153:sta napalla yli +20 °C:een päiväntasaajalla keskipäivällä. Keskilämpötila on -50°C.
Marsin ilmakehä, joka koostuu pääasiassa hiilidioksidista, on hyvin harvinainen. Paine Marsin pinnalla on 160 kertaa pienempi kuin maan - 6,1 mbar keskimääräisellä pinnan tasolla. Marsin suuresta korkeuserosta johtuen paine pinnan lähellä vaihtelee suuresti. Ilmakehän paksuus on noin 110 km.
NASAn (2004) mukaan Marsin ilmakehä koostuu 95,32 % hiilidioksidista; se sisältää myös 2,7 % typpeä, 1,6 % argonia, 0,13 % happea, 210 ppm vesihöyryä, 0,08 % hiilimonoksidia, typpioksidia (NO) - 100 ppm, neonia (Ne) - 2, 5 ppm, puoliraskasta vettä vetyä- deuterium-happi (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.
AMS Viking -laskeutumisajoneuvon (1976) tietojen mukaan Marsin ilmakehästä määritettiin noin 1-2 % argonia, 2-3 % typpeä ja 95 % hiilidioksidia. AMS "Mars-2" ja "Mars-3" tietojen mukaan ionosfäärin alaraja on 80 km:n korkeudella, maksimi elektronitiheys 1,7 105 elektronia / cm3 sijaitsee 138 km:n korkeudessa. , kaksi muuta maksimia ovat 85 ja 107 km korkeuksissa.
Ilmakehän radioläpinäkyvyys 8 ja 32 cm:n radioaalloilla AMS "Mars-4":llä 10. helmikuuta 1974 osoitti Marsin yöllisen ionosfäärin läsnäolon pääionisaatiomaksimilla 110 km:n korkeudella ja elektronitiheydellä. 4,6 103 elektronia / cm3, sekä toissijaiset maksimit 65 ja 185 km korkeudessa.
Ilmakehän paine
NASA:n vuoden 2004 tietojen mukaan ilmakehän paine keskisäteellä on 6,36 mb. Tiheys pinnalla on ~0,020 kg/m3, ilmakehän kokonaismassa ~2,5 1016 kg.
Marsin ilmanpaineen muutos vuorokaudenajasta riippuen, Mars Pathfinder -laskeutuja kirjasi vuonna 1997.
Toisin kuin Maan, Marsin ilmakehän massa vaihtelee suuresti vuoden aikana hiilidioksidia sisältävien napakansien sulamisen ja jäätymisen vuoksi. Talvella 20-30 prosenttia koko ilmakehästä on jäässä hiilidioksidista koostuvan napakannen päällä. Kausipaineen laskut ovat eri lähteiden mukaan seuraavat:
NASAn (2004) mukaan: 4,0 - 8,7 mbar keskimääräisellä säteellä;
Encartan (2000) mukaan: 6-10 mbar;
Zubrinin ja Wagnerin (1996) mukaan: 7-10 mbar;
Viking-1-laskurin mukaan: 6,9 - 9 mbar;
Mars Pathfinder -laskeutujan mukaan: alkaen 6,7 mbar.
Hellas Impact Basin on syvin paikka löytää Marsin korkein ilmanpaine
AMC Mars-6 -luotaimen laskeutumispaikalla Eritrean merellä mitattiin 6,1 millibaarin pintapaine, jota pidettiin tuolloin planeetan keskipaineena ja tältä tasolta sovittiin laskea korkeudet ja syvyydet Marsissa. Tämän laitteen laskeutumisen aikana saatujen tietojen mukaan tropopaussi sijaitsee noin 30 km:n korkeudessa, jossa paine on 5·10-7 g/cm3 (kuten maan päällä 57 km:n korkeudessa).
Hellas (Mars) -alue on niin syvä, että ilmanpaine saavuttaa noin 12,4 millibaaria, mikä on veden kolminkertaisen pisteen (~6,1 mb) yläpuolella ja kiehumispisteen alapuolella. Kun tarpeeksi korkea lämpötila vettä voi olla siellä nestemäisessä tilassa; Tässä paineessa vesi kuitenkin kiehuu ja muuttuu höyryksi jo +10 °C:ssa.
Korkeimman 27 kilometriä korkean tulivuoren Olympuksen huipulla paine voi olla 0,5-1 mbar (Zurek 1992).
Ennen laskeutumista Marsin pinnalle paine mitattiin vaimentamalla AMS Mariner-4:n, Mariner-6:n ja Mariner-7:n radiosignaaleja, kun ne tulivat Marsin levylle - 6,5 ± 2,0 mb keskimääräisellä pintatasolla, mikä on 160 kertaa vähemmän kuin maallinen; spektri osoitti saman tuloksen AMC-havainnot Mars-3. Samanaikaisesti keskitason alapuolella sijaitsevilla alueilla (esimerkiksi Marsin Amazonissa) paine saavuttaa näiden mittausten mukaan 12 mb.
1930-luvulta lähtien Neuvostoliiton tähtitieteilijät yrittivät määrittää ilmakehän paineen valokuvausfotometrialla - kirkkauden jakautumisella levyn halkaisijaa pitkin eri valoaaltojen alueilla. Tätä tarkoitusta varten ranskalaiset tiedemiehet B. Lyo ja O. Dollfus tekivät havaintoja Marsin ilmakehän hajottaman valon polarisaatiosta. Amerikkalainen tähtitieteilijä J. de Vaucouleurs julkaisi optisten havaintojen yhteenvedon vuonna 1951, ja ne saivat 85 mb:n paineen, joka yliarvioitiin lähes 15-kertaisesti ilmakehän pölyn aiheuttaman häiriön vuoksi.
Ilmasto
Opportunity Roverin 2. maaliskuuta 2004 ottama mikroskooppinen valokuva 1,3 cm:n hematiittikyhmystä osoittaa nestemäisen veden olemassaolon menneisyydessä
Ilmasto, kuten maan päällä, on vuodenaikojen mukainen. Kylmänä vuodenaikana pintaan voi muodostua kevyttä huurretta jopa napakorkeuksien ulkopuolella. Phoenix-laite tallensi lumisateen, mutta lumihiutaleet haihtuivat ennen kuin ne pääsivät pintaan.
NASAn (2004) mukaan keskilämpötila on ~210 K (-63 °C). Viking-laskeutujien mukaan vuorokausilämpötila on 184 K - 242 K (-89 - -31 °C) (Viking-1) ja tuulen nopeus: 2-7 m/s (kesällä), 5-10 m /s (syksy), 17-30 m/s (pölymyrsky).
Mars-6-laskeutumisluotaimen mukaan Marsin troposfäärin keskilämpötila on 228 K, troposfäärissä lämpötila laskee keskimäärin 2,5 astetta kilometriä kohden ja tropopaussin (30 km) yläpuolella olevan stratosfäärin lämpötila on lähes vakio. 144 K.
Carl Sagan Centerin tutkijoiden mukaan viime vuosikymmeninä Mars on lämpenemässä. Muut asiantuntijat uskovat, että on liian aikaista tehdä tällaisia johtopäätöksiä.
On todisteita siitä, että ilmakehä olisi voinut olla aiemmin tiheämpi ja ilmasto lämmin ja kostea, ja Marsin pinnalla oli nestemäistä vettä ja satoi. Tämän hypoteesin todisteena on ALH 84001 -meteoriitin analyysi, joka osoitti, että noin 4 miljardia vuotta sitten Marsin lämpötila oli 18 ± 4 °C.
pölyn pyörteet
Opportunity Roverin 15. toukokuuta 2005 kuvaamia pölypyörteitä. Vasemmassa alakulmassa olevat numerot osoittavat ajan sekunteina ensimmäisestä kuvasta
1970-luvulta lähtien osana Viking-ohjelmaa sekä Opportunity-mönkijää ja muita ajoneuvoja kirjattiin lukuisia pölypyörteitä. Nämä ovat ilmapyörteitä, jotka tapahtuvat lähellä planeetan pintaa ja nousevat ilmaan suuri määrä hiekkaa ja pölyä. Pyörteitä havaitaan usein maan päällä (in englanninkieliset maat niitä kutsutaan pölydemoneiksi - pölypaholainen), mutta Marsissa ne voivat saavuttaa paljon suurempia kokoja: 10 kertaa suurempia ja 50 kertaa leveämpiä kuin maan päällä. Maaliskuussa 2005 pyörre tyhjensi aurinkopaneelit Spirit-mönkijän päältä.
Pinta
Kaksi kolmasosaa Marsin pinnasta on vaaleilla alueilla, joita kutsutaan mantereiksi, ja noin kolmanneksen pimeistä alueista, joita kutsutaan meriksi. Meret ovat keskittyneet pääasiassa planeetan eteläiselle pallonpuoliskolle, 10 ja 40 asteen välillä. Pohjoisella pallonpuoliskolla on vain kaksi suurta merta - Acidialian ja Great Syrt.
Pimeiden alueiden luonne on edelleen kiistanalainen aihe. Ne jatkuvat huolimatta siitä, että pölymyrskyt riehuvat Marsissa. Aikoinaan tämä oli perustelu sille olettamukselle, että pimeät alueet ovat kasvillisuuden peitossa. Nyt uskotaan, että nämä ovat vain alueita, joista helpotuksensa ansiosta pöly puhalletaan helposti ulos. Laajamittainen kuvat osoittavat, että itse asiassa tummat alueet koostuvat ryhmistä tummia vyöhykkeitä ja pisteitä, jotka liittyvät kraattereihin, kukkuloihin ja muihin tuulten tiellä oleviin esteisiin. Kausiluonteiset ja pitkäaikaiset muutokset niiden koossa ja muodossa liittyvät ilmeisesti valon peittämien pinta-alojen suhteen muutokseen. pimeä aine.
Marsin pallonpuoliskot ovat pinnan luonteeltaan melko erilaisia. Eteläisellä pallonpuoliskolla pinta on 1-2 km keskitason yläpuolella ja on tiheästi täynnä kraattereita. Tämä Marsin osa muistuttaa kuun mantereita. Pohjoisessa suurin osa pinta-alasta on keskitason alapuolella, kraattereita on vähän ja pääosa on suhteellisen tasaisia tasankoja, jotka ovat todennäköisesti muodostuneet laavatulvien ja eroosion seurauksena. Tämä pallonpuoliskojen välinen ero on edelleen keskustelunaihe. Puolipallojen välinen raja seuraa suunnilleen suurta ympyrää, joka on kalteva 30° päiväntasaajaan nähden. Raja on leveä ja epäsäännöllinen ja muodostaa rinteen pohjoiseen. Sitä pitkin on Marsin pinnan eroottisimpia alueita.
Kaksi vaihtoehtoista hypoteesia on esitetty selittämään pallonpuoliskojen epäsymmetriaa. Yhden mukaan aikaisin geologinen vaihe litosfäärilevyt "yhtyvät" (ehkä vahingossa) yhdeksi pallonpuoliskoksi, kuten maanosa Pangea maan päällä, ja sitten "jäätyivät" tähän asentoon. Toinen hypoteesi liittyy Marsin törmäykseen avaruusrunko Pluton kokoinen.
Topografinen kartta Mars, Mars Global Surveyor, 1999 mukaan
Suuri määrä kraattereita eteläisellä pallonpuoliskolla viittaa siihen, että pinta täällä on muinainen - 3-4 miljardia vuotta. Kraattereita on useita tyyppejä: suuret tasapohjaiset kraatterit, pienemmät ja nuoremmat kuun kaltaiset kupinmuotoiset kraatterit, vallin ympäröimät kraatterit ja koholla olevat kraatterit. Kaksi viimeistä tyyppiä ovat ainutlaatuisia Marsille - reunustetut kraatterit muodostuivat, kun nestemäinen ulosvirtaus virtasi pinnan yli, ja kohonneet kraatterit muodostuivat sinne, missä kraatterin ulospuhalluspeite suojasi pintaa tuulen eroosiolta. Suurin törmäyksen alkuperäkohde on Hellas-tasango (leveys noin 2100 km).
Kaoottisen maiseman alueella lähellä pallonpuoliskon rajaa pinta on kokenut suuria murtumia ja puristumia, joita on joskus seurannut eroosiota (maanvyörymien tai tuhoisan vapautumisen vuoksi). pohjavesi), sekä nestemäisen laavan tulva. Kaoottisia maisemia löytyy usein veden leikkaamien suurten kanavien kärjestä. Hyväksyttävin hypoteesi niiden yhteismuodostukselle on maanalaisen jään äkillinen sulaminen.
Mariner Valleys Marsissa
Pohjoisella pallonpuoliskolla on laajojen tulivuoren tasankojen lisäksi kaksi suuria tulivuoria - Tharsis ja Elysium. Tharsis on laaja vulkaaninen tasango, jonka pituus on 2000 km ja jonka korkeus on 10 km keskimääräistä korkeampi. Siinä on kolme suurta kilpi tulivuoria - Mount Arsia, Mount Pavlina ja Mount Askriyskaya. Tharsiksen reunalla on Marsin ja aurinkokunnan korkein vuori, Olympus. Olympus saavuttaa 27 km:n korkeuden suhteessa pohjaansa ja 25 km:n korkeuteen suhteessa Marsin pinnan keskimääräiseen tasoon, ja se kattaa halkaisijaltaan 550 km:n alueen kallioiden ympäröimänä, paikoin jopa 7 km:n korkeudella. korkeus. Olympusvuoren tilavuus on 10 kertaa suurempi kuin Mauna Kean suurin tulivuori. Täällä sijaitsee myös useita pienempiä tulivuoria. Elysium - kukkula, joka on jopa kuusi kilometriä keskitason yläpuolella, jossa on kolme tulivuorta - Hecaten kupoli, Elysius-vuori ja Alborin kupoli.
Muiden (Faure ja Mensing, 2007) mukaan Olympuksen korkeus on 21 287 metriä nollan yläpuolella ja 18 kilometriä ympäröivän alueen yläpuolella ja pohjan halkaisija on noin 600 km. Tukikohdan pinta-ala on 282 600 km2. Kaldera (tulivuoren keskellä oleva painauma) on 70 km leveä ja 3 km syvä.
Tharsiksen ylängön halki kulkee myös monia tektonisia vaurioita, jotka ovat usein hyvin monimutkaisia ja laajoja. Suurin niistä - Mariner-laaksot - ulottuu leveyssuunnassa lähes 4000 km (neljännes planeetan ympärysmitasta), leveys 600 ja syvyys 7-10 km; tämä vika on kooltaan verrattavissa Itä-Afrikan halkeamaan maan päällä. Sen jyrkillä rinteillä tapahtuu aurinkokunnan suurimmat maanvyörymät. Mariner Valleys on aurinkokunnan suurin tunnettu kanjoni. Mariner 9 -avaruusaluksen vuonna 1971 löytämä kanjoni voisi kattaa koko Yhdysvaltojen alueen valtamerestä valtamereen.
Opportunity-mönkijän ottama panoraama Victorian kraaterista. Sitä kuvattiin kolmen viikon aikana, 16. lokakuuta ja 6. marraskuuta 2006 välisenä aikana.
Panoraama Marsin pinnalta Husband Hillin alueella, Spirit-kulkijalla 23.-28.11.2005.
Jää ja napajääpeitteet
Pohjoisnapalaki kesällä, kuva Mars Global Surveyor. Pitkä leveä vika, joka leikkaa vasemman korkin läpi - Northern Fault
Ulkomuoto Mars vaihtelee suuresti vuodenaikojen mukaan. Ensinnäkin muutokset napakorkeissa ovat silmiinpistäviä. Ne kasvavat ja kutistuvat luoden kausiluonteisia ilmiöitä ilmakehässä ja Marsin pinnalla. Etelänapapää voi saavuttaa 50° leveysasteen, pohjoinen myös 50°. Pohjoisen napakannen pysyvän osan halkaisija on 1000 km. Kun yhden pallonpuoliskon napakansi väistyy keväällä, planeetan pinnan yksityiskohdat alkavat tummua.
Napakorkit koostuvat kahdesta komponentista: kausiluonteisesta - hiilidioksidista ja maallisesta - vesijäästä. Mars Express -satelliitin mukaan korkkien paksuus voi vaihdella 1 metristä 3,7 kilometriin. Mars Odyssey -avaruusalus on löytänyt aktiivisia geysireitä Marsin etelänapalta. Kuten NASAn asiantuntijat uskovat, keväällä lämmittävät hiilidioksidisuihkut hajoavat suureen korkeuteen ja vievät mukanaan pölyä ja hiekkaa.
Valokuvia Marsista, jossa näkyy pölymyrsky. Kesäkuu-syyskuu 2001
Napakansien jousisulaminen johtaa ilmanpaineen ja siirtymän voimakkaaseen nousuun suuria massoja kaasua vastakkaiselle pallonpuoliskolle. Samaan aikaan puhaltavien tuulten nopeus on 10-40 m/s, joskus jopa 100 m/s. Tuuli nostaa pinnalta suuren määrän pölyä, mikä johtaa pölymyrskyihin. Voimakkaat pölymyrskyt peittävät planeetan pinnan lähes kokonaan. Pölymyrskyillä on huomattava vaikutus lämpötilan jakautumiseen Marsin ilmakehässä.
Vuonna 1784 tähtitieteilijä W. Herschel kiinnitti huomion kausivaihteluihin napakansien koossa, analogisesti jään sulamisen ja jäätymisen kanssa maan napa-alueilla. 1860-luvulla ranskalainen tähtitieteilijä E. Lie havaitsi tummumisaallon sulavan kevään napahatun ympärillä, mikä sitten tulkittiin hypoteesilla sulamisveden leviämisestä ja kasvillisuuden kasvusta. Spektrometriset mittaukset, jotka suoritettiin 1900-luvun alussa. Lovell-observatoriossa Flagstaffissa W. Slifer ei kuitenkaan osoittanut klorofyllin, maakasvien vihreän pigmentin, läsnäoloa.
Mariner-7:n valokuvista oli mahdollista määrittää, että napakorkit ovat useita metrejä paksuja, ja mitattu lämpötila 115 K (-158 ° C) vahvisti sen mahdollisuuden, että se koostuu jäätyneestä hiilidioksidista - "kuivasta jäästä".
Kukkula, jota kutsuttiin Mitchell-vuoriksi ja joka sijaitsee lähellä Marsin etelänapaa napakannen sulaessa, näyttää tältä. valkoinen saari, koska jäätiköt sulavat myöhemmin vuorilla, myös maan päällä.
Martian Reconnaissance Satellite -satelliitin tiedot mahdollistivat merkittävän jääkerroksen havaitsemisen vuorten juurella olevan tason alta. Satoja metrejä paksu jäätikkö kattaa tuhansien neliökilometrien alueen, ja sen jatkotutkimuksella voi saada tietoa Marsin ilmaston historiasta.
"Jokkien" kanavat ja muut ominaisuudet
Marsissa on monia vesieroosiota muistuttavia geologisia muodostumia, erityisesti kuivuneita jokien uomaa. Yhden hypoteesin mukaan nämä kanavat ovat saattaneet muodostua lyhytaikaisten katastrofitapahtumien seurauksena, eivätkä ne ole todiste jokijärjestelmän pitkäaikaisesta olemassaolosta. Viimeaikaiset todisteet kuitenkin viittaavat siihen, että joet ovat virranneet geologisesti merkittäviä aikoja. Erityisesti on löydetty käänteisiä kanavia (eli kanavia, jotka ovat kohonneet ympäröivän alueen yläpuolelle). Maapallolla tällaiset muodostelmat muodostuvat tiheiden pohjasedimenttien pitkäaikaisen kertymisen vuoksi, jota seuraa ympäröivien kivien kuivuminen ja rapautuminen. Lisäksi on näyttöä uomien siirtymisestä joen suistossa, kun pinta vähitellen nousee.
Lounaispuoliskolla, Eberswalden kraatterissa, löydettiin joen suistoalue, jonka pinta-ala on noin 115 km2. Deltan yli huuhtoutunut joki oli yli 60 kilometriä pitkä.
NASAn Spirit- ja Opportunity-mönkijöiden tiedot todistavat myös veden olemassaolosta menneisyydessä (mineraaleja on löydetty, jotka saattoivat muodostua vain pitkäaikaisen veden altistumisen seurauksena). Laite "Phoenix" löysi jääkertymiä suoraan maasta.
Lisäksi kukkuloiden rinteiltä on löydetty tummia raitoja, jotka osoittavat nestemäisen suolaveden esiintymistä pinnalla meidän aikanamme. Ne ilmestyvät pian sen jälkeen kesäkausi ja katoavat talvella, "virraavat" erilaisten esteiden ympäri, sulautuvat ja eroavat toisistaan. "On vaikea kuvitella, että tällaisia rakenteita ei voisi muodostua nestevirroista, vaan jostain muusta", sanoi NASAn työntekijä Richard Zurek.
Tharsiksen vulkaanisesta ylängöstä on löydetty useita epätavallisia syviä kaivoja. Vuonna 2007 otetun Martian Reconnaissance Satellite -kuvan perusteella yksi niistä on halkaisijaltaan 150 metriä ja seinän valaistu osa on vähintään 178 metriä syvä. Näiden muodostumien vulkaanisesta alkuperästä on esitetty hypoteesi.
Pohjustus
Marsin maaperän pintakerroksen alkuainekoostumus laskeutujien tietojen mukaan ei ole sama eri paikoissa. Maaperän pääkomponentti on piidioksidi (20-25 %), joka sisältää rautaoksidihydraattien seoksen (jopa 15 %), jotka antavat maaperään punertavan värin. Siinä on merkittäviä rikkiyhdisteiden, kalsiumin, alumiinin, magnesiumin, natriumin epäpuhtauksia (muutama prosentti jokaiselle).
NASAn Phoenix-luotaimen (laskuutui Marsiin 25. toukokuuta 2008) tietojen mukaan Marsin maaperän pH-suhde ja eräät muut parametrit ovat lähellä Maan arvoja, ja niissä voitaisiin teoriassa kasvattaa kasveja. "Itse asiassa havaitsimme, että Marsin maaperä täyttää vaatimukset ja sisältää myös välttämättömät elementit elämän syntymiseen ja ylläpitämiseen sekä menneisyydessä, nykyisyydessä että tulevaisuudessa", sanoo tutkimuskemisti Sam Kunaves. projekti. Myös tämän emäksisen maaperän monet löytävät hänen mukaansa "takapihaltaan", ja se sopii varsin hyvin parsan viljelyyn.
Laitteen laskeutumispaikalla maassa on myös huomattava määrä vesijäätä. Mars Odyssey -kiertoradalla havaittiin myös, että punaisen planeetan pinnan alla on vesijääkertymiä. Myöhemmin tämä oletus vahvistettiin muilla laitteilla, mutta kysymys veden läsnäolosta Marsissa ratkesi lopulta vuonna 2008, kun planeetan pohjoisnavan lähelle laskeutunut Phoenix-luotain sai vettä Marsin maaperästä.
Geologia ja sisäinen rakenne
Aiemmin Marsissa, kuten maan päällä, tapahtui litosfäärilevyjen liikettä. Tämän vahvistavat Marsin magneettikentän ominaisuudet, joidenkin tulivuorten sijainnit, esimerkiksi Tharsiksen maakunnassa, sekä Mariner Valleyn muoto. Nykyinen tilanne, jossa tulivuoria voi olla olemassa paljon pidempään kuin maan päällä ja saavuttaa jättimäisiä kokoja, viittaa siihen, että nyt tämä liike on melko poissa. Tätä tukee se tosiasia, että kilpi tulivuoret kasvavat toistuvien purkausten seurauksena samasta aukosta pitkän ajan kuluessa. Maapallolla litosfäärilevyjen liikkeen vuoksi tulivuoren pisteet muuttivat jatkuvasti sijaintiaan, mikä rajoitti kilpi tulivuorten kasvua ja mahdollisesti ei antanut niiden saavuttaa korkeuksia, kuten Marsissa. Toisaalta ero on maksimi korkeus tulivuoret voidaan selittää sillä, että Marsin pienemmän painovoiman ansiosta on mahdollista rakentaa korkeampia rakenteita, jotka eivät romahtaisi oman painonsa alla.
Marsin ja muiden maanpäällisten planeettojen rakenteen vertailu
Modernit mallit sisäinen rakenne Mars ehdottaa, että Mars koostuu kuoresta, jonka keskipaksuus on 50 km (ja maksimipaksuus jopa 130 km), 1800 km paksuisesta silikaattivaipasta ja ytimestä, jonka säde on 1480 km. Tiheyden planeetan keskustassa tulisi olla 8,5 g/cm2. Ydin on osittain nestemäinen ja koostuu pääosin raudasta, johon on lisätty 14-17 % (massasta) rikkiä, ja kevyiden alkuaineiden pitoisuus on kaksi kertaa suurempi kuin maan ytimessä. Nykyaikaisten arvioiden mukaan ytimen muodostuminen osui varhaisen vulkanismin ajanjaksoon ja kesti noin miljardi vuotta. Vaippasilikaattien osittainen sulaminen kesti suunnilleen saman ajan. Marsin pienemmän painovoiman vuoksi painealue Marsin vaipassa on paljon pienempi kuin maan päällä, mikä tarkoittaa, että siinä on vähemmän faasisiirtymiä. oletettu, vaihemuutos oliviinin muuttaminen spinelliksi alkaa melko suurista syvyyksistä - 800 km (400 km maan päällä). Relieveksen luonne ja muut piirteet viittaavat astenosfäärin olemassaoloon, joka koostuu osittain sulan aineen vyöhykkeistä. Joillekin Marsin alueille on laadittu yksityiskohtainen geologinen kartta.
Ratahavaintojen ja kokoelman analyysin mukaan marsin meteoriitit Marsin pinta koostuu pääasiassa basaltista. On olemassa todisteita, jotka viittaavat siihen, että osassa Marsin pintaa materiaali sisältää enemmän kvartsia kuin normaali basaltti ja saattaa olla samanlainen kuin maan andesiittiset kivet. Nämä samat havainnot voidaan kuitenkin tulkita kvartsilasin läsnäolon hyväksi. Merkittävä osa syvästä kerroksesta koostuu rakeisesta rautaoksidipölystä.
Marsin magneettikenttä
Marsilla on heikko magneettikenttä.
Mars-2- ja Mars-3-asemien magnetometrien lukemien mukaan magneettikentän voimakkuus päiväntasaajalla on noin 60 gammaa, navalla 120 gammaa, mikä on 500 kertaa maapalloa heikompi. AMS Mars-5:n mukaan magneettikentän voimakkuus päiväntasaajalla oli 64 gammaa ja magneettinen momentti 2,4 1022 oersted cm2.
Marsin magneettikenttä on äärimmäisen epävakaa, planeetan eri kohdissa sen voimakkuus voi vaihdella 1,5-2 kertaa, eivätkä magneettiset navat ole samat kuin fysikaaliset navat. Tämä viittaa siihen, että Marsin rautasydän on suhteellisen liikkumaton suhteessa sen kuoreen, eli Maan magneettikentästä vastuussa oleva planetaarinen dynamomekanismi ei toimi Marsissa. Vaikka Marsilla ei ole vakaata planeetan magneettikenttää, havainnot ovat osoittaneet, että osa planeetan kuoresta on magnetoitunut ja että näiden osien magneettiset navat ovat käännetty aiemmin. Näiden osien magnetointi osoittautui samankaltaiseksi kuin valtamerten magneettisia poikkeavuuksia.
Yksi teoria, joka julkaistiin vuonna 1999 ja tutkittiin uudelleen vuonna 2005 (käyttäen miehittämätöntä Mars Global Surveyoria), on, että nämä vyöhykkeet osoittavat levytektoniikkaa 4 miljardia vuotta sitten, ennen kuin planeetan dynamo lakkasi toimimasta aiheuttaen jyrkän heikkenevän magneettikentän. Syyt jyrkälle laskulle ovat epäselviä. On oletettu, että dynamon toiminta on 4 miljardia. vuotta sitten selittyy asteroidin läsnäololla, joka pyöri 50-75 tuhannen kilometrin etäisyydellä Marsin ympäri ja aiheutti epävakautta sen ytimessä. Asteroidi putosi sitten Roche-rajaansa ja romahti. Tämä selitys itsessään sisältää kuitenkin moniselitteisiä kohtia, ja se on kiistanalainen tieteellinen yhteisö.
Maailmanlaajuinen mosaiikki 102 Viking 1 -kiertoradalla 22. helmikuuta 1980.
Ehkä kaukaisessa menneisyydessä suuren taivaankappaleen kanssa tapahtuneen törmäyksen seurauksena ytimen pyöriminen pysähtyi, samoin kuin ilmakehän päätilavuuden menetys. Uskotaan, että magneettikentän menetys tapahtui noin 4 miljardia vuotta sitten. Magneettikentän heikkouden vuoksi aurinkotuuli tunkeutuu Marsin ilmakehään lähes esteettömästi, ja monet fotokemiallisia reaktioita auringon säteilyn vaikutuksesta, jota esiintyy Maan ionosfäärissä ja sen yläpuolella, Marsissa voidaan havaita melkein sen pinnalla.
Marsin geologinen historia sisältää seuraavat kolme aikakautta:
Noachian Epoch (nimetty "Noachian Landin", Marsin alueen mukaan): Marsin vanhimman olemassa olevan pinnan muodostuminen. Se jatkui ajanjaksolla 4,5 miljardia - 3,5 miljardia vuotta sitten. Tämän aikakauden aikana pintaa arpeutuivat lukuisat törmäyskraatterit. Tharsiksen maakunnan tasango muodostui luultavasti tänä aikana, ja myöhemmin voimakas vesivirtaus.
Hesperin aikakausi: 3,5 miljardia vuotta sitten 2,9 - 3,3 miljardia vuotta sitten. Tätä aikakautta leimaa valtavien laavakenttien muodostuminen.
Amazonin aikakausi (nimetty Marsin "Amazonian tasangon" mukaan): 2,9-3,3 miljardia vuotta sitten nykypäivään. Tämän aikakauden aikana muodostuneilla alueilla on hyvin vähän meteoriittikraattereita mutta muuten ne ovat täysin erilaisia. Tänä aikana muodostui Olympus-vuori. Tänä aikana laavavirtauksia satoi muualla Marsissa.
Marsin kuut
luonnolliset satelliitit Marsit ovat Phobos ja Deimos. Amerikkalainen tähtitieteilijä Asaph Hall löysi molemmat vuonna 1877. Phobos ja Deimos ovat epäsäännöllisen muotoisia ja hyvin pieniä. Yhden hypoteesin mukaan ne voivat edustaa vangittuja gravitaatiokenttä Marsin asteroidit, kuten (5261) Eureka Troijan asteroidiryhmästä. Satelliitit on nimetty Ares-jumalan (eli Marsin) - Phoboksen ja Deimoksen - mukaan, jotka henkilöitävät pelkoa ja kauhua, jotka auttoivat sodan jumalaa taisteluissa.
Molemmat satelliitit pyörivät akselinsa ympäri samalla jaksolla kuin Marsin ympärillä, joten ne ovat aina kääntyneet samalla puolelta planeettaa kohti. Marsin vuorovesivaikutus hidastaa vähitellen Phoboksen liikettä ja johtaa lopulta satelliitin putoamiseen Marsiin (säilyttäen nykyisen trendin) tai sen hajoamiseen. Päinvastoin, Deimos on siirtymässä pois Marsista.
Molemmilla satelliiteilla on kolmiakselista ellipsoidia lähestyvä muoto, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) on hieman suurempi kuin Deimos (15x12,2x10,4 km). Deimosin pinta näyttää paljon tasaisemmalta, koska suurin osa kraatereista on peitetty hienorakeisella aineella. On selvää, että Phoboksella, joka on lähempänä planeettaa ja massiivisempi, meteoriitin törmäysten aikana sinkoutunut materiaali joko osui uudelleen pintaan tai putosi Marsiin, kun taas Deimoksessa se. pitkä aika pysyi kiertoradalla satelliitin ympäri, asettuen vähitellen ja piilottaen kohokuvion epätasaisuudet.
Elämä Marsissa
Suosittu ajatus, että Marsissa asuivat älykkäät marsilaiset, levisi laajalle 1800-luvun lopulla.
Schiaparellin niin sanotuista kanavista tehdyt havainnot yhdistettynä Percival Lowelin samaa aihetta käsittelevään kirjaan tekivät suosituksi ajatuksen planeettasta, joka kuivui, kylmeni, kuolee ja jonka muinainen sivilisaatio teki kastelutyötä.
Muita lukuisia havaintoja ja ilmoituksia kuuluisat ihmiset aiheutti niin sanotun "Mars-kuumeen" tämän aiheen ympärillä. Vuonna 1899 tutkiessaan ilmakehän häiriöitä radiosignaalissa vastaanottimilla Coloradon observatoriossa, keksijä Nikola Tesla havaitsi toistuvan signaalin. Sitten hän arveli, että se saattaa olla radiosignaali muilta planeetoilta, kuten Marsilta. Vuonna 1901 annetussa haastattelussa Tesla sanoi, että hänelle tuli ajatus, että häiriöt voitaisiin aiheuttaa keinotekoisesti. Vaikka hän ei pystynyt ymmärtämään niiden merkitystä, hänen oli mahdotonta, että ne syntyivät täysin sattumalta. Hänen mielestään se oli tervehdys planeetalta toiselle.
Teslan teoriaa tuki vahvasti kuuluisa brittiläinen fyysikko William Thomson (Lord Kelvin), joka vieraillessaan Yhdysvalloissa vuonna 1902 sanoi, että hänen mielestään Tesla oli poiminut Yhdysvaltoihin lähetettyjen marsilaisten signaalin. Kelvin kuitenkin kielsi jyrkästi tämän lausunnon ennen kuin hän lähti Amerikasta: "Itse asiassa sanoin, että Marsin asukkaat, jos he ovat olemassa, näkevät varmasti New Yorkin, erityisesti sähkön valon."
Nykyään nestemäisen veden läsnäoloa sen pinnalla pidetään edellytyksenä elämän kehittymiselle ja ylläpitämiselle planeetalla. Vaatimuksena on myös, että planeetan kiertorata on ns asuttava vyöhyke, joka aurinkokunnassa alkaa Venuksen takaa ja päättyy Marsin kiertoradan puolipääakseliin. Perihelionin aikana Mars on tämän vyöhykkeen sisällä, mutta ohut ilmakehä matalapaineella estää nestemäisen veden ilmestymisen suurelle alueelle pitkä aika. Viimeaikaiset todisteet viittaavat siihen, että kaikki Marsin pinnalla oleva vesi on liian suolaista ja hapanta tukemaan pysyvää maanpäällistä elämää.
Magnetosfäärin puute ja Marsin äärimmäisen ohut ilmakehä ovat myös elämän ylläpitämisen ongelma. Planeetan pinnalla on erittäin heikko lämpövirtojen liike, se on huonosti eristetty hiukkaspommituksista aurinkotuuli lisäksi kuumennettaessa vesi haihtuu välittömästi ohittaen nestemäisen tilan alhaisen paineen vuoksi. Mars on myös kynnyksellä ns. "geologinen kuolema". Tulivuoren toiminnan loppuminen ilmeisesti pysäytti mineraalien kierron ja kemiallisia alkuaineita pinnan ja välillä sisällä planeetat.
Todisteet viittaavat siihen, että planeetalla oli aiemmin paljon alttiimpi elämälle kuin nyt. Sieltä ei kuitenkaan ole toistaiseksi löydetty organismien jäänteitä. 1970-luvun puolivälissä toteutetun Viking-ohjelman puitteissa suoritettiin sarja kokeita mikro-organismien havaitsemiseksi Marsin maaperässä. Se on osoittanut myönteisiä tuloksia, kuten tilapäistä hiilidioksidipäästöjen lisääntymistä, kun maapartikkeleita sijoitetaan veteen ja ravinneväliaineisiin. Kuitenkin sitten tämä todistus Jotkut tiedemiehet ovat kiistäneet elämän Marsissa [kenen toimesta?]. Tämä johti heidän pitkään kiistaansa NASA:n tutkijan Gilbert Lewinin kanssa, joka väitti, että viikingit olivat löytäneet elämän. Arvioituaan uudelleen viikinkien tiedot extremofiilien nykyisen tieteellisen tiedon valossa todettiin, että suoritetut kokeet eivät olleet tarpeeksi täydellisiä näiden elämänmuotojen havaitsemiseksi. Lisäksi nämä testit voivat jopa tappaa organismit, vaikka niitä olisi näytteissä. Phoenix-ohjelman tekemät testit ovat osoittaneet, että maaperän pH on erittäin emäksinen ja sisältää magnesiumia, natriumia, kaliumia ja kloridia. Ravinteet maaperässä riittää ylläpitämään elämää, mutta elämänmuotoja on suojattava voimakkaalta UV-valo.
Mielenkiintoista on, että joistakin Marsin alkuperää olevista meteoriiteista löydettiin muodostumia, jotka muistuttavat muodoltaan yksinkertaisimpia bakteereja, vaikka ne ovat kooltaan pienempiä kuin pienimmät maanpäälliset organismit. Yksi näistä meteoriiteista on ALH 84001, joka löydettiin Etelämantereelta vuonna 1984.
Maan havaintojen tulosten ja Mars Express -avaruusaluksen tietojen mukaan Marsin ilmakehässä havaittiin metaania. Marsin olosuhteissa tämä kaasu hajoaa melko nopeasti, joten täydennyslähteen on oltava jatkuva. Tällainen lähde voi olla joko geologinen aktiivisuus (mutta aktiivisia tulivuoria ei ole löydetty Marsista) tai bakteerien elintärkeä toiminta.
Tähtitieteellisiä havaintoja Marsin pinnalta
Automaattisten ajoneuvojen laskeutumisen jälkeen Marsin pinnalle tuli mahdolliseksi tehdä tähtitieteellisiä havaintoja suoraan planeetan pinnalta. Johdosta tähtitieteellistä sijaintia Mars aurinkokunnassa, ilmakehän ominaisuudet, Marsin ja sen satelliittien vallankumouskausi, Marsin yötaivaan kuva (ja planeetalta havaitut tähtitieteelliset ilmiöt) eroaa maasta ja vaikuttaa monella tapaa epätavalliselta ja mielenkiintoiselta .
Taivaan väri Marsissa
Auringonnousun ja auringonlaskun aikana Marsin taivaalla zeniitissä on punertavan vaaleanpunainen väri ja lähellä Auringon kiekkoa - sinisestä purppuraan, mikä on täysin päinvastainen kuin maallisten aamunkoitteiden kuva.
Keskipäivällä Marsin taivas on keltaoranssi. Syynä tällaisiin eroihin maan taivaan värimaailmasta ovat Marsin ohuen, harvinaisen ilmakehän ominaisuudet, jotka sisältävät suspendoitunutta pölyä. Marsissa säteiden Rayleigh-sironta (joka Maan päällä on taivaan sinisen värin syy) on merkityksetön, sen vaikutus on heikko. Oletettavasti taivaan kelta-oranssi väritys johtuu myös 1 %:n magnetiitin läsnäolosta pölyhiukkasissa, jotka ovat jatkuvasti suspendoituneet Marsin ilmakehään ja joita kausittaiset pölymyrskyt aiheuttavat. Hämärä alkaa kauan ennen auringonnousua ja kestää kauan auringonlaskun jälkeen. Joskus Marsin taivaan väri muuttuu violetti sävy vesijään mikrohiukkasten valonsironta pilvissä (jälkimmäinen on melko harvinainen ilmiö).
aurinko ja planeetat
Auringon kulmakoko Marsista havaittuna on pienempi kuin Maasta näkyvä ja 2/3 jälkimmäisestä. Marsista peräisin oleva elohopea on käytännössä mahdoton havaita paljain silmin, koska se on äärimmäisen lähellä aurinkoa. Kirkkain planeetta Marsin taivaalla on Venus, toiseksi Jupiter (sen neljä suurin satelliitti voidaan tarkkailla ilman kaukoputkea), kolmannella - Maa.
Maa suhteessa Marsiin on sisäinen planeetta, aivan kuten Venus on maan päällä. Näin ollen Marsista Maata havaitaan aamulla tai Iltatähti, nousee ennen aamunkoittoa tai näkyy iltataivaalla auringonlaskun jälkeen.
Maan maksimivenymä Marsin taivaalla on 38 astetta. Paljaalla silmällä Maa näkyy kirkkaana (näkyvän magnitudin enimmäismäärä noin -2,5) vihertävänä tähteenä, jonka vieressä Kuun kellertävä ja himmeämpi (noin 0,9) tähti on helposti erotettavissa. Teleskoopissa molemmat kohteet näyttävät samat vaiheet. Kuun kierros Maan ympäri tarkkaillaan Marsista seuraavasti: Kuun suurimmalla kulmaetäisyydellä Maasta paljain silmän erottaa helposti Kuun ja Maan: viikossa Kuun "tähdet" ja maa sulautuu yhdeksi silmällä erottamattomaksi tähdeksi, toisella viikolla Kuu on taas näkyvissä suurin etäisyys mutta maan toisella puolella. Ajoittain Marsissa oleva tarkkailija pystyy näkemään Kuun kulun (transit) Maan levyn poikki tai päinvastoin Kuun peittämisen Maan levyllä. Kuun suurin näennäinen etäisyys Maasta (ja niiden näennäinen kirkkaus) Marsista katsottuna vaihtelee merkittävästi riippuen Maan ja Marsin suhteellisesta sijainnista ja vastaavasti planeettojen välisestä etäisyydestä. Oppositioaikana se on noin 17 minuuttia kaarella, maksimietäisyydellä Maan ja Marsin välillä - 3,5 minuuttia. Maapalloa, kuten muitakin planeettoja, havaitaan horoskoopin tähdistövyöhykkeessä. Marsissa oleva tähtitieteilijä pystyy myös tarkkailemaan Maan kulkua Auringon kiekon poikki, seuraava tapaus tapahtuu 10. marraskuuta 2084.
Kuut - Phobos ja Deimos
Phoboksen kulku Auringon kiekon poikki. Kuvia Opportunitysta
Marsin pinnalta tarkasteltuna Phoboksen näennäinen halkaisija on noin 1/3 kuun kiekosta maan taivaalla ja näennäinen magnitudi noin -9 (suunnilleen kuin Kuu ensimmäisen neljänneksen vaiheessa) . Phobos nousee lännessä ja laskee itään, mutta nousee jälleen 11 tuntia myöhemmin ja ylittää siten Marsin taivaan kahdesti päivässä. Tämän nopean kuun liike taivaalla näkyy helposti yön aikana, samoin kuin vaihtuvat vaiheet. Paljain silmin erottaa Phoboksen kohokuvion suurimman yksityiskohdan - Stickney-kraatterin. Deimos nousee idässä ja laskeutuu lännessä, näyttää siltä kirkas tähti ilman havaittavaa näkyvää kiekkoa, magnitudi noin -5 (hieman kirkkaampi kuin Venus maan taivaalla), ylittää hitaasti taivaan 2,7 Marsin päivän ajan. Molempia satelliitteja voidaan tarkkailla yötaivaalla yhtä aikaa, jolloin Phobos siirtyy kohti Deimosta.
Sekä Phoboksen että Deimosin kirkkaus on riittävä, jotta Marsin pinnalla olevat esineet luovat teräviä varjoja yöllä. Molemmilla satelliiteilla on suhteellisen pieni kiertoradan kaltevuus Marsin päiväntasaajalle, mikä sulkee pois niiden havainnon planeetan korkeilla pohjoisilla ja eteläisillä leveysasteilla: esimerkiksi Phobos ei koskaan nouse horisontin yläpuolelle 70,4 ° N pohjoispuolella. sh. tai etelään linjasta 70.4° S sh.; Deimokselle nämä arvot ovat 82,7°N. sh. ja 82,7°S sh. Marsissa voidaan havaita Phoboksen ja Deimoksen pimennys, kun ne tulevat Marsin varjoon, sekä Auringonpimennys, joka on vain rengasmainen, koska Phobos on pieni kulmakoko verrattuna aurinkokiekkoon.
Marsin pohjoisnapa on planeetan akselin kallistuksen vuoksi Cygnuksen tähdistössä (ekvatoriaaliset koordinaatit: oikea nousu 21h 10m 42s, deklinaatio +52 ° 53,0? eikä sitä merkitse kirkas tähti: lähimpänä napaa on kuudennen magnitudin himmeä tähti BD +52 2880 (muut sen nimet ovat HR 8106, HD 201834, SAO 33185). etelänapa maailma (koordinaatit 9t 10m 42s ja -52 °53,0) on muutaman asteen päässä Kappa Sails -tähdestä (ilmeinen magnitudi 2,5) - sitä voidaan periaatteessa pitää etelänä napatähti Mars.
Marsin ekliptiikan horoskooppitähtikuviot ovat samankaltaisia kuin maasta havaitut, yhdellä erolla: Auringon vuotuista liikettä tähdistöjen välillä tarkkaillessa se (kuten muutkin planeetat, mukaan lukien Maa) poistuu Kalojen tähdistön itäosasta. , kulkee 6 päivän ajan Cetuksen tähdistön pohjoisosan läpi ennen kuin pääset takaisin Kalojen länsiosaan.
Marsin tutkimuksen historia
Marsin tutkimus alkoi kauan sitten, jopa 3,5 tuhatta vuotta sitten, vuonna Muinainen Egypti. Ensimmäiset yksityiskohtaiset raportit Marsin sijainnista tekivät babylonialaiset tähtitieteilijät, jotka kehittivät sarjan matemaattisia menetelmiä ennustaa planeetan sijaintia. Muinaiset kreikkalaiset (hellenistiset) filosofit ja tähtitieteilijät kehittivät egyptiläisten ja babylonialaisten tietoja käyttämällä yksityiskohtaisen geosentrisen mallin selittämään planeettojen liikettä. Muutama vuosisataa myöhemmin intialaiset ja islamilaiset tähtitieteilijät arvioivat Marsin koon ja sen etäisyyden Maasta. 1500-luvulla Nicolaus Copernicus ehdotti heliosentristä mallia aurinkokunnan kuvaamiseksi pyöreällä planeettojen kiertoradat. Hänen tuloksiaan tarkisti Johannes Kepler, joka esitteli Marsille tarkemman elliptisen kiertoradan, joka oli sama kuin havaittu.
Vuonna 1659 Francesco Fontana, joka katsoi Marsia kaukoputken läpi, teki ensimmäisen piirroksen planeettasta. Hän kuvasi musta piste hyvin määritellyn pallon keskellä.
Vuonna 1660 mustaan pisteeseen lisättiin kaksi napakorkkia, jotka lisäsi Jean Dominique Cassini.
Vuonna 1888 Venäjällä opiskellut Giovanni Schiaparelli antoi etunimet yksittäisille pintayksityiskohtille: Afroditen, Eritrean, Adrianmeren, Kimmerian meret; Auringon, Kuun ja Phoenixin järviä.
Marsin teleskooppisten havaintojen kukoistusaika koitti myöhään XIX- 1900-luvun puolivälissä. Se johtuu suurelta osin yleisestä kiinnostuksesta ja tunnetuista tieteellisistä kiistoista havaittujen Marsin kanavien ympärillä. Avaruutta edeltäneen aikakauden tähtitieteilijöistä, jotka tekivät Marsia teleskooppisia havaintoja tänä aikana, tunnetuimmat ovat Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Juuri he loivat perustan areografialle ja laativat ensimmäiset yksityiskohtaiset kartat Marsin pinnasta - vaikka ne osoittautuivatkin lähes täysin virheellisiksi automaattisten luotainlentojen jälkeen Marsiin.
Marsin kolonisaatio
Arvioitu näkymä Marsista terraformoinnin jälkeen
Suhteellisen lähellä Maata luonnolliset olosuhteet helpottaa tätä tehtävää hieman. Erityisesti maapallolla on paikkoja, joissa luonnolliset olosuhteet ovat samanlaiset kuin Marsissa. Äärimmäisen alhaiset lämpötilat arktisella alueella ja Etelämantereella ovat verrattavissa jopa kaikkein korkeimpiin matalat lämpötilat Marsissa ja Marsin päiväntasaajalla kesäkuukausina on yhtä lämmintä (+20 °C) kuin maan päällä. Myös maapallolla on aavikot, jotka ovat ulkonäöltään samanlaisia kuin Marsin maisema.
Mutta Maan ja Marsin välillä on merkittäviä eroja. Erityisesti Marsin magneettikenttä on noin 800 kertaa heikompi kuin maapallon. Yhdessä harvinaisen (satoja kertoja Maahan verrattuna) ilmakehän kanssa tämä lisää ionisoiva säteily. Amerikkalaisen miehittämättömän ajoneuvon The Mars Odyssey tekemät mittaukset osoittivat, että säteilytausta Marsin kiertoradalla on 2,2 kertaa korkeampi kuin kansainvälisen lentokentän säteilytausta avaruusasema. Keskimääräinen annos oli noin 220 milliradia päivässä (2,2 milligraya päivässä tai 0,8 graya vuodessa). Kolmen vuoden tällaisessa taustalla olemisesta saatu säteilyn määrä lähestyy astronautien turvallisuusrajoja. Marsin pinnalla säteilytausta on jonkin verran alhaisempi ja annos on 0,2-0,3 Gy vuodessa, vaihdellen merkittävästi maastosta, korkeudesta ja paikallisista magneettikentistä riippuen.
Marsissa yleisten mineraalien kemiallinen koostumus on monimuotoisempi kuin muiden maapallon lähellä olevien taivaankappaleiden. 4Frontiers Corporationin mukaan ne riittävät toimittamaan Marsin lisäksi myös Kuun, Maan ja Asteroidi vyöhyke.
Lentoaika Maasta Marsiin (nykyisellä tekniikalla) on 259 päivää puoliellipsissä ja 70 päivää paraabelissa. Mahdollisten siirtokuntien kanssa viestimiseen voidaan käyttää radioviestintää, jossa on 3-4 minuutin viive kumpaankin suuntaan planeettojen lähimmän lähestymisen aikana (joka toistuu 780 päivän välein) ja noin 20 minuuttia. planeettojen suurimmalla etäisyydellä; katso Kokoonpano (tähtitiede).
Toistaiseksi Marsin kolonisoimiseksi ei ole tehty käytännön toimenpiteitä, mutta kolonisaatiota kehitetään, esimerkiksi Centenary Spacecraft -projekti, asumismoduulin kehittäminen Deep Space Habitat -planeetalla pysymistä varten.
