მარსის ორბიტის საშუალო რადიუსი. მარსის ზომები

მარსი, მეოთხე პლანეტა მზიდან, არის მზის სისტემის ერთ-ერთი ყველაზე პატარა პლანეტა - მეორე მხოლოდ ძალიან პატარა მერკურის შემდეგ. თუ მარსს შევადარებთ დედამიწას, მაშინ შედარება ერთი შეხედვით აშკარად არ იქნება პირველის სასარგებლოდ:

მარსის დიამეტრი დედამიწის დიამეტრის 53%-ია (6739,8 კმ 12742 კმ-ის წინააღმდეგ).
მარსის მასა დედამიწის მასის მხოლოდ 10,7%-ია.
მარსის მთლიანი ზედაპირის ფართობი მხოლოდ ოდნავ მცირეა დედამიწის ხმელეთზე (144,371,391 კმ² 148,940,000 კმ²-ის წინააღმდეგ).

თუმცა, პასუხი მარტივ კითხვაზე - რამდენად დიდია მარსი, არც ისე მარტივია, რადგან საუბარია მთელ პლანეტაზე, თუმცა არც ისე შთამბეჭდავი ზომის. ეს ყველაფერი დამოკიდებულია იმაზე, თუ რას ადარებთ და როგორ ფიქრობთ!

მარსის დიამეტრი და გარშემოწერილობა

ფორმის აშკარა კანონზომიერების მიუხედავად, მარსი არის არა სფერო, არამედ პოლუსებიდან მოყვანილი სფეროიდური ფრაგმენტი (თუმცა, როგორც დედამიწა). Რას ნიშნავს? ეს მარტივია - ნებისმიერი პლანეტა ბრუნავს თავისი ღერძის გარშემო და, მიუხედავად იმისა, რომ ჩვენ ამას ზედაპირიდან ვერ ვამჩნევთ, გარე დამკვირვებლისთვის ეს ბრუნვა ძალზე სწრაფია. მარსი, მაგალითად, თავისი ღერძის გარშემო სრულ ბრუნვას 24,6 საათში აკეთებს (შესაბამისად, ეს რიცხვი მარსის დღის ხანგრძლივობაა). პლანეტა ბრუნავს და ცენტრიდანული ძალების მოქმედებით მისი მასა არათანაბრად ნაწილდება, რის შედეგადაც პლანეტა „იკუმშება“ პოლუსებზე და „ადიდებს“ მას ეკვატორზე.

ამის გამო მარსის დიამეტრი ეკვატორის გასწვრივ არის 6794 კმ, მაგრამ დიამეტრი პოლუსიდან პოლუსამდე 6752 კმ. ამრიგად, მარსის გარშემოწერილობა ეკვატორის გასწვრივ იქნება 21343 კმ, ხოლო პოლუსების გასწვრივ - 21244 კმ.

მასა და გრავიტაცია მარსზე

მარსის მასა არის 6,42 x 10 23 კგ, ანუ დაახლოებით 10-ჯერ ნაკლები დედამიწის მასაზე. რა თქმა უნდა, ეს ასევე გავლენას ახდენს მიზიდულობის ძალაზე. მარსზე მიზიდულობის ძალა დედამიწის მიზიდულობის 38%-ია, ამიტომ დედამიწაზე 100 კილოგრამიანი ადამიანი მარსზე 38 კილოგრამს იწონის.

სხვათა შორის, ეს ხსნის "მარსის მეტეორიტების" ბუნებას, რომლებიც ასევე გვხვდება დედამიწაზე - აქ ბევრად უფრო ადვილია პლანეტის ზედაპირიდან ძლიერი დარტყმით ამოვარდნილი ქვა დატოვოს დაბალი გრავიტაციის მქონე პლანეტა.

მარსის ჩანაწერები

მიუხედავად მისი მოკრძალებული ზომისა, მარსზე არის რაღაც, რამაც შეიძლება ვინმეს გააოცოს თავისი პარამეტრებით. აქ სულ მცირე ორი ასეთი რამ არის: მარინერის ველი და მთა ოლიმპი.

მარინერ ველიაღმოაჩინეს 1971 წელს მარინერ 9-ის ზონდი, ეს არის გიგანტური კანიონის სისტემა, რომელიც გადაჭიმულია 4000 კილომეტრზე აღმოსავლეთიდან დასავლეთის მიმართულებით და 10 კილომეტრამდე სიღრმეშია. ეს ჰალკი დედამიწაზე რომ ყოფილიყო, მთელ ავსტრალიას გადაკვეთდა ჩრდილოეთიდან სამხრეთისაკენ, ან, ვთქვათ, შეერთებული შტატების ტერიტორიას დასავლეთიდან აღმოსავლეთისკენ! რა უნდა ითქვას მარსზე - აქ მარინერის ველი გადაჭიმულია პლანეტის ზედაპირის 1/5-ზე და ჰგავს ურჩხულ ნაწიბურს, რომელიც უხსოვარი დროიდან დარჩა უზარმაზარი კოსმოსური სხეულის მიერ, რომელიც მარსს ტანგენციალურად დაეჯახა.

ოლიმპოს მთამართლაც ღირსია მისი სახელი - გიგანტური ჩამქრალი ვულკანი მარსის ზედაპირიდან 27 კილომეტრზე მაღლა დგას - უბრალოდ დაფიქრდით, ეს არის სამი მთა ევერესტი, რომლებიც ერთმანეთზეა დაწყობილი! მთა ოლიმპო იმდენად დიდია, რომ მზის სისტემაში ანალოგი არ ჰყავს - ასეთი უზარმაზარი ვულკანი მხოლოდ მარსზეა. ოლიმპოს დიამეტრი 600 კილომეტრია. იმისთვის, რომ ასეთი მანძილი სწორი ხაზით დაფაროთ, მანქანის ტარებისას 90 კმ/სთ სიჩქარით, დაგჭირდებათ 7 საათი.

მარსი არის მეოთხე უდიდესი პლანეტა მზიდან და მეშვიდე (წინა ბოლო) უდიდესი პლანეტა მზის სისტემაში; პლანეტის მასა არის დედამიწის მასის 10,7%. მარსის სახელი - ძველი რომაული ომის ღმერთი, ძველი ბერძნული არესის შესაბამისი. მარსს ზოგჯერ „წითელ პლანეტად“ მოიხსენიებენ, ზედაპირის მოწითალო შეფერილობის გამო, რომელსაც მას რკინის ოქსიდი ანიჭებს.

მარსი არის ხმელეთის პლანეტა იშვიათი ატმოსფეროთი (ზეწოლა ზედაპირზე 160-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე დედამიწის წნევა). მარსის ზედაპირის რელიეფის თავისებურებებად შეიძლება ჩაითვალოს მთვარის მსგავსი კრატერები, ასევე ვულკანები, ხეობები, უდაბნოები და დედამიწის მსგავსი პოლარული ყინულის ქუდები.

მარსს აქვს ორი ბუნებრივი თანამგზავრი - ფობოსი და დეიმოსი (ძველი ბერძნულიდან თარგმნილია - "შიში" და "საშინელება" - არესის ორი ვაჟის სახელები, რომლებიც თან ახლდნენ მას ბრძოლაში), რომლებიც შედარებით მცირეა (ფობოსი - 26x21 კმ, დეიმოსი - 13 კმ სიგრძით) და აქვს არარეგულარული ფორმა.

მარსის დიდი ოპოზიციები, 1830-2035 წწ

წელიწადი	თარიღი	მანძილი ა. ე.
1830	19 სექტემბერი	0,388
1845	18 აგვისტო	0,373
1860	17 ივლისი	0,393
1877	5 სექტემბერი	0,377
1892	4 აგვისტო	0,378
1909	24 სექტემბერი	0,392
1924	23 აგვისტო	0,373
1939	23 ივლისი	0,390
1956	10 სექტემბერი	0,379
1971	10 აგვისტო	0,378
1988	22 სექტემბერი	0,394
2003	28 აგვისტო	0,373
2018	27 ივლისი	0,386
2035	15 სექტემბერი	0,382

მარსი არის მეოთხე ყველაზე დაშორებული მზიდან (მერკური, ვენერა და დედამიწის შემდეგ) და მეშვიდე უდიდესი (მასით და დიამეტრით აჭარბებს მხოლოდ მერკურს) მზის სისტემაში. მარსის მასა არის დედამიწის მასის 10,7% (6,423 1023 კგ დედამიწის 5,9736 1024 კგ-ის წინააღმდეგ), მოცულობა არის დედამიწის მოცულობის 0,15, ხოლო საშუალო წრფივი დიამეტრი დედამიწის დიამეტრის 0,53 (6800 კმ) .

მარსის რელიეფს აქვს მრავალი უნიკალური თვისება. მარსის გადაშენებული ვულკანი, მთა ოლიმპი, მზის სისტემის უმაღლესი მთაა, ხოლო მარინერის ველი ყველაზე დიდი კანიონია. გარდა ამისა, 2008 წლის ივნისში ჟურნალ Nature-ში გამოქვეყნებულმა სამმა ნაშრომმა წარმოადგინა მტკიცებულება მზის სისტემაში ყველაზე ცნობილი დარტყმის კრატერის არსებობის შესახებ მარსის ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში. ის 10600 კმ სიგრძისა და 8500 კმ სიგანისაა, რაც დაახლოებით ოთხჯერ აღემატება მარსზე ადრე აღმოჩენილ ყველაზე დიდ დარტყმის კრატერს, მის სამხრეთ პოლუსთან ახლოს.

მსგავსი ზედაპირის ტოპოგრაფიის გარდა, მარსს აქვს ბრუნვის პერიოდი და დედამიწის მსგავსი სეზონები, მაგრამ მისი კლიმატი გაცილებით ცივი და მშრალია, ვიდრე დედამიწაზე.

1965 წელს კოსმოსური ხომალდის Mariner 4-ის მიერ მარსის პირველ ფრენამდე, ბევრი მკვლევარი თვლიდა, რომ მის ზედაპირზე თხევადი წყალი იყო. ეს მოსაზრება ეფუძნებოდა დაკვირვებებს პერიოდულ ცვლილებებზე ნათელ და ბნელ ადგილებში, განსაკუთრებით პოლარულ განედებში, რომლებიც მსგავსი იყო კონტინენტებისა და ზღვების. ზოგიერთი დამკვირვებლის მიერ მარსის ზედაპირზე მუქი ღეროები განმარტებულია, როგორც თხევადი წყლის სარწყავი არხები. მოგვიანებით დადასტურდა, რომ ეს ღეროები ოპტიკურ ილუზიას წარმოადგენდა.

დაბალი წნევის გამო მარსის ზედაპირზე წყალი თხევად მდგომარეობაში ვერ იარსებებს, მაგრამ სავარაუდოა, რომ წარსულში პირობები განსხვავებული იყო და ამიტომ პლანეტაზე პრიმიტიული სიცოცხლის არსებობა არ არის გამორიცხული. 2008 წლის 31 ივლისს NASA-ს კოსმოსური ხომალდის Phoenix-ის მიერ მარსზე ყინულის მდგომარეობაში მყოფი წყალი აღმოაჩინეს.

2009 წლის თებერვალში, ორბიტალურ კვლევით თანავარსკვლავედს მარსის ორბიტაზე ჰყავდა სამი მოქმედი კოსმოსური ხომალდი: Mars Odyssey, Mars Express და Mars Reconnaissance Satellite, ვიდრე დედამიწის გარდა სხვა პლანეტების გარშემო.

მარსის ზედაპირს ამჟამად ორი როვერი იკვლევს: „სპირიტი“ და „შესაძლებლობა“. მარსის ზედაპირზე ასევე არის რამდენიმე არააქტიური ლანდერი და როვერი, რომლებმაც დაასრულეს კვლევა.

მათ მიერ შეგროვებული გეოლოგიური მონაცემები ვარაუდობს, რომ მარსის ზედაპირის უმეტესი ნაწილი ადრე წყლით იყო დაფარული. გასული ათწლეულის დაკვირვებებმა შესაძლებელი გახადა მარსის ზედაპირის ზოგიერთ ადგილას სუსტი გეიზერის აქტივობის აღმოჩენა. Mars Global Surveyor კოსმოსური ხომალდის დაკვირვების თანახმად, მარსის სამხრეთ პოლარული ქუდის ზოგიერთი ნაწილი თანდათან იკლებს.

მარსი დედამიწიდან შეუიარაღებელი თვალითაც ჩანს. მისი აშკარა ვარსკვლავური სიდიდე აღწევს 2,91 მ-ს (დედამიწასთან ყველაზე ახლოს), სიკაშკაშით მხოლოდ იუპიტერს (და მაშინაც კი არა ყოველთვის დიდი დაპირისპირების დროს) და ვენერას (მაგრამ მხოლოდ დილით ან საღამოს). როგორც წესი, დიდი წინააღმდეგობის დროს, ნარინჯისფერი მარსი არის ყველაზე კაშკაშა ობიექტი დედამიწის ღამის ცაზე, მაგრამ ეს ხდება მხოლოდ 15-17 წელიწადში ერთხელ ერთიდან ორ კვირაში.

ორბიტალური მახასიათებლები

მარსიდან დედამიწამდე მინიმალური მანძილი არის 55,76 მილიონი კმ (როდესაც დედამიწა ზუსტად მზესა და მარსს შორისაა), მაქსიმალური არის დაახლოებით 401 მილიონი კმ (როდესაც მზე ზუსტად დედამიწასა და მარსს შორისაა).

მარსიდან მზემდე საშუალო მანძილი 228 მილიონი კმ (1,52 AU), მზის გარშემო რევოლუციის პერიოდი 687 დედამიწის დღეა. მარსის ორბიტას აქვს საკმაოდ შესამჩნევი ექსცენტრიულობა (0,0934), ამიტომ მანძილი მზემდე მერყეობს 206,6-დან 249,2 მილიონ კმ-მდე. მარსის ორბიტალური დახრილობა 1,85°-ია.

მარსი დედამიწასთან ყველაზე ახლოსაა ოპოზიციის დროს, როცა პლანეტა მზისგან საპირისპირო მიმართულებითაა. წინააღმდეგობები მეორდება ყოველ 26 თვეში მარსის და დედამიწის ორბიტის სხვადასხვა წერტილში. მაგრამ 15-17 წელიწადში ერთხელ, ოპოზიცია ხდება იმ დროს, როდესაც მარსი მის პერიჰელიონთან ახლოსაა; ამ ეგრეთ წოდებულ დიდ ოპოზიციაში (უკანასკნელი იყო 2003 წლის აგვისტოში), მანძილი პლანეტამდე მინიმალურია და მარსი აღწევს თავის უდიდეს კუთხის ზომას 25,1" და სიკაშკაშეს 2,88 მ.

ფიზიკური მახასიათებლები

დედამიწის (საშუალო რადიუსი 6371 კმ) და მარსის (საშუალო რადიუსი 3386.2 კმ) ზომების შედარება

წრფივი ზომის მიხედვით, მარსი დედამიწის ზომის თითქმის ნახევარია - მისი ეკვატორული რადიუსი 3396,9 კმ-ია (დედამიწის 53,2%). მარსის ზედაპირის ფართობი უხეშად უდრის დედამიწის მიწის ფართობს.

მარსის პოლარული რადიუსი დაახლოებით 20 კმ-ით ნაკლებია ეკვატორულზე, თუმცა პლანეტის ბრუნვის პერიოდი უფრო გრძელია ვიდრე დედამიწისას, რაც საფუძველს იძლევა ვივარაუდოთ მარსის ბრუნვის სიჩქარის ცვლილება დროთა განმავლობაში.

პლანეტის მასა არის 6,418 1023 კგ (დედამიწის მასის 11%). თავისუფალი ვარდნის აჩქარება ეკვატორზე არის 3,711 მ/წმ (0,378 დედამიწა); პირველი გაქცევის სიჩქარეა 3,6 კმ/წმ, ხოლო მეორე 5,027 კმ/წმ.

პლანეტის ბრუნვის პერიოდია 24 საათი 37 წუთი 22,7 წამი. ამრიგად, მარსის წელიწადი შედგება 668,6 მარსის მზის დღისგან (ე.წ. sols).

მარსი ბრუნავს თავისი ღერძის გარშემო, რომელიც ორბიტის პერპენდიკულარული სიბრტყისკენ არის დახრილი 24°56? კუთხით. მარსის ბრუნვის ღერძის დახრილობა იწვევს სეზონების ცვლილებას. ამავდროულად, ორბიტის გახანგრძლივება იწვევს მათ ხანგრძლივობის დიდ განსხვავებებს - მაგალითად, ჩრდილოეთ გაზაფხული და ზაფხული, ერთად აღებული, ბოლო 371 სოლოა, ანუ შესამჩნევად, მარსის წლის ნახევარზე მეტი. ამავე დროს, ისინი ვარდებიან მარსის ორბიტის იმ ნაწილზე, რომელიც მზიდან ყველაზე შორს არის. მაშასადამე, მარსზე ჩრდილოეთის ზაფხული გრძელი და გრილია, ხოლო სამხრეთი - მოკლე და ცხელი.

ატმოსფერო და კლიმატი

მარსის ატმოსფერო, ვიკინგების ორბიტერის ფოტო, 1976 წელი. მარცხნივ ჩანს ჰალის „ღიმილის კრატერი“

ტემპერატურა პლანეტაზე მერყეობს -153-დან პოლუსზე ზამთარში +20 °C-მდე ეკვატორზე შუადღისას. საშუალო ტემპერატურაა -50°C.

მარსის ატმოსფერო, რომელიც ძირითადად ნახშირორჟანგისაგან შედგება, ძალზე იშვიათია. მარსის ზედაპირზე წნევა 160-ჯერ ნაკლებია დედამიწის წნევაზე - 6,1 მბარი საშუალო ზედაპირის დონეზე. მარსზე დიდი სიმაღლის სხვაობის გამო, ზედაპირთან წნევა მნიშვნელოვნად იცვლება. ატმოსფეროს სავარაუდო სისქე 110 კმ-ია.

NASA-ს (2004) მონაცემებით, მარსის ატმოსფერო შედგება 95,32% ნახშირორჟანგისაგან; იგი ასევე შეიცავს 2,7% აზოტს, 1,6% არგონს, 0,13% ჟანგბადს, 210 ppm წყლის ორთქლს, 0,08% ნახშირბადის მონოქსიდს, აზოტის ოქსიდს (NO) - 100 ppm, ნეონს (Ne) - 2, 5 ppm, ნახევრად მძიმე წყლის წყალბადს. დეიტერიუმ-ჟანგბადი (HDO) 0,85 ppm, კრიპტონი (Kr) 0,3 ppm, ქსენონი (Xe) - 0,08 ppm.

AMS ვიკინგების წარმოშობის მანქანის მონაცემებით (1976 წ.), მარსის ატმოსფეროში განისაზღვრა დაახლოებით 1-2% არგონი, 2-3% აზოტი და 95% ნახშირორჟანგი. AMS "Mars-2" და "Mars-3"-ის მონაცემებით, იონოსფეროს ქვედა საზღვარი 80 კმ სიმაღლეზეა, ელექტრონის მაქსიმალური სიმკვრივე 1.7 105 ელექტრონი/სმ3 მდებარეობს 138 კმ სიმაღლეზე. , დანარჩენი ორი მაქსიმუმი 85 და 107 კმ სიმაღლეზეა.

ატმოსფეროს რადიოგამჭვირვალობა 8 და 32 სმ რადიოტალღებზე AMS "Mars-4"-ის მიერ 1974 წლის 10 თებერვალს აჩვენა მარსის ღამის იონოსფეროს არსებობა ძირითადი იონიზაციის მაქსიმუმით 110 კმ სიმაღლეზე და ელექტრონის სიმკვრივით. 4,6 103 ელექტრონი/სმ3, ასევე მეორადი მაქსიმუმი 65 და 185 კმ სიმაღლეზე.

ატმოსფერული წნევა

NASA-ს 2004 წლის მონაცემებით, ატმოსფეროს წნევა შუა რადიუსზე არის 6,36 მბ. სიმკვრივე ზედაპირზე არის ~0,020 კგ/მ3, ატმოსფეროს საერთო მასა ~2,5 1016 კგ.
მარსზე ატმოსფერული წნევის ცვლილება, რომელიც დამოკიდებულია დღის დროზე, დაფიქსირდა Mars Pathfinder lander-ის მიერ 1997 წელს.

დედამიწისგან განსხვავებით, მარსის ატმოსფეროს მასა მნიშვნელოვნად იცვლება წლის განმავლობაში ნახშირორჟანგის შემცველი პოლარული ქუდების დნობისა და გაყინვის გამო. ზამთარში მთელი ატმოსფეროს 20-30 პროცენტი იყინება პოლარულ ქუდზე, რომელიც შედგება ნახშირორჟანგისაგან. სეზონური წნევის ვარდნა, სხვადასხვა წყაროების მიხედვით, შემდეგი მნიშვნელობებია:

NASA-ს მიხედვით (2004): 4.0-დან 8.7 მბარ-მდე საშუალო რადიუსზე;
Encarta-ს მიხედვით (2000): 6-დან 10 მბარ-მდე;
ზუბრინისა და ვაგნერის (1996) მიხედვით: 7-დან 10 მბარ-მდე;
Viking-1 დესანტის მიხედვით: 6,9-დან 9 მბარამდე;
Mars Pathfinder lander-ის მიხედვით: 6,7 მბარ-დან.

Hellas Impact Basin არის ყველაზე ღრმა ადგილი მარსზე უმაღლესი ატმოსფერული წნევის საპოვნელად

ერიტრეის ზღვაში AMC Mars-6-ის ზონდის დაშვების ადგილზე დაფიქსირდა ზედაპირული წნევა 6,1 მილიბარი, რაც იმ დროს ითვლებოდა საშუალო წნევად პლანეტაზე და ამ დონიდან შეთანხმდნენ სიმაღლეების დათვლაზე და. სიღრმეები მარსზე. დაღმართის დროს მიღებული ამ მოწყობილობის მონაცემებით, ტროპოპაუზი მდებარეობს დაახლოებით 30 კმ სიმაღლეზე, სადაც წნევა 5·10-7 გ/სმ3-ია (როგორც დედამიწაზე 57 კმ სიმაღლეზე).

ჰელასის (მარსის) რეგიონი იმდენად ღრმაა, რომ ატმოსფერული წნევა აღწევს დაახლოებით 12,4 მილიბარს, რაც წყლის სამმაგი წერტილის ზემოთ (~ 6,1 მბ) და დუღილის ქვემოთაა. საკმარისად მაღალ ტემპერატურაზე წყალი იქ შეიძლება არსებობდეს თხევად მდგომარეობაში; თუმცა ამ წნევით წყალი დუღს და ორთქლად გადაიქცევა უკვე +10 °C-ზე.

უმაღლესი 27 კმ ვულკანის ოლიმპოს მწვერვალზე წნევა შეიძლება იყოს 0,5-დან 1 მბარ-მდე (Zurek 1992).

მარსის ზედაპირზე დაშვებამდე წნევა გაზომეს AMS Mariner-4, Mariner-6 და Mariner-7 რადიოსიგნალების შემცირებით, როდესაც ისინი შევიდნენ მარსის დისკზე - 6,5 ± 2,0 მბ საშუალო ზედაპირის დონეზე, რაც არის 160. ჯერ ნაკლები, ვიდრე მიწიერი; იგივე შედეგი აჩვენა AMS Mars-3-ის სპექტრულმა დაკვირვებებმა. ამავდროულად, საშუალო დონის ქვემოთ მდებარე ადგილებში (მაგალითად, მარსის ამაზონში), წნევა, ამ გაზომვების მიხედვით, აღწევს 12 მბ-ს.

1930-იანი წლებიდან საბჭოთა ასტრონომები ცდილობდნენ დაედგინათ ატმოსფეროს წნევა ფოტოგრაფიული ფოტომეტრიის გამოყენებით - სიკაშკაშის განაწილებით დისკის დიამეტრის გასწვრივ სინათლის ტალღების სხვადასხვა დიაპაზონში. ამ მიზნით, ფრანგმა მეცნიერებმა ბ. ლიომ და ო. დოლფუსმა დაკვირვება გააკეთეს მარსის ატმოსფეროს მიერ მიმოფანტული სინათლის პოლარიზაციაზე. ოპტიკური დაკვირვებების შეჯამება გამოაქვეყნა ამერიკელმა ასტრონომმა J. de Vaucouleurs-მა 1951 წელს, და მათ მიიღეს წნევა 85 მბ, გადაჭარბებული თითქმის 15-ჯერ ატმოსფერული მტვრის ჩარევის გამო.

კლიმატი

2004 წლის 2 მარტს Opportunity rover-ის მიერ გადაღებული 1,3 სმ ჰემატიტის კვანძის მიკროსკოპული ფოტო გვიჩვენებს წარსულში თხევადი წყლის არსებობას.

კლიმატი, ისევე როგორც დედამიწაზე, სეზონურია. ცივ სეზონში, პოლარული ქუდების გარეთაც კი, ზედაპირზე მსუბუქი ყინვა შეიძლება ჩამოყალიბდეს. Phoenix-ის მოწყობილობამ დააფიქსირა თოვლი, მაგრამ ფიფქები აორთქლდა ზედაპირზე მისვლამდე.

ნასას (2004) მიხედვით, საშუალო ტემპერატურაა ~210 K (-63 °C). ვიკინგების დესანტის მიხედვით, დღიური ტემპერატურის დიაპაზონი არის 184 K-დან 242 K-მდე (-89-დან -31 °C-მდე) (Viking-1), ხოლო ქარის სიჩქარე: 2-7 მ/წმ (ზაფხული), 5-10 მ. /წმ (შემოდგომა), 17-30 მ/წმ (მტვრის ქარიშხალი).

Mars-6 სადესანტო ზონდის თანახმად, მარსის ტროპოსფეროს საშუალო ტემპერატურაა 228 K, ტროპოსფეროში ტემპერატურა მცირდება საშუალოდ 2,5 გრადუსით კილომეტრზე, ხოლო სტრატოსფეროს ტროპოპაუზის ზემოთ (30 კმ) აქვს თითქმის მუდმივი ტემპერატურა. 144 კ-დან.

კარლ სეიგანის ცენტრის მკვლევარების აზრით, მარსზე დათბობის პროცესი ბოლო ათწლეულებში მიმდინარეობს. სხვა ექსპერტები თვლიან, რომ ჯერ ნაადრევია ასეთი დასკვნების გაკეთება.

არსებობს მტკიცებულება, რომ წარსულში ატმოსფერო შეიძლებოდა ყოფილიყო უფრო მკვრივი, ხოლო კლიმატი თბილი და ნოტიო, და თხევადი წყალი არსებობდა მარსის ზედაპირზე და წვიმდა. ამ ჰიპოთეზის დასტურია ALH 84001 მეტეორიტის ანალიზი, რომელმაც აჩვენა, რომ დაახლოებით 4 მილიარდი წლის წინ მარსის ტემპერატურა იყო 18 ± 4 °C.

მტვრის გრიგალები

2005 წლის 15 მაისს Opportunity rover-ის მიერ გადაღებული მტვერი ტრიალებს. ნომრები ქვედა მარცხენა კუთხეში მიუთითებს დროს წამებში პირველი კადრიდან.

1970-იანი წლებიდან Viking პროგრამის ფარგლებში, ისევე როგორც Opportunity rover და სხვა მანქანები, დაფიქსირდა მრავალი მტვრის ქარიშხალი. ეს არის ჰაერის ტურბულენტები, რომლებიც წარმოიქმნება პლანეტის ზედაპირთან და ჰაერში აჩენს დიდი რაოდენობით ქვიშასა და მტვერს. მორევები ხშირად შეინიშნება დედამიწაზე (ინგლისურენოვან ქვეყნებში მათ უწოდებენ მტვრის დემონებს - მტვრის ეშმაკს), მაგრამ მარსზე მათ შეუძლიათ მიაღწიონ ბევრად უფრო დიდ ზომებს: 10-ჯერ უფრო მაღალი და 50-ჯერ უფრო ფართო ვიდრე დედამიწა. 2005 წლის მარტში მორევმა მზის პანელები გაასუფთავა Spirit Rover-დან.

ზედაპირი

მარსის ზედაპირის ორი მესამედი უკავია მსუბუქ ტერიტორიებს, რომელსაც კონტინენტებს უწოდებენ, დაახლოებით მესამედს - ბნელ უბნებს, რომელსაც ზღვებს უწოდებენ. ზღვები კონცენტრირებულია ძირითადად პლანეტის სამხრეთ ნახევარსფეროში, გრძედი 10-დან 40 °-მდე. ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში მხოლოდ ორი დიდი ზღვაა - აციდალიანი და დიდი სირტი.

ბნელი ტერიტორიების ბუნება ჯერ კიდევ კამათის საგანია. ისინი განაგრძობენ მიუხედავად იმისა, რომ მარსზე მტვრის ქარიშხალი მძვინვარებს. ერთ დროს ეს იყო არგუმენტი იმ ვარაუდის სასარგებლოდ, რომ ბნელი ადგილები დაფარულია მცენარეულობით. ახლა მიჩნეულია, რომ ეს მხოლოდ ის ადგილებია, საიდანაც მათი რელიეფის გამო მტვერი ადვილად იშლება. ფართომასშტაბიანი სურათები აჩვენებს, რომ სინამდვილეში, ბნელი ადგილები შედგება ბნელი ზოლებისა და ლაქების ჯგუფებისგან, რომლებიც დაკავშირებულია კრატერებთან, ბორცვებთან და სხვა დაბრკოლებებთან ქარების გზაზე. მათი ზომისა და ფორმის სეზონური და გრძელვადიანი ცვლილებები, როგორც ჩანს, დაკავშირებულია მსუბუქი და ბნელი მატერიით დაფარული ზედაპირის ფართობების თანაფარდობის ცვლილებასთან.

მარსის ნახევარსფეროები ზედაპირის ბუნებით საკმაოდ განსხვავებულია. სამხრეთ ნახევარსფეროში ზედაპირი საშუალო დონიდან 1-2 კმ-ით მაღლა დგას და მჭიდროდ მოფენილია კრატერებით. მარსის ეს ნაწილი მთვარის კონტინენტებს წააგავს. ჩრდილოეთით ზედაპირის უმეტესი ნაწილი საშუალოზე დაბალია, კრატერები ცოტაა, ძირითადი ნაწილი კი შედარებით გლუვ დაბლობებს უკავია, რომელიც სავარაუდოდ ლავის დატბორვისა და ეროზიის შედეგად წარმოიქმნება. ეს განსხვავება ნახევარსფეროებს შორის რჩება განხილვის საგანი. ნახევარსფეროებს შორის საზღვარი მიჰყვება დაახლოებით დიდ წრეს, რომელიც დახრილია ეკვატორისკენ 30°-ით. საზღვარი ფართო და უსწორმასწოროა და ქმნის ფერდობს ჩრდილოეთისკენ. მის გასწვრივ არის მარსის ზედაპირის ყველაზე ეროზიული ადგილები.

ნახევარსფეროების ასიმეტრიის ასახსნელად წამოაყენეს ორი ალტერნატიული ჰიპოთეზა. ერთ-ერთი მათგანის მიხედვით, ადრეულ გეოლოგიურ სტადიაზე ლითოსფერული ფირფიტები „შეეყარა“ (შესაძლოა შემთხვევით) ერთ ნახევარსფეროში, როგორც კონტინენტი პანგეა დედამიწაზე და შემდეგ „გაიყინეს“ ამ მდგომარეობაში. კიდევ ერთი ჰიპოთეზა გულისხმობს მარსის შეჯახებას პლუტონის ზომის კოსმოსურ სხეულთან.
მარსის ტოპოგრაფიული რუკა, Mars Global Surveyor-დან, 1999 წ

სამხრეთ ნახევარსფეროში კრატერების დიდი რაოდენობა ვარაუდობს, რომ აქ ზედაპირი უძველესია - 3-4 მილიარდი წელი. არსებობს რამდენიმე სახის კრატერები: დიდი კრატერები ბრტყელი ფსკერით, პატარა და ახალგაზრდა თასის ფორმის კრატერები მთვარის მსგავსი, კრატერები გარშემორტყმული გალავანით და ამაღლებული კრატერები. ბოლო ორი ტიპი უნიკალურია მარსისთვის - შემოსაზღვრული კრატერები წარმოიქმნება იქ, სადაც თხევადი ამოფრქვევა მოედინება ზედაპირზე და ამაღლებული კრატერები იქმნება, სადაც კრატერის ამოფრქვევის საბანი იცავდა ზედაპირს ქარის ეროზიისგან. დარტყმის წარმოშობის ყველაზე დიდი მახასიათებელია ჰელასის დაბლობი (დაახლოებით 2100 კმ სიგრძით).

ნახევარსფეროს საზღვრის მახლობლად ქაოტური ლანდშაფტის რეგიონში ზედაპირი განიცდიდა მოტეხილობისა და შეკუმშვის დიდ უბნებს, რასაც ხანდახან მოჰყვა ეროზია (მეწყრების ან მიწისქვეშა წყლების კატასტროფული გამოყოფის გამო) და დატბორვა თხევადი ლავით. ქაოტური პეიზაჟები ხშირად გვხვდება წყლის მიერ მოჭრილი დიდი არხების სათავეში. მათი ერთობლივი ფორმირების ყველაზე მისაღები ჰიპოთეზა არის მიწისქვეშა ყინულის უეცარი დნობა.

მარინერ ველი მარსზე

ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში, ვრცელი ვულკანური დაბლობების გარდა, არის დიდი ვულკანების ორი უბანი - ტარსისი და ელიზიუმი. ტარსისი არის ვრცელი ვულკანური დაბლობი, რომლის სიგრძე 2000 კმ-ია, საშუალო დონეზე 10 კმ სიმაღლეზე. მასზე სამი დიდი ფარის ვულკანია - მთა არსია, მთა პავლინა და მთა ასკრიისკაია. ტარსისის კიდეზე არის მარსის ყველაზე მაღალი მთა და მზის სისტემაში, მთა ოლიმპი. ოლიმპოსი აღწევს 27 კმ სიმაღლეს მის ბაზასთან მიმართებაში და 25 კმ-ს მარსის ზედაპირის საშუალო დონესთან მიმართებაში და მოიცავს 550 კმ დიამეტრის ტერიტორიას, გარშემორტყმულია კლდეებით, ადგილებზე 7 კმ-ს აღწევს. სიმაღლე. ოლიმპოს მთის მოცულობა 10-ჯერ აღემატება დედამიწაზე ყველაზე დიდი ვულკანის, მაუნა კეას მოცულობას. აქ ასევე მდებარეობს რამდენიმე პატარა ვულკანი. ელიზიუმი - საშუალო დონიდან ექვს კილომეტრამდე მაღლა ბორცვი, სამი ვულკანით - ჰეკატეს გუმბათი, ელისიუსის მთა და ალბორის გუმბათი.

სხვების მიხედვით (Faure and Mensing, 2007), ოლიმპოს სიმაღლე ნულიდან 21287 მეტრია და მიმდებარე ტერიტორიიდან 18 კილომეტრი, ხოლო ბაზის დიამეტრი დაახლოებით 600 კმ-ია. ბაზა მოიცავს 282600 კმ2 ფართობს. კალდერა (დეპრესია ვულკანის ცენტრში) არის 70 კმ სიგანე და 3 კმ სიღრმე.

ტარსისის ზეგანს ასევე კვეთს მრავალი ტექტონიკური ხარვეზი, ხშირად ძალიან რთული და გაშლილი. მათგან ყველაზე დიდი - მარინერის ხეობები - გრძივი მიმართულებით გადაჭიმულია თითქმის 4000 კმ-ზე (პლანეტის გარშემოწერილობის მეოთხედი), აღწევს სიგანე 600 და სიღრმე 7-10 კმ; ეს ხარვეზი ზომით შეედრება აღმოსავლეთ აფრიკის რიფს დედამიწაზე. მის ციცაბო ფერდობებზე მზის სისტემაში ყველაზე დიდი მეწყერი ხდება. მარინერის ხეობები მზის სისტემის ყველაზე დიდი კანიონია. კანიონი, რომელიც კოსმოსურმა ხომალდმა Mariner 9-მა 1971 წელს აღმოაჩინა, შეიძლება მოიცავდეს შეერთებული შტატების მთელ ტერიტორიას ოკეანიდან ოკეანემდე.

ვიქტორია კრატერის პანორამა გადაღებული Opportunity როვერით. ის გადაიღეს სამ კვირაში, 2006 წლის 16 ოქტომბრიდან 6 ნოემბრამდე.

მარსის ზედაპირის პანორამა Husband Hill-ის რეგიონში, გადაღებული Spirit Rover-ის მიერ 2005 წლის 23-28 ნოემბერს.

ყინული და პოლარული ყინულის ქუდები

ჩრდილოეთ პოლარული ქუდი ზაფხულში, ფოტო Mars Global Surveyor-ის მიერ. გრძელი ფართო რღვევა, რომელიც კვეთს თავსახურს მარცხნივ - ჩრდილოეთის რღვევა

მარსის გარეგნობა მნიშვნელოვნად განსხვავდება წელიწადის დროიდან გამომდინარე. უპირველეს ყოვლისა, გასაოცარია პოლარული ქუდების ცვლილებები. ისინი იზრდებიან და იკუმშებიან, ქმნიან სეზონურ მოვლენებს ატმოსფეროში და მარსის ზედაპირზე. სამხრეთ პოლარული ქუდი შეიძლება მიაღწიოს 50°-ს, ჩრდილოეთის ასევე 50°-ს. ჩრდილოეთ პოლარული ქუდის მუდმივი ნაწილის დიამეტრი 1000 კმ-ია. როდესაც გაზაფხულზე ერთ-ერთ ნახევარსფეროში პოლარული ქუდი იკლებს, პლანეტის ზედაპირის დეტალები ბნელდება.

პოლარული ქუდები შედგება ორი კომპონენტისგან: სეზონური - ნახშირორჟანგი და საერო - წყლის ყინული. Mars Express-ის თანამგზავრის მიხედვით, ქუდების სისქე შეიძლება იყოს 1 მ-დან 3,7 კმ-მდე. Mars Odyssey კოსმოსურმა ხომალდმა მარსის სამხრეთ პოლარულ ქუდზე აქტიური გეიზერები აღმოაჩინა. როგორც NASA-ს ექსპერტები თვლიან, ნახშირორჟანგის ჭავლები გაზაფხულის დათბობით იშლება დიდ სიმაღლეზე და თან ატარებს მტვერს და ქვიშას.

მარსის ფოტოები, სადაც ნაჩვენებია მტვრის ქარიშხალი. 2001 წლის ივნისი - სექტემბერი

პოლარული ქუდების გაზაფხულის დნობა იწვევს ატმოსფერული წნევის მკვეთრ მატებას და დიდი მასების გაზის მოძრაობას საპირისპირო ნახევარსფეროში. ერთდროულად ქრის ქარების სიჩქარე 10-40 მ/წმ, ზოგჯერ 100 მ/წმ-მდე. ქარი დიდი რაოდენობით მტვერს ამოჰყავს ზედაპირიდან, რაც იწვევს მტვრის შტორმს. ძლიერი მტვრის ქარიშხალი თითქმის მთლიანად მალავს პლანეტის ზედაპირს. მტვრის ქარიშხალი შესამჩნევად მოქმედებს მარსის ატმოსფეროში ტემპერატურის განაწილებაზე.

1784 წელს ასტრონომმა W. Herschel-მა ყურადღება გაამახვილა პოლარული ქუდების ზომის სეზონურ ცვლილებებზე, დედამიწის პოლარულ რეგიონებში ყინულის დნობისა და გაყინვის ანალოგიით. 1860-იან წლებში ფრანგმა ასტრონომმა ე. ლიემ დააფიქსირა დაბნელების ტალღა დნობის წყაროს პოლარული ქუდის ირგვლივ, რაც შემდეგ განიმარტა დნობის წყლის გავრცელებისა და მცენარეულობის ზრდის ჰიპოთეზის მიხედვით. სპექტრომეტრიული გაზომვები, რომლებიც ჩატარდა XX საუკუნის დასაწყისში. ლოველის ობსერვატორიაში ფლაგსტაფში, W. Slifer, თუმცა, არ აჩვენა ქლოროფილის ხაზის არსებობა, ხმელეთის მცენარეების მწვანე პიგმენტი.

Mariner-7-ის ფოტოებიდან შესაძლებელი გახდა იმის დადგენა, რომ პოლარული ქუდები რამდენიმე მეტრის სისქეა, ხოლო გაზომილი ტემპერატურა 115 K (-158 ° C) დაადასტურა შესაძლებლობა, რომ იგი შედგება გაყინული ნახშირორჟანგისაგან - "მშრალი ყინული".

ბორცვი, რომელსაც მიტჩელის მთებს ეძახდნენ, მარსის სამხრეთ პოლუსთან ახლოს, თეთრ კუნძულს ჰგავს, როდესაც პოლარული ქუდი დნება, რადგან მყინვარები მოგვიანებით დნება მთებში, მათ შორის დედამიწაზე.

Martian Reconnaissance Satellite-ის მონაცემებმა შესაძლებელი გახადა მთის ძირში ყინულის მნიშვნელოვანი ფენის აღმოჩენა. ასობით მეტრის სისქის მყინვარი მოიცავს ათასობით კვადრატულ კილომეტრს და მის შემდგომ შესწავლას შეუძლია მოგვაწოდოს ინფორმაცია მარსის კლიმატის ისტორიის შესახებ.

"მდინარეების" არხები და სხვა მახასიათებლები

მარსზე არის მრავალი გეოლოგიური წარმონაქმნი, რომელიც წააგავს წყლის ეროზიას, კერძოდ, გამხმარი მდინარის კალაპოტს. ერთი ჰიპოთეზის მიხედვით, ეს არხები შეიძლებოდა ჩამოყალიბებულიყო მოკლევადიანი კატასტროფული მოვლენების შედეგად და არ არის მდინარის სისტემის ხანგრძლივი არსებობის დასტური. თუმცა, ბოლოდროინდელი მტკიცებულებები ვარაუდობენ, რომ მდინარეები მიედინება გეოლოგიურად მნიშვნელოვანი პერიოდის განმავლობაში. კერძოდ, აღმოჩენილია ინვერსიული არხები (ანუ მიმდებარე ტერიტორიის ზემოთ ამაღლებული არხები). დედამიწაზე ასეთი წარმონაქმნები წარმოიქმნება მკვრივი ფსკერის ნალექების ხანგრძლივი დაგროვების გამო, რასაც მოჰყვება მიმდებარე ქანების გაშრობა და ატმოსფერო. გარდა ამისა, არსებობს მდინარის დელტაში არხის გადაადგილების მტკიცებულება, როდესაც ზედაპირი თანდათან იზრდება.

სამხრეთ-დასავლეთ ნახევარსფეროში, ებერსვალდეს კრატერში, აღმოაჩინეს მდინარის დელტა, რომლის ფართობია დაახლოებით 115 კმ2. დელტაზე ჩამორეცხილი მდინარის სიგრძე 60 კილომეტრზე მეტი იყო.

NASA-ს Spirit-ისა და Opportunity-ის როვერების მონაცემები ასევე მოწმობს წყლის არსებობას წარსულში (აღმოაჩინეს მინერალები, რომლებიც წარმოიქმნება მხოლოდ წყალთან ხანგრძლივი ზემოქმედების შედეგად). მოწყობილობა „ფენიქსმა“ ყინულის საბადოები პირდაპირ მიწაში აღმოაჩინა.

გარდა ამისა, გორაკების ფერდობებზე აღმოჩენილია მუქი ზოლები, რაც მიუთითებს ზედაპირზე თხევადი მარილიანი წყლის გამოჩენაზე ჩვენს დროში. ისინი ზაფხულის დაწყებიდან მალევე ჩნდებიან და ზამთარში ქრება, „მოედინება“ სხვადასხვა დაბრკოლებები, ერწყმის და განსხვავდებიან. „ძნელი წარმოსადგენია, რომ ასეთი სტრუქტურები შეიძლება ჩამოყალიბდეს არა სითხის ნაკადებისგან, არამედ რაღაც სხვაგან“, - თქვა NASA-ს თანამშრომელმა რიჩარდ ზურეკმა.

ტარსისის ვულკანურ მთაზე რამდენიმე უჩვეულო ღრმა ჭა აღმოაჩინეს. 2007 წელს გადაღებული მარსის სადაზვერვო თანამგზავრის გამოსახულების მიხედვით ვიმსჯელებთ, ერთ-ერთი მათგანის დიამეტრი 150 მეტრია, კედლის განათებული ნაწილი კი არანაკლებ 178 მეტრის სიღრმეზეა. წამოაყენეს ჰიპოთეზა ამ წარმონაქმნების ვულკანური წარმოშობის შესახებ.

პრაიმინგი

მარსის ნიადაგის ზედაპირული ფენის ელემენტარული შემადგენლობა, დესანტის მონაცემებით, სხვადასხვა ადგილას ერთნაირი არ არის. ნიადაგის ძირითადი კომპონენტია სილიციუმი (20-25%), რომელიც შეიცავს რკინის ოქსიდის ჰიდრატების (15%-მდე) ნარევს, რომლებიც ანიჭებენ ნიადაგს მოწითალო ფერს. გოგირდის ნაერთების, კალციუმის, ალუმინის, მაგნიუმის, ნატრიუმის მნიშვნელოვანი მინარევებია (თითოეულის რამდენიმე პროცენტი).

NASA-ს Phoenix-ის ზონდის (მარსზე დაშვება 2008 წლის 25 მაისს) მონაცემების მიხედვით, მარსის ნიადაგების pH თანაფარდობა და ზოგიერთი სხვა პარამეტრი დედამიწასთან ახლოსაა და მათზე მცენარეები თეორიულად შეიძლება გაიზარდოს. „სინამდვილეში, ჩვენ აღმოვაჩინეთ, რომ მარსზე ნიადაგი აკმაყოფილებს მოთხოვნებს და ასევე შეიცავს აუცილებელ ელემენტებს სიცოცხლის გაჩენისა და შენარჩუნებისთვის, როგორც წარსულში, აწმყოში და მომავალში“, - თქვა სემ კუნავესმა, მეცნიერის ქიმიკოსმა. პროექტი. ასევე, მისი თქმით, ბევრს შეუძლია ამ ტუტე ტიპის ნიადაგის პოვნა „თავის ეზოში“ და ის საკმაოდ გამოდგება სატაცურის მოსაყვანად.

ასევე არის წყლის ყინულის მნიშვნელოვანი რაოდენობა მიწაში აპარატის სადესანტო ადგილზე. Mars Odyssey-ის ორბიტერმა ასევე აღმოაჩინა, რომ წითელი პლანეტის ზედაპირის ქვეშ არის წყლის ყინულის საბადოები. მოგვიანებით, ეს ვარაუდი დაადასტურეს სხვა მოწყობილობებმა, მაგრამ მარსზე წყლის არსებობის საკითხი საბოლოოდ გადაწყდა 2008 წელს, როდესაც ფენიქსის ზონდმა, რომელიც პლანეტის ჩრდილოეთ პოლუსთან დაეშვა, წყალი მარსის ნიადაგიდან მიიღო.

გეოლოგია და შიდა სტრუქტურა

წარსულში, მარსზე, ისევე როგორც დედამიწაზე, იყო ლითოსფერული ფირფიტების მოძრაობა. ამას ადასტურებს მარსის მაგნიტური ველის თავისებურებები, ზოგიერთი ვულკანის მდებარეობა, მაგალითად, ტარსისის პროვინციაში, ასევე მარინერის ველის ფორმა. საქმეების ამჟამინდელი მდგომარეობა, როდესაც ვულკანები შეიძლება არსებობდნენ ბევრად უფრო დიდხანს, ვიდრე დედამიწაზე და მიაღწიონ გიგანტურ ზომებს, ვარაუდობს, რომ ახლა ეს მოძრაობა საკმაოდ არ არსებობს. ამას მხარს უჭერს ის ფაქტი, რომ ფარის ვულკანები იზრდებიან ერთი და იმავე სავენტილაციოდან ხანგრძლივი დროის განმავლობაში განმეორებითი ამოფრქვევის შედეგად. დედამიწაზე, ლითოსფერული ფირფიტების მოძრაობის გამო, ვულკანური წერტილები მუდმივად ცვლიდნენ თავიანთ პოზიციას, რაც ზღუდავდა ფარის ვულკანების ზრდას და, შესაძლოა, არ აძლევდა მათ სიმაღლეების მიღწევას, როგორც მარსზე. მეორეს მხრივ, ვულკანების მაქსიმალურ სიმაღლეში განსხვავება აიხსნება იმით, რომ მარსზე დაბალი გრავიტაციის გამო, შესაძლებელია უფრო მაღალი სტრუქტურების აშენება, რომლებიც არ დაინგრევა საკუთარი წონის ქვეშ.

მარსის და სხვა ხმელეთის პლანეტების სტრუქტურის შედარება

მარსის შიდა სტრუქტურის თანამედროვე მოდელები ვარაუდობენ, რომ მარსი შედგება ქერქისგან, რომლის საშუალო სისქეა 50 კმ (და მაქსიმალური სისქე 130 კმ-მდე), სილიკატური მანტია 1800 კმ სისქით და ბირთვი, რომლის რადიუსია 1480 კმ. . პლანეტის ცენტრში სიმკვრივე 8,5 გ/სმ2-ს უნდა აღწევდეს. ბირთვი ნაწილობრივ თხევადია და ძირითადად შედგება რკინისგან, გოგირდის 14-17% (მასობრივად) შერევით, ხოლო მსუბუქი ელემენტების შემცველობა ორჯერ მეტია, ვიდრე დედამიწის ბირთვში. თანამედროვე შეფასებით, ბირთვის ფორმირება დაემთხვა ადრეული ვულკანიზმის პერიოდს და გაგრძელდა დაახლოებით მილიარდი წელი. მანტიის სილიკატების ნაწილობრივი დნობა დაახლოებით იმავე დროს დასჭირდა. მარსზე დაბალი გრავიტაციის გამო, მარსის მანტიაში წნევის დიაპაზონი გაცილებით მცირეა, ვიდრე დედამიწაზე, რაც ნიშნავს, რომ მას აქვს ნაკლები ფაზური გადასვლები. ვარაუდობენ, რომ ოლივინის ფაზური გადასვლა სპინელის მოდიფიკაციაზე იწყება საკმაოდ დიდ სიღრმეზე - 800 კმ (დედამიწაზე 400 კმ). რელიეფის ბუნება და სხვა მახასიათებლები მიუთითებს ასთენოსფეროს არსებობაზე, რომელიც შედგება ნაწილობრივ გამდნარი ნივთიერების ზონებისგან. მარსის ზოგიერთი რეგიონისთვის შედგენილია დეტალური გეოლოგიური რუკა.

ორბიტის დაკვირვებისა და მარსის მეტეორიტების კოლექციის ანალიზის მიხედვით, მარსის ზედაპირი ძირითადად ბაზალტისგან შედგება. არსებობს გარკვეული მტკიცებულება, რომ მარსის ზედაპირის ნაწილზე მასალა უფრო კვარცის შემცველია, ვიდრე ჩვეულებრივი ბაზალტი და შეიძლება იყოს დედამიწაზე არსებული ანდეზიტური ქანების მსგავსი. თუმცა, ეს იგივე დაკვირვებები შეიძლება იქნას განმარტებული კვარცის მინის არსებობის სასარგებლოდ. ღრმა ფენის მნიშვნელოვანი ნაწილი შედგება რკინის ოქსიდის მარცვლოვანი მტვრისგან.

მარსის მაგნიტური ველი

მარსს აქვს სუსტი მაგნიტური ველი.

Mars-2 და Mars-3 სადგურების მაგნიტომეტრების წაკითხვის მიხედვით, მაგნიტური ველის სიძლიერე ეკვატორზე არის დაახლოებით 60 გამა, პოლუსზე 120 გამა, რაც 500-ჯერ სუსტია დედამიწისაზე. AMS Mars-5-ის მიხედვით, მაგნიტური ველის სიძლიერე ეკვატორზე იყო 64 გამა, ხოლო მაგნიტური მომენტი იყო 2,4 1022 ერსტი სმ2.

მარსის მაგნიტური ველი უკიდურესად არასტაბილურია, პლანეტის სხვადასხვა წერტილში მისი სიძლიერე შეიძლება განსხვავდებოდეს 1,5-დან 2-ჯერ, ხოლო მაგნიტური პოლუსები არ ემთხვევა ფიზიკურს. ეს იმაზე მეტყველებს, რომ მარსის რკინის ბირთვი შედარებით უძრავია მის ქერქთან მიმართებაში, ანუ პლანეტარული დინამოს მექანიზმი, რომელიც პასუხისმგებელია დედამიწის მაგნიტურ ველზე, მარსზე არ მუშაობს. მიუხედავად იმისა, რომ მარსს არ აქვს სტაბილური პლანეტარული მაგნიტური ველი, დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ პლანეტის ქერქის ნაწილები მაგნიტიზებულია და წარსულში ადგილი ჰქონდა ამ ნაწილების მაგნიტური პოლუსების შებრუნებას. ამ ნაწილების მაგნიტიზაცია ოკეანეებში ზოლიანი მაგნიტური ანომალიების მსგავსი აღმოჩნდა.

ერთი თეორია, რომელიც გამოქვეყნდა 1999 წელს და ხელახლა იქნა გამოკვლეული 2005 წელს (უპილოტო Mars Global Surveyor-ის გამოყენებით), არის ის, რომ ეს ზოლები აჩვენებს ფირფიტების ტექტონიკას 4 მილიარდი წლის წინ, სანამ პლანეტის დინამო შეწყვეტდა ფუნქციონირებას, რამაც გამოიწვია მაგნიტური ველის მკვეთრი შესუსტება. ამ მკვეთრი ვარდნის მიზეზები გაურკვეველია. არსებობს ვარაუდი, რომ დინამოს ფუნქციონირება 4 მლრდ. წლების წინ აიხსნება ასტეროიდის არსებობით, რომელიც მარსის გარშემო 50-75 ათასი კილომეტრის მანძილზე ბრუნავდა და მის ბირთვში არასტაბილურობა გამოიწვია. შემდეგ ასტეროიდი როშის ზღვრამდე დაეცა და ჩამოინგრა. თუმცა, ეს ახსნა თავისთავად შეიცავს ორაზროვნებას და სადავოა სამეცნიერო საზოგადოებაში.

გეოლოგიური ისტორია

1980 წლის 22 თებერვლის გლობალური მოზაიკა Viking 1-ის ორბიტის 102 სურათისგან.

შესაძლოა, შორეულ წარსულში, დიდ ციურ სხეულთან შეჯახების შედეგად, შეჩერდა ბირთვის ბრუნვა, ისევე როგორც ატმოსფეროს ძირითადი მოცულობის დაკარგვა. ითვლება, რომ მაგნიტური ველის დაკარგვა დაახლოებით 4 მილიარდი წლის წინ მოხდა. მაგნიტური ველის სისუსტის გამო, მზის ქარი თითქმის შეუფერხებლად აღწევს მარსის ატმოსფეროში და მრავალი ფოტოქიმიური რეაქცია მზის რადიაციის გავლენის ქვეშ, რომელიც ხდება დედამიწაზე იონოსფეროში და ზემოთ, მარსზე თითქმის მისი დაკვირვება შეიძლება. ზედაპირი.

მარსის გეოლოგიური ისტორია მოიცავს შემდეგ სამ ეპოქას:

ნოახური ეპოქა (დასახელებული "ნოახის მიწის" მიხედვით, მარსის რეგიონი): მარსის უძველესი არსებული ზედაპირის ფორმირება. ის გაგრძელდა 4,5 მილიარდი - 3,5 მილიარდი წლის წინ პერიოდში. ამ ეპოქის განმავლობაში, ზედაპირზე მრავალი დარტყმის კრატერი იყო ნაწიბური. თარსისის პროვინციის პლატო, სავარაუდოდ, ამ პერიოდში ჩამოყალიბდა მოგვიანებით წყლის ინტენსიური დინებით.

ჰესპერიის ეპოქა: 3,5 მილიარდი წლის წინ 2,9 - 3,3 მილიარდი წლის წინ. ეს ეპოქა აღინიშნება უზარმაზარი ლავის ველების ფორმირებით.

ამაზონის ეპოქა (მარსზე "ამაზონის დაბლობის" მიხედვით): 2,9-3,3 მილიარდი წლის წინ დღემდე. ამ ეპოქის დროს წარმოქმნილ რეგიონებს ძალიან ცოტა მეტეორიტის კრატერები აქვთ, მაგრამ სხვაგვარად ისინი სრულიად განსხვავებულია. ამ პერიოდში ჩამოყალიბდა მთა ოლიმპი. ამ დროს მარსის სხვა ნაწილებში ლავის ნაკადები იღვრებოდა.

მარსის მთვარეები

მარსის ბუნებრივი თანამგზავრებია ფობოსი და დეიმოსი. ორივე აღმოაჩინა ამერიკელმა ასტრონომმა ასაფ ჰოლმა 1877 წელს. ფობოსი და დეიმოსი არარეგულარული ფორმისა და ძალიან პატარაა. ერთი ჰიპოთეზის თანახმად, ისინი შეიძლება წარმოადგენდნენ ასტეროიდებს, როგორიცაა (5261) ევრიკა მარსის გრავიტაციული ველის მიერ დატყვევებული ასტეროიდების ტროას ჯგუფიდან. თანამგზავრებს დაარქვეს ღმერთი არესის (ანუ მარსი) თანმხლები გმირები - ფობოსი და დეიმოსი, რომლებიც განასახიერებენ შიშს და საშინელებას, რომლებიც ეხმარებოდნენ ომის ღმერთს ბრძოლებში.

ორივე თანამგზავრი თავისი ღერძის გარშემო ბრუნავს იმავე პერიოდით, როგორც მარსის ირგვლივ, ამიტომ ისინი ყოველთვის ერთი და იმავე მხრიდან არიან მიბრუნებულნი პლანეტისკენ. მარსის მოქცევის გავლენა თანდათან ანელებს ფობოსის მოძრაობას და საბოლოოდ გამოიწვევს თანამგზავრის მარსზე დაცემას (ამჟამინდელი ტენდენციის შენარჩუნებისას) ან მის დაშლას. პირიქით, დეიმოსი შორდება მარსს.

ორივე თანამგზავრს აქვს ფორმა, რომელიც უახლოვდება სამღერძულ ელიფსოიდს, ფობოსი (26.6x22.2x18.6 კმ) ოდნავ აღემატება დეიმოსს (15x12.2x10.4 კმ). დეიმოსის ზედაპირი გაცილებით გლუვი ჩანს იმის გამო, რომ კრატერების უმეტესობა დაფარულია წვრილმარცვლოვანი მასით. ცხადია, ფობოსზე, რომელიც პლანეტასთან უფრო ახლოს და მასიურია, მეტეორიტის ზემოქმედების დროს ამოფრქვეული ნივთიერება ან ისევ მოხვდა ზედაპირს, ან დაეცა მარსზე, ხოლო დეიმოსზე ის დიდხანს რჩებოდა თანამგზავრის ორბიტაზე, თანდათან ჩერდებოდა და იმალებოდა. არათანაბარი რელიეფი.

სიცოცხლე მარსზე

პოპულარული აზრი, რომ მარსი დასახლებული იყო ინტელექტუალური მარსიანელებით, ფართოდ გავრცელდა მე-19 საუკუნის ბოლოს.

სქიაპარელის დაკვირვებამ ეგრეთ წოდებულ არხებზე, პერსივალ ლოუელის წიგნთან ერთად იმავე თემაზე, პოპულარიზაცია მოახდინა პლანეტის შესახებ, რომელიც სულ უფრო მშრალი, ცივი, კვდებოდა და უძველესი ცივილიზაცია ასრულებდა სარწყავი სამუშაოებს.

ცნობილი ადამიანების სხვა არაერთმა ხილვამ და განცხადებამ ამ თემის ირგვლივ ე.წ. 1899 წელს კოლორადოს ობსერვატორიაში მიმღებების გამოყენებით რადიოსიგნალში ატმოსფერული ჩარევის შესწავლისას, გამომგონებელმა ნიკოლა ტესლამ შენიშნა განმეორებადი სიგნალი. შემდეგ მან ივარაუდა, რომ ეს შეიძლება იყოს რადიოსიგნალი სხვა პლანეტებიდან, როგორიცაა მარსი. 1901 წელს მიცემულ ინტერვიუში ტესლამ თქვა, რომ მას გაუჩნდა იდეა, რომ ჩარევა შეიძლება ხელოვნურად იყოს გამოწვეული. მიუხედავად იმისა, რომ მან ვერ შეძლო მათი მნიშვნელობის გაშიფვრა, მისთვის შეუძლებელი იყო, რომ ისინი სრულიად შემთხვევით წარმოშობილიყვნენ. მისი აზრით, ეს იყო მისალმება ერთი პლანეტიდან მეორეზე.

ტესლას თეორიას მტკიცედ დაუჭირა მხარი ცნობილმა ბრიტანელმა ფიზიკოსმა უილიამ ტომსონმა (ლორდ კელვინი), რომელმაც 1902 წელს შეერთებულ შტატებში ვიზიტისას განაცხადა, რომ მისი აზრით ტესლამ მიიღო შეერთებულ შტატებში გაგზავნილი მარსიანების სიგნალი. თუმცა, კელვინმა მაშინ კატეგორიულად უარყო ეს განცხადება, სანამ ამერიკას დატოვებდა: ”სინამდვილეში, მე ვთქვი, რომ მარსის მაცხოვრებლები, თუ ისინი არსებობენ, ნამდვილად ხედავენ ნიუ-იორკს, კერძოდ, ელექტროენერგიის შუქს”.

დღეისათვის მის ზედაპირზე თხევადი წყლის არსებობა პლანეტაზე სიცოცხლის განვითარებისა და შენარჩუნების პირობად ითვლება. ასევე არის მოთხოვნა, რომ პლანეტის ორბიტა იყოს ეგრეთ წოდებულ საცხოვრებელ ზონაში, რომელიც მზის სისტემისთვის იწყება ვენერას უკან და მთავრდება მარსის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძით. პერიჰელიონის დროს მარსი ამ ზონაშია, მაგრამ თხელი ატმოსფერო დაბალი წნევით ხელს უშლის თხევადი წყლის გამოჩენას დიდ ტერიტორიაზე დიდი ხნის განმავლობაში. ბოლოდროინდელი მტკიცებულებები ვარაუდობენ, რომ მარსის ზედაპირზე არსებული ნებისმიერი წყალი ძალიან მარილიანი და მჟავეა მუდმივი ხმელეთის სიცოცხლისთვის.

მაგნიტოსფეროს ნაკლებობა და მარსის უკიდურესად თხელი ატმოსფერო ასევე წარმოადგენს სიცოცხლის შენარჩუნების პრობლემას. პლანეტის ზედაპირზე არის სითბოს ნაკადების ძალიან სუსტი მოძრაობა, ის ცუდად იზოლირებულია მზის ქარის ნაწილაკებით დაბომბვისგან, გარდა ამისა, როდესაც გაცხელდება, წყალი მყისიერად აორთქლდება, გვერდის ავლით თხევად მდგომარეობას დაბალი წნევის გამო. მარსი ასევე ზღურბლზეა ე.წ. "გეოლოგიური სიკვდილი". ვულკანური აქტივობის დასრულებამ აშკარად შეაჩერა მინერალებისა და ქიმიური ელემენტების მიმოქცევა პლანეტის ზედაპირსა და შიგთავსს შორის.

მტკიცებულებები ვარაუდობენ, რომ პლანეტა ადრე ბევრად უფრო მიდრეკილი იყო სიცოცხლისკენ, ვიდრე ახლა. თუმცა, დღემდე მასზე ორგანიზმების ნაშთები არ არის ნაპოვნი. ვიკინგების პროგრამის ფარგლებში, რომელიც ჩატარდა 1970-იანი წლების შუა პერიოდში, ჩატარდა ექსპერიმენტების სერია მარსის ნიადაგზე მიკროორგანიზმების გამოსავლენად. მან აჩვენა დადებითი შედეგები, როგორიცაა CO2-ის გამოყოფის დროებითი ზრდა, როდესაც ნიადაგის ნაწილაკები მოთავსებულია წყალში და მკვებავ გარემოში. თუმცა, მაშინ მარსზე სიცოცხლის ამ მტკიცებულებას ზოგიერთი მეცნიერი [ვის მიერ?] ედავებოდა. ამან გამოიწვია მათი ხანგრძლივი დავა ნასას მეცნიერ გილბერტ ლევინთან, რომელიც ამტკიცებდა, რომ ვიკინგმა სიცოცხლე აღმოაჩინა. ვიკინგების მონაცემების ხელახალი შეფასების შემდეგ ექსტრემოფილების შესახებ არსებული სამეცნიერო ცოდნის გათვალისწინებით, დადგინდა, რომ ჩატარებული ექსპერიმენტები არ იყო საკმარისად სრულყოფილი სიცოცხლის ამ ფორმების გამოსავლენად. უფრო მეტიც, ამ ტესტებს შეუძლიათ ორგანიზმების მოკვლაც კი, თუნდაც ისინი შეიცავდნენ ნიმუშებს. Phoenix პროგრამის მიერ ჩატარებულმა ტესტებმა აჩვენა, რომ ნიადაგს აქვს ძალიან ტუტე pH და შეიცავს მაგნიუმს, ნატრიუმს, კალიუმს და ქლორიდს. ნიადაგში არსებული საკვები ნივთიერებები საკმარისია სიცოცხლის შესანარჩუნებლად, მაგრამ სიცოცხლის ფორმები დაცული უნდა იყოს ინტენსიური ულტრაიისფერი შუქისგან.

საინტერესოა, რომ მარსის წარმოშობის ზოგიერთ მეტეორიტში აღმოჩნდა წარმონაქმნები, რომლებიც უმარტივეს ბაქტერიებს წააგავს ფორმაში, თუმცა ისინი ზომით ჩამოუვარდებიან ყველაზე პატარა ხმელეთის ორგანიზმებს. ერთ-ერთი ასეთი მეტეორიტია ALH 84001, რომელიც აღმოაჩინეს ანტარქტიდაში 1984 წელს.

დედამიწიდან დაკვირვებისა და კოსმოსური ხომალდის Mars Express-ის მონაცემების მიხედვით, მარსის ატმოსფეროში მეთანი აღმოაჩინეს. მარსის პირობებში ეს გაზი საკმაოდ სწრაფად იშლება, ამიტომ მუდმივი შევსების წყარო უნდა არსებობდეს. ასეთი წყარო შეიძლება იყოს ან გეოლოგიური აქტივობა (მაგრამ მარსზე აქტიური ვულკანები არ არის ნაპოვნი), ან ბაქტერიების სასიცოცხლო აქტივობა.

ასტრონომიული დაკვირვებები მარსის ზედაპირიდან

მარსის ზედაპირზე ავტომატური მანქანების დაშვების შემდეგ, შესაძლებელი გახდა ასტრონომიული დაკვირვებების ჩატარება უშუალოდ პლანეტის ზედაპირიდან. მზის სისტემაში მარსის ასტრონომიული პოზიციის, ატმოსფეროს მახასიათებლების, მარსის და მისი თანამგზავრების რევოლუციის პერიოდის გამო, მარსის ღამის ცის სურათი (და პლანეტიდან დაკვირვებული ასტრონომიული ფენომენები) განსხვავდება დედამიწისა და ბევრი თვალსაზრისით უჩვეულო და საინტერესო ჩანს.

ცის ფერი მარსზე

მზის ამოსვლისა და მზის ჩასვლისას მარსის ცას ზენიტში აქვს მოწითალო-ვარდისფერი ფერი, ხოლო მზის დისკთან ახლოს - ლურჯიდან მეწამულამდე, რაც სრულიად საპირისპიროა მიწიერი გარიჟრაჟების სურათთან.

შუადღისას მარსის ცა ყვითელ-ნარინჯისფერია. დედამიწის ცის ფერთა სქემისგან ასეთი განსხვავებების მიზეზი არის მარსის თხელი, იშვიათი ატმოსფეროს თვისებები, რომელიც შეიცავს შეჩერებულ მტვერს. მარსზე რეილის სხივების გაფანტვა (რომელიც დედამიწაზე ცის ლურჯი ფერის გამომწვევია) უმნიშვნელო როლს ასრულებს, მისი ეფექტი სუსტია. სავარაუდოდ, ცის ყვითელ-ნარინჯისფერი შეფერილობა ასევე გამოწვეულია 1% მაგნეტიტის არსებობით მტვრის ნაწილაკებში, რომლებიც მუდმივად შეჩერებულია მარსის ატმოსფეროში და იზრდება სეზონური მტვრის ქარიშხლებით. ბინდი იწყება მზის ამოსვლამდე დიდი ხნით ადრე და გრძელდება მზის ჩასვლის შემდეგ. ზოგჯერ მარსის ცის ფერი იასამნისფერ შეფერილობას იღებს ღრუბლებში წყლის ყინულის მიკრონაწილაკებზე სინათლის გაფანტვის შედეგად (ეს უკანასკნელი საკმაოდ იშვიათი მოვლენაა).

მზე და პლანეტები

მარსიდან დაკვირვებული მზის კუთხის ზომა დედამიწიდან ხილულზე ნაკლებია და ამ უკანასკნელის 2/3-ია. მერკური მარსიდან პრაქტიკულად მიუწვდომელი იქნება შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებისთვის მზესთან უკიდურესი სიახლოვის გამო. მარსის ცაზე ყველაზე კაშკაშა პლანეტა ვენერაა, მეორე ადგილზეა იუპიტერი (მისი ოთხი უდიდესი თანამგზავრის დაკვირვება ტელესკოპის გარეშეა შესაძლებელი), მესამეზე დედამიწაა.

დედამიწა მარსის შიდა პლანეტაა, ისევე როგორც ვენერა დედამიწისთვის. შესაბამისად, მარსიდან დედამიწას აკვირდებიან, როგორც დილის ან საღამოს ვარსკვლავი, რომელიც ამოდის გათენებამდე ან ჩანს საღამოს ცაზე მზის ჩასვლის შემდეგ.

მარსის ცაზე დედამიწის მაქსიმალური დაგრძელება იქნება 38 გრადუსი. შეუიარაღებელი თვალით, დედამიწა ხილული იქნება როგორც კაშკაშა (მაქსიმალური ხილული სიდიდე დაახლოებით -2,5) მომწვანო ვარსკვლავი, რომლის გვერდითაც მთვარის მოყვითალო და მუქი (დაახლოებით 0,9) ვარსკვლავი ადვილად გამოირჩევა. ტელესკოპში ორივე ობიექტი აჩვენებს ერთსა და იმავე ფაზებს. დედამიწის გარშემო მთვარის ბრუნს მარსიდან დააკვირდებიან: დედამიწიდან მთვარის მაქსიმალურ კუთხოვან მანძილზე შეუიარაღებელი თვალი ადვილად გამოყოფს მთვარეს და დედამიწას: ერთ კვირაში მთვარის "ვარსკვლავები" და დედამიწა გაერთიანდება თვალით განუყოფელ ერთ ვარსკვლავად, კიდევ ერთ კვირაში მთვარე კვლავ გამოჩნდება მაქსიმალური მანძილით, ოღონდ დედამიწის მეორე მხარეს. პერიოდულად მარსზე დამკვირვებელს შეეძლება დაინახოს მთვარის გავლა (ტრანზიტი) დედამიწის დისკზე ან პირიქით, დედამიწის დისკის მიერ მთვარის დაფარვა. მთვარის მაქსიმალური აშკარა მანძილი დედამიწიდან (და მათი აშკარა სიკაშკაშე) მარსიდან დანახვისას მნიშვნელოვნად განსხვავდება დედამიწისა და მარსის შედარებითი პოზიციიდან და, შესაბამისად, პლანეტებს შორის მანძილის მიხედვით. წინააღმდეგობების ეპოქაში ეს იქნება დაახლოებით 17 წუთი რკალი, დედამიწისა და მარსის მაქსიმალური მანძილი - 3,5 წუთი რკალი. დედამიწა, ისევე როგორც სხვა პლანეტები, შეინიშნება ზოდიაქოს თანავარსკვლავედის ზოლში. მარსზე ასტრონომი ასევე შეძლებს დააკვირდეს დედამიწის გავლას მზის დისკზე, შემდეგი მოხდება 2084 წლის 10 ნოემბერს.

მთვარეები - ფობოსი და დეიმოსი

ფობოსის გავლა მზის დისკზე. შესაძლებლობების სურათები

ფობოსს, მარსის ზედაპირიდან დაკვირვებისას, აქვს მთვარის დისკის დაახლოებით 1/3-ის აშკარა დიამეტრი დედამიწის ცაზე და აშკარა სიდიდე დაახლოებით -9 (დაახლოებით მთვარის მსგავსად პირველი მეოთხედის ფაზაში). . ფობოსი ამოდის დასავლეთიდან და ჩადის აღმოსავლეთში, მხოლოდ 11 საათის შემდეგ კვლავ ამოდის, რითაც დღეში ორჯერ კვეთს მარსის ცას. ამ სწრაფი მთვარის მოძრაობა ცაზე ადვილად შესამჩნევი იქნება ღამის განმავლობაში, ისევე როგორც ცვალებადი ფაზები. შეუიარაღებელი თვალით შეიძლება გამოირჩეოდეს ფობოსის რელიეფის ყველაზე დიდი მახასიათებელი - სტიკნის კრატერი. დეიმოსი ამოდის აღმოსავლეთიდან და ჩადის დასავლეთში, ჰგავს კაშკაშა ვარსკვლავს შესამჩნევი ხილული დისკის გარეშე, დაახლოებით -5 სიდიდის (დედამიწის ცაზე ვენერაზე ოდნავ კაშკაშა), ნელა გადაკვეთს ცას 2,7 მარსის დღის განმავლობაში. ორივე თანამგზავრის დაკვირვება შესაძლებელია ღამის ცაზე ერთდროულად, ამ შემთხვევაში ფობოსი გადავა დეიმოსისკენ.

როგორც ფობოსის, ასევე დეიმოსის სიკაშკაშე საკმარისია იმისთვის, რომ მარსის ზედაპირზე მყოფი ობიექტები ღამით მკვეთრი ჩრდილები ჩამოაყალიბონ. ორივე თანამგზავრს აქვს ორბიტის შედარებით მცირე მიდრეკილება მარსის ეკვატორისკენ, რაც გამორიცხავს მათ დაკვირვებას პლანეტის მაღალ ჩრდილოეთ და სამხრეთ განედებზე: მაგალითად, ფობოსი არასოდეს ამოდის ჰორიზონტზე ჩრდილოეთით 70,4 ° N. შ. ან სამხრეთით 70,4°S შ.; Deimos-ისთვის ეს მნიშვნელობებია 82,7°N. შ. და 82.7°S შ. მარსზე ფობოსისა და დეიმოსის დაბნელება შეიძლება დაფიქსირდეს, როდესაც ისინი მარსის ჩრდილში შედიან, ისევე როგორც მზის დაბნელება, რომელიც მხოლოდ რგოლისებრია მზის დისკთან შედარებით ფობოსის მცირე კუთხოვანი ზომის გამო.

ციური სფერო

მარსზე ჩრდილოეთი პოლუსი, პლანეტის ღერძის დახრის გამო, თანავარსკვლავედშია გოდოლები (ეკვატორული კოორდინატები: მარჯვენა ასვლა 21სთ 10მ 42წმ, დახრილობა +52° 53,0? და არ არის მონიშნული კაშკაშა ვარსკვლავით: ყველაზე ახლოს პოლუსთან. არის მეექვსე სიდიდის BD +52 2880 ბუნდოვანი ვარსკვლავი (მისი სხვა აღნიშვნებია HR 8106, HD 201834, SAO 33185. სამხრეთ ციური პოლუსი (კოორდინატები 9h 10m 42s და -52° 53.0) არის რამდენიმე გრადუსიანი ვარსკვლავიდან. პარუსოვი (მოჩვენებითი სიდიდე 2.5) - ის, პრინციპში, შეიძლება ჩაითვალოს მარსის სამხრეთ პოლუსის ვარსკვლავად.

მარსის ეკლიპტიკის ზოდიაქოს თანავარსკვლავედები ჰგავს დედამიწიდან დაკვირვებულს, ერთი განსხვავებით: თანავარსკვლავედებს შორის მზის წლიურ მოძრაობაზე დაკვირვებისას, ის (სხვა პლანეტების მსგავსად, დედამიწის ჩათვლით), ტოვებს თევზების თანავარსკვლავედის აღმოსავლეთ ნაწილს. , 6 დღის განმავლობაში გაივლის ცეტუსის თანავარსკვლავედის ჩრდილოეთ ნაწილში, სანამ როგორ შევა ისევ თევზების დასავლეთ ნაწილში.

მარსის შესწავლის ისტორია

მარსის შესწავლა დიდი ხნის წინ, თუნდაც 3,5 ათასი წლის წინ, ძველ ეგვიპტეში დაიწყო. მარსის პოზიციის პირველი დეტალური ანგარიშები გაკეთდა ბაბილონის ასტრონომების მიერ, რომლებმაც შეიმუშავეს მრავალი მათემატიკური მეთოდი პლანეტის პოზიციის პროგნოზირებისთვის. ეგვიპტელების და ბაბილონელთა მონაცემების გამოყენებით, ძველმა ბერძენმა (ელინისტურმა) ფილოსოფოსებმა და ასტრონომებმა შეიმუშავეს დეტალური გეოცენტრული მოდელი პლანეტების მოძრაობის ასახსნელად. რამდენიმე საუკუნის შემდეგ ინდოელმა და ისლამურმა ასტრონომებმა შეაფასეს მარსის ზომა და დედამიწიდან დაშორება. მე-16 საუკუნეში ნიკოლაუს კოპერნიკმა შემოგვთავაზა ჰელიოცენტრული მოდელი, რათა აღეწერა მზის სისტემა წრიული პლანეტარული ორბიტებით. მისი შედეგები გადააკეთა იოჰანეს კეპლერმა, რომელმაც მარსისთვის უფრო ზუსტი ელიფსური ორბიტა შემოიღო, რომელიც დაკვირვებულს დაემთხვა.

1659 წელს ფრანჩესკო ფონტანამ, რომელიც მარსს ტელესკოპით უყურებდა, პლანეტის პირველი ნახატი გააკეთა. მან გამოსახა შავი ლაქა მკაფიოდ გამოკვეთილი სფეროს ცენტრში.

1660 წელს შავ ლაქას ორი პოლარული ქუდი დაემატა, რომელიც დაამატა ჟან დომინიკ კასინიმ.

1888 წელს ჯოვანი სქიაპარელიმ, რომელიც სწავლობდა რუსეთში, პირველი სახელები დაარქვა ცალკეულ ზედაპირულ დეტალებს: აფროდიტეს, ერითრეის, ადრიატიკის, კიმერიანეს ზღვებს; მზის, მთვარის და ფენიქსის ტბები.

მარსის ტელესკოპური დაკვირვების აყვავება მე -19 - მე -20 საუკუნის შუა ხანებში დადგა. ეს დიდწილად განპირობებულია საზოგადოების ინტერესით და ცნობილი სამეცნიერო დავებით დაკვირვებული მარსის არხების ირგვლივ. კოსმოსამდელი ეპოქის ასტრონომებს შორის, რომლებმაც ამ პერიოდში მარსზე ტელესკოპური დაკვირვებები გააკეთეს, ყველაზე ცნობილი არიან სკიაპარელი, პერსივალ ლოველი, სლაიფერი, ანტონიადი, ბარნარდი, ჟარი-დელოჟი, ლ. ედი, ტიხოვი, ვოკულერები. სწორედ მათ ჩაუყარეს საფუძველი არეოგრაფიას და შეადგინეს მარსის ზედაპირის პირველი დეტალური რუქები - თუმცა ისინი თითქმის სრულიად არასწორი აღმოჩნდა მარსზე ავტომატური ზონდების ფრენების შემდეგ.

მარსის კოლონიზაცია

მარსის სავარაუდო ხედი ტერაფორმირების შემდეგ

ხმელეთის ბუნებრივ პირობებთან შედარებით ახლოს ამ ამოცანას გარკვეულწილად აადვილებს. კერძოდ, დედამიწაზე არის ადგილები, სადაც ბუნებრივი პირობები მარსის მსგავსია. არქტიკასა და ანტარქტიდაში უკიდურესად დაბალი ტემპერატურა მარსზე ყველაზე დაბალ ტემპერატურასაც კი შეედრება, ხოლო ზაფხულის თვეებში მარსის ეკვატორი ისეთივე თბილია (+20 °C), როგორც დედამიწაზე. ასევე დედამიწაზე არის მარსის პეიზაჟის მსგავსი უდაბნოები.

მაგრამ დედამიწასა და მარსს შორის მნიშვნელოვანი განსხვავებებია. კერძოდ, მარსის მაგნიტური ველი დედამიწისაზე სუსტია დაახლოებით 800-ჯერ. იშვიათ (დედამიწასთან შედარებით ასჯერ) ატმოსფეროსთან ერთად, ეს ზრდის მაიონებელი გამოსხივების რაოდენობას მის ზედაპირზე. ამერიკული უპილოტო მანქანის Mars Odyssey-ის მიერ ჩატარებულმა გაზომვებმა აჩვენა, რომ მარსის ორბიტაზე რადიაციული ფონი 2,2-ჯერ აღემატება საერთაშორისო კოსმოსურ სადგურზე არსებულ რადიაციულ ფონს. საშუალო დოზა იყო დაახლოებით 220 მილიგრადი დღეში (2,2 მილიგრამი დღეში ან 0,8 გრამი წელიწადში). ასეთ ფონზე სამი წლის განმავლობაში ყოფნის შედეგად მიღებული რადიაციის რაოდენობა უახლოვდება ასტრონავტებისთვის უსაფრთხოების დადგენილ ზღვრებს. მარსის ზედაპირზე რადიაციული ფონი გარკვეულწილად დაბალია და დოზა შეადგენს 0.2-0.3 Gy წელიწადში, რაც მნიშვნელოვნად განსხვავდება რელიეფის, სიმაღლეზე და ადგილობრივ მაგნიტურ ველებზე.

მარსზე გავრცელებული მინერალების ქიმიური შემადგენლობა უფრო მრავალფეროვანია, ვიდრე დედამიწის მახლობლად მდებარე სხვა ციური სხეულების. კორპორაციის 4Frontiers-ის თქმით, ისინი საკმარისია არა მარტო მარსის, არამედ მთვარის, დედამიწისა და ასტეროიდების სარტყლის მოსამარაგებლად.

ფრენის დრო დედამიწიდან მარსამდე (დღევანდელი ტექნოლოგიებით) არის 259 დღე ნახევრად ელიფსში და 70 დღე პარაბოლაში. პოტენციურ კოლონიებთან კომუნიკაციისთვის შეიძლება გამოყენებულ იქნას რადიოკავშირი, რომელსაც აქვს 3-4 წუთის შეფერხება თითოეული მიმართულებით პლანეტების უახლოესი მიახლოების დროს (რაც მეორდება ყოველ 780 დღეში) და დაახლოებით 20 წუთი. პლანეტების მაქსიმალურ მანძილზე; იხილეთ კონფიგურაცია (ასტრონომია).

დღემდე, მარსის კოლონიზაციისთვის პრაქტიკული ნაბიჯები არ გადადგმულა, თუმცა, ვითარდება კოლონიზაცია, მაგალითად, Centenary Spacecraft პროექტი, საცხოვრებლის მოდულის შემუშავება Deep Space Habitat პლანეტაზე დარჩენისთვის.

»მარსის თვისებები

მარსი არის მეოთხე პლანეტა მზიდან მზის სისტემაში. ზოგჯერ მარსს ასევე უწოდებენ წითელ პლანეტას დამახასიათებელი მოწითალო-ყავისფერი საფარის გამო, რომელიც ფარავს მთელ ციურ სხეულს.

მარსის რადიუსი დედამიწის რადიუსის დაახლოებით ნახევარია და მასის მიხედვით ის დაახლოებით ათჯერ ჩამოუვარდება ჩვენს პლანეტას.

როდესაც რკინა შედის კონტაქტში ჰაერთან, მასზე ჩნდება მოწითალო-ყავისფერი ჟანგის საფარი. და რადგან მარსის ზედაპირი შეიცავს დიდი რაოდენობით ასეთ მტვერს, თავად პლანეტა წითლად გამოიყურება. უფრო მეტიც, ჟანგიანი მტვრის გამო, მარსის ატმოსფეროს ასევე აქვს ოდნავ მოვარდისფრო-წითელი ელფერი. მეცნიერთა აზრით, ეს მტვერი ვულკანური ამოფრქვევის შედეგად გაჩნდა.

მარსის წელიწადი არის პერიოდი, რომელიც სჭირდება მარსს მზის გარშემო ბრუნისთვის. ის ორ დედამიწის წელზე ცოტა მეტს გრძელდება და 687 დედამიწის დღეა.

მარსზე კლიმატი უფრო ცივია, ვიდრე დედამიწაზე. ეს გამოწვეულია იმით, რომ წითელი პლანეტა მზიდან შორს არის. ზამთრის საშუალო ტემპერატურაა -70 °C, ზოგჯერ თერმომეტრი შეიძლება დაეცეს -125 °C-მდე. ზაფხულში ტემპერატურა +20 °C-მდე იზრდება. მარსზე ატმოსფერო არის 80% ნახშირორჟანგი და ძალიან თხელია.

უფრო მეტიც, იშვიათი ატმოსფერო ვერ ასრულებს დამცავ ფუნქციას და ინარჩუნებს სითბოს, როგორც ამას აკეთებს დედამიწის ატმოსფერო. ამიტომ, ზამთარში და ზაფხულში მარსზე დიდი ტემპერატურის განსხვავებები შეინიშნება.

ატმოსფერული წნევა პლანეტის ზედაპირზე დაახლოებით 150-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე დედამიწის წნევა.

მარსს აქვს ყველაზე ძლიერი მტვრის ქარიშხალი მზის სისტემის ნებისმიერ პლანეტაზე. ისინი მთელ პლანეტაზე თვეების განმავლობაში ძლებენ. მარსზე ძალიან არასტაბილური და უკიდურესად სუსტი მაგნიტური ველი დაფიქსირდა. ეს მიუთითებს თხევადი ლითონის ბირთვის არარსებობაზე, როგორიცაა, მაგალითად, დედამიწა.

პლანეტის რელიეფი

მარსის ზედაპირზე არის როგორც მაღალმთიანი, ასევე ბრტყელი ადგილები. ამავდროულად, პლანეტის სამხრეთ ნაწილში მდებარეობს მთები და ბორცვები, ჩრდილოეთ ნაწილში კი დაბლობები. მეცნიერები ჯერ კიდევ ვერ ხსნიან პლანეტის რელიეფის ამ მახასიათებელს.

მთა ოლიმპი მდებარეობს მარსის ეკვატორთან ახლოს. ცნობილია, რომ მისი ფუძის დიამეტრი 600 კმ-ია, სიმაღლე კი დაახლოებით 22 კმ. ოლიმპო ითვლება უმაღლეს მთად არა მხოლოდ მარსზე, არამედ მზის სისტემის ყველა პლანეტაზე. ის იმდენად დიდია, რომ ასტრონომებს მისი დანახვა ტელესკოპით უკვე მე-19 საუკუნეში შეეძლოთ!

მარსის კიდევ ერთი საიდუმლო მეცნიერებს დიდი ხანია აწუხებს. ეს არის ეგრეთ წოდებული მარსის არხები, რომლებიც ერთ-ერთმა ასტრონომმა შენიშნა XIX საუკუნის ბოლოს. უფრო დეტალური გამოკვლევის შედეგად აღმოჩნდა, რომ ეს სინამდვილეში ოპტიკური ილუზიაა. ათასობით წლის წინ მარსზე კლიმატი ბევრად განსხვავდებოდა თანამედროვესგან: ცნობილია, რომ ამ პლანეტის ზედაპირზე მდინარეები მოედინებოდა. შემდეგ ისინი დაშრეს და კოსმოსიდან გადაღებულ სურათებზე დღემდე ჩანს გამხმარი კალაპოტები.

პლანეტის სტრუქტურა

შინაგანი სტრუქტურის მხრივ მარსი დიდად არ განსხვავდება სხვა ხმელეთის პლანეტებისგან. წითელი პლანეტის ზედაპირი დაფარულია ქერქით, რომლის სისქე 50-დან 125 კმ-მდე მერყეობს. ქერქის ქვეშ არის სილიკატური მანტია, შიგნით არის ნაწილობრივ თხევადი ბირთვი.

მარსის მთვარეები

XIX საუკუნის შუა ხანებში. ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ მარსს ორი მთვარე აქვს. არარეგულარული წაგრძელებული ფორმის ციურ სხეულებს ერქვა ფობოსი და დეიმოსი, რაც ძველ ბერძნულად ნიშნავს "შიშს" და "საშინელებას". თუმცა, თანამგზავრების ზომები საერთოდ არ შეესაბამება მათ სახელებს. ორივე თანამგზავრი საკმაოდ მცირეა: ფობოსი არ აღემატება 30 კმ დიამეტრს, ხოლო დეიმოსი კიდევ უფრო მცირეა.

მარსი მიეკუთვნება ხმელეთის პლანეტებს (მე-4 ადგილი მზიდან დაშორებით). ატმოსფერო იშვიათია და რელიეფი არის დარტყმის კრატერების, ვულკანური მთების, უდაბნოების, ხეობებისა და პოლარული ყინულის ქუდების კომპლექსი. პლანეტის მთავარი ფერია წითელი-ნარინჯისფერი რკინის ოქსიდის გამო, რის გამოც მას წითელ პლანეტას უწოდებენ. სხვა ფერებიც გვხვდება: ოქროსფერი, ყავისფერი, მომწვანო-ყავისფერი. ჩრდილების ასეთ მრავალფეროვნებას იძლევა ნიადაგში არსებული მინერალები.

ნიადაგის საფარის სიმკვრივე უფრო დაბალია, ვიდრე დედამიწაზე. ის უდრის 3,933 გ / სმ³, ხოლო დედამიწისთვის ეს მაჩვენებელი შეესაბამება 5,518 გ / სმ³. მარსის ზომა დედამიწასთან შედარებით არ არის პირველის სასარგებლოდ. წითელი პლანეტა დედამიწის დიამეტრის დაახლოებით ნახევარია, ზედაპირის ფართობი ოდნავ ნაკლებია დედამიწის ხმელეთზე. რიცხვებში ასე გამოიყურება:

ეკვატორული რადიუსი: 3396,2 კმ (0,52 დედამიწა);

პოლარული რადიუსი: 3376,2 კმ (0,51 დედამიწა);

საშუალო რადიუსი: 3389,5 კმ (0,53 დედამიწა);

ფართობი: 144,371,391 კვ. კმ (0,25 დედამიწა).

შედარებისთვის, ლურჯი პლანეტა დედამიწის მიწის ფართობი 148,939,063 კვადრატული მეტრია. კმ. ეს არის დედამიწის მთლიანი ფართობის მხოლოდ 29,2%. ყველაფერი დანარჩენი დაკავებულია ზღვებითა და ოკეანეებით.

ისიც უნდა იცოდეთ, რომ მარსის მოცულობა ლურჯი პლანეტის მოცულობის 15%-ია, მისი მასა კი დედამიწის 11%-ს აღწევს. შესაბამისად, გრავიტაცია დედამიწის მხოლოდ 38%-ია. რიცხვებში, წითელი პლანეტის მასა არის: 6,423 × 10 23 კგ, დედამიწის 5,974 × 10 24 კგ-ის წინააღმდეგ.

მარსის რელიეფს აქვს მრავალი უნიკალური თვისება. წითელ პლანეტაზე არის მზის სისტემის ყველაზე მაღალი მთა - მთა ოლიმპო (სიმაღლე 27 კმ). ასევე ყველაზე დიდი კანიონი მარინერი. ეს აღარ არის მზის სისტემის არცერთ პლანეტაზე. თუმცა, პლუტონის მთვარე ქარონზე კანიონი დიდია.

სამხრეთ და მარჯვენა ნახევარსფერო ძირეულად განსხვავდება რელიეფით. არსებობს ჰიპოთეზა, რომ თითქმის მთელი ჩრდილოეთ ნახევარსფერო არის დარტყმის კრატერი. ფართობის თვალსაზრისით, ის პლანეტის ზედაპირის თითქმის 40%-ს იკავებს და თუ ეს მართლაც კრატერია, მაშინ ის მზის სისტემაში ყველაზე დიდია.

ამ ჰიპოთეტურ კრატერს ჩრდილოეთ პოლუსის აუზი ეწოდება. ზოგიერთი ექსპერტი თვლის, რომ იგი წარმოიქმნა 4 მილიარდი წლის წინ კოსმოსური სხეულის ზემოქმედების შედეგად, რომლის დიამეტრი 1900 კმ და მასა მარსის მასის 2%-ია. მაგრამ ამჟამად ეს აუზი არ არის აღიარებული, როგორც დარტყმის კრატერი.

მარსის გარე ზომები არც თუ ისე შთამბეჭდავია. წითელი პლანეტა შესამჩნევად კარგავს დედამიწას ყველა თვალსაზრისით. გარდა ამისა, მას აქვს სუსტი მაგნიტური ველი, რომელიც პირდაპირ კავშირშია კოსმიური სხეულის ნაწლავებთან. ნახევრად თხევადი ბირთვის რადიუსი დაახლოებით 1800 კმ-ია. იგი შედგება რკინის, ნიკელის და 17% გოგირდისგან. ის შეიცავს 2-ჯერ მეტ მსუბუქ ელემენტებს ვიდრე დედამიწა. მანტია მდებარეობს ბირთვის გარშემო. ვულკანური და ტექტონიკური პროცესები მასზეა დამოკიდებული, მაგრამ ამჟამად ის არააქტიურია.

წითელი პლანეტის ნაწლავები „შეფუთულია“ მარსის ქერქში. მასში დომინირებს ისეთი ელემენტები, როგორიცაა რკინა, კალიუმი, მაგნიუმი, კალციუმი, ალუმინი. ქერქის საშუალო სისქე 50 კმ-ია, მაქსიმალური კი 125 კმ. დედამიწის ქერქის სისქე საშუალოდ 40 კმ-ია, ამიტომ ამ მაჩვენებლის მიხედვით მარსი უსწრებს ლურჯ პლანეტას. მაგრამ ზოგადად, ეს არის პატარა კოსმოსური სხეული, რომელიც დედამიწის მეორე ყველაზე მნიშვნელოვანი მეზობელია მთვარის შემდეგ.

ვლადისლავ ივანოვი

წითელი პლანეტა მარსი

მარსი არის პირველი პლანეტა მზის სისტემაში დედამიწის შემდეგ, რომლის მიმართაც გარკვეული პერიოდის განმავლობაში ადამიანებმა დაიწყეს განსაკუთრებული ინტერესი, რაც გამოწვეული იყო იმ იმედით, რომ არსებობს განვითარებული არამიწიერი სიცოცხლე.

პლანეტას მარსი ეწოდა ძველი რომაული ომის ღმერთის (იგივე არესი ძველ ბერძნულ მითოლოგიაში) პატივსაცემად.მისი სისხლის წითელი ფერი, მარსის ნიადაგში რკინის ოქსიდის არსებობის გამო.

ძირითადი მახასიათებლები

მარსი არის მეოთხე უდიდესი პლანეტა მზიდან და მეშვიდე უდიდესი პლანეტა მზის სისტემაში.მისი დანახვა დედამიწიდან შეუიარაღებელი თვალითაც შეიძლება. სიკაშკაშით ის მეორეა მხოლოდ ვენერას, მთვარესა და მზეს.

მარსი დედამიწის ზომის თითქმის ნახევარია - მისი ეკვატორული რადიუსი არის3396,9 კილომეტრი (დედამიწის 53,2%). მარსის ზედაპირის ფართობი უხეშად უდრის დედამიწის მიწის ფართობს.

მარსიდან მზემდე საშუალო მანძილი 228 მილიონი კილომეტრია, მზის გარშემო რევოლუციის პერიოდი 687 დედამიწის დღეა.

მარსიდან დედამიწამდე მინიმალური მანძილი 55,75 მილიონი კილომეტრია, მაქსიმალური კი დაახლოებით 401 მილიონი კილომეტრია.

მარსი დედამიწასთან ყველაზე ახლოსაა ოპოზიციის დროს, როცა პლანეტა მზისგან საპირისპირო მიმართულებითაა.დაპირისპირების მომენტებში მანძილი დედამიწასა და მარსს შორის მერყეობს 55-დან 102 მილიონ კილომეტრამდე. დიდი წინააღმდეგობა ეწოდება, როდესაც ორ პლანეტას შორის მანძილი 60 მილიონ კილომეტრზე ნაკლები ხდება. დედამიწისა და მარსის დიდი წინააღმდეგობა მეორდება 15-17 წელიწადში ერთხელ (უკანასკნელი იყო 2003 წლის აგვისტოში).და ჩვეულებრივი - ყოველ 26 თვეში მარსის და დედამიწის ორბიტის სხვადასხვა წერტილში.

მარსს აქვს ბრუნვის პერიოდი და სეზონები დედამიწის მსგავსი, მაგრამ მისი კლიმატი გაცილებით ცივი და მშრალია, ვიდრე დედამიწაზე.

პლანეტის ბრუნვის პერიოდია 24 საათი 37 წუთი 22,7 წამი.

მარსზე, ისევე როგორც დედამიწაზე, არის ორი პოლუსი, ჩრდილოეთი და სამხრეთი. მარსი საკმარისად სწრაფად ბრუნავს, რომ ორივე პოლუსზე ოდნავ გაბრტყელებული ფორმა აქვს. ამავდროულად, პლანეტის პოლარული რადიუსი დაახლოებით 21 კილომეტრით ნაკლებია ეკვატორულზე.

მარსის წელიწადი შედგება 668,6 მარსის მზის დღისგან, რომელსაც სოლს უწოდებენ.

პლანეტა მარსის მასა არის 6,418 × 1023 კილოგრამი (დედამიწის მასის 11%).

მარსს აქვს ორი ბუნებრივი თანამგზავრი, ფობოსი და დეიმოსი და სამი ხელოვნური თანამგზავრი.

2009 წლის თებერვლის მონაცემებით, მარსის ირგვლივ მოძრაობს სამი ოპერაციული კოსმოსური ხომალდი: Mars Odyssey, Mars Express და Mars Reconnaissance Orbiter, ვიდრე ნებისმიერი სხვა პლანეტა დედამიწის გარდა.

მარსის ზედაპირზე არის რამდენიმე არააქტიური ლანდერი და როვერი, რომლებმაც დაასრულეს თავიანთი მისიები.

მარსის კლიმატი

კლიმატი მარსზე, ისევე როგორც დედამიწაზე, სეზონურია. მარსზე სეზონების შეცვლა ხდება ისევე, როგორც დედამიწაზე, მაგრამ კლიმატი იქ უფრო ცივი და მშრალია, ვიდრე ჩვენთან. ცივ სეზონში, პოლარული ქუდების გარეთაც კი, ზედაპირზე მსუბუქი ყინვა შეიძლება ჩამოყალიბდეს. ყინვის სურათი ერთხელ გადაიღო Viking 2-ის თვითმფრინავმა..

მარსმავალ "ფენიქსმა" რაღაც მომენტში წარმატებას მიაღწიამარსზე თოვლის დასაფიქსირებლად"მარსის ზამთარი". მარსზე თოვლი დაფიქსირდა ლაზერის გამოყენებით, რომელიც აღჭურვილია როვერით. როვერმა თოვლის დაფიქსირება სპეციალური ლაზერის დახმარებით მოახერხა, რომლითაც იგი აღჭურვილი იყო. თოვლი დაახლოებით 4000 მეტრის სიმაღლიდან ჩამოვარდა, მაგრამ პლანეტის ზედაპირს ვერ მიაღწია და ჰაერში დაიშალა.

მარსზე სეზონების შეცვლას უზრუნველყოფსმისი ბრუნვის ღერძის დახრილობა. ამ შემთხვევაში, ორბიტის გახანგრძლივება იწვევს სეზონების ხანგრძლივობის დიდ განსხვავებას. მიწიერისგან განსხვავებით, რომლებსაც იგივე ხანგრძლივობა აქვთ 3 თვე. მარსს აქვს ჩრდილოეთი გაზაფხული და ზაფხული, რომლებიც მოდის ორბიტის იმ ნაწილზე, რომელიც მზისგან ყველაზე შორს არის. ეს სეზონები ერთად გრძელდება 371 სოლს, ანუ შესამჩნევად, მარსის წლის ნახევარზე მეტს. მაშასადამე, მარსზე ჩრდილოეთის ზაფხული გრძელი და გრილია, ხოლო სამხრეთი - მოკლე და ცხელი.

მარსი ტემპერატურის მკვეთრი ვარდნით ხასიათდება. პლანეტის ეკვატორზე ტემპერატურა მერყეობს +30°C-დან შუადღისას -80°C-მდე შუაღამისას. პოლუსების მახლობლად ტემპერატურა ზოგჯერ ეცემა -143°C-მდე, რომლის დროსაც ნახშირორჟანგი კონდენსირდება. მარსი ძალიან ცივი სამყაროა, მაგრამ კლიმატი იქ არ არის ბევრად მკაცრი, ვიდრე ანტარქტიდაში.

მარსზე ამჟამად თხევადი წყალი არ არის. თუმცა, სავარაუდოდ, 1704 წელს აღმოჩენილი თეთრი პოლარული ქუდები შედგება წყლის ყინულისგან, რომელიც შერეულია მყარი ნახშირორჟანგით. ზამთარში ისინი აგრძელებენ მანძილის მესამედს (სამხრეთ პოლარული ქუდი - ნახევარი) ეკვატორამდე. გაზაფხულზე ეს ყინული ნაწილობრივ დნება და დაბნელების ტალღა პოლუსებიდან ეკვატორამდე ვრცელდება, რომელიც ადრე მარსის მცენარეებად მიიჩნიეს.

მარსის გარეგნობა მნიშვნელოვნად განსხვავდება წელიწადის დროიდან გამომდინარე. უპირველეს ყოვლისა, გასაოცარია პოლარული ქუდების ცვლილებები. ისინი იზრდებიან და იკუმშებიან, ქმნიან სეზონურ მოვლენებს ატმოსფეროში და მარსის ზედაპირზე.პოლარული ქუდები შედგება ორი კომპონენტისგან: სეზონური - ნახშირორჟანგი და საერო - წყლის ყინული. ქუდების სისქე შეიძლება იყოს 1 მეტრიდან 3,7 კილომეტრამდე.

ადრე ბევრი მკვლევარი სერიოზულად თვლიდა, რომ მარსის ზედაპირზე ჯერ კიდევ არის წყალი თხევად მდგომარეობაში. ეს მოსაზრება ეფუძნებოდა დაკვირვებებს პერიოდულ ცვლილებებზე ნათელ და ბნელ ადგილებში, განსაკუთრებით პოლარულ განედებში, რომლებიც მსგავსი იყო კონტინენტებისა და ზღვების.

მარსის ზედაპირზე მუქი ღარები ზოგიერთმა დამკვირვებელმა ახსნა, როგორც თხევადი წყლის არხები.

მოგვიანებით დადასტურდა, რომ ეს ღეროები რეალურად არ არსებობდა, არამედ მხოლოდ ოპტიკური ილუზია იყო.

1965 წელს კოსმოსური ხომალდის Mariner 4-ის მიერ ჩატარებულმა კვლევებმა აჩვენა, რომ მარსზე ამჟამად არ არის თხევადი წყალი.

დაბალი წნევის გამო მარსის ზედაპირზე წყალი თხევად მდგომარეობაში ვერ იარსებებს. ასეთი მცირე წნევით, რომელიც ამჟამად მოქმედებს პლანეტაზე, ის დუღს ძალიან დაბალ ტემპერატურაზე, მაგრამ სავარაუდოა, რომ წარსულში პირობები განსხვავებული იყო და ამიტომ პლანეტაზე პრიმიტიული სიცოცხლის არსებობა არ არის გამორიცხული.

2008 წლის 31 ივლისს, NASA-ს კოსმოსური ხომალდის Phoenix-ის დაშვების ადგილზე, მარსზე აღმოაჩინეს წყალი ყინულის მდგომარეობაში. მოწყობილობამ აღმოაჩინა ყინულის საბადოები პირდაპირ მიწაში.

NASA-ს Spirit და Opportunity როვერების მონაცემები ასევე გვაწვდის მტკიცებულებებს წარსულში წყლის არსებობის შესახებ (აღმოაჩინეს მინერალები, რომლებიც წარმოიქმნება მხოლოდ წყალთან ხანგრძლივი ზემოქმედების შედეგად).

ასობით მეტრის სისქის მყინვარი მოიცავს ათასობით კვადრატულ კილომეტრს და მის შემდგომ შესწავლას შეუძლია მოგვაწოდოს ინფორმაცია მარსის კლიმატის ისტორიის შესახებ.

თანამედროვე კონცეფციების თანახმად, ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს პოლარულ თავსახურში ჩასმული ყინულის მთლიანი მოცულობა დაახლოებით 1,5 მილიონი კილომეტრია, შესაბამისად, მდნარი ფორმით, ამ ყინულს არ შეუძლია შექმნას გიგანტური ოკეანე, რომელიც, მრავალი მკვლევარის აზრით, ოდესღაც დაფარული იყო. თითქმის მთელი ჩრდილოეთ ნახევარსფერო.მარსის ნახევარსფერო. ამრიგად, საიდუმლო რჩება, სად წავიდა წყალი, რომელიც ოდესღაც უხვად იყო ახლანდელ არიდულ პლანეტაზე.

სავარაუდოდწარსულში მარსის კლიმატი შესაძლოა უფრო თბილი და ნოტიო ყოფილიყო და ზედაპირზე თხევადი წყალი იყო და წვიმდა კიდეც.

მარსის მაგნიტური ველი და ატმოსფერო

მარსს აქვს მაგნიტური ველი, მაგრამ ის სუსტი და უკიდურესად არასტაბილურია. პლანეტის სხვადასხვა ნაწილში ის შეიძლება განსხვავდებოდეს 1,5-დან 2-ჯერ. ამავდროულად, პლანეტის მაგნიტური პოლუსები არ ემთხვევა ფიზიკურს. ეს იმაზე მეტყველებს, რომ მარსის რკინის ბირთვი მის ქერქთან შედარებით მეტ-ნაკლებად უმოძრაოა, ანუ დედამიწის მაგნიტურ ველზე პასუხისმგებელი მექანიზმი მარსზე არ მუშაობს.

მარსის შიდა სტრუქტურის თანამედროვე მოდელები ვარაუდობენ, რომ მარსი შედგება ქერქისგან, რომლის საშუალო სისქეა 50 კილომეტრი (და მაქსიმალური სისქე 130 კილომეტრამდე), სილიკატური მანტია (რკინით გამდიდრებული მანტია) 1800 კილომეტრის სისქით და ბირთვი, რომლის რადიუსი 1480 კილომეტრია.

გათვლებით, მარსის ბირთვს პლანეტის მასის 9%-მდე მასა აქვს. იგი შედგება რკინისა და მისი შენადნობებისგან, ხოლო ბირთვი თხევად მდგომარეობაშია.

იმის გამო, რომ მარსის მაგნიტური ველი ძალიან სუსტია, მზის ქარი თავისუფლად აღწევს მის ატმოსფეროში. ამის გამო მარსზე მზის რადიაციის გავლენის ქვეშ მრავალი რეაქცია ხდება თითქმის მის ზედაპირზე.დედამიწაზე ძლიერი მაგნიტური ველი არ გადასცემს მზის გამოსხივებას, ამიტომ ყველა ეს რეაქცია ხდება იონოსფეროში და ზემოთ.

მარსის იონოსფერო ვრცელდება პლანეტის ზედაპირზე 110-დან 130 კილომეტრამდე.

მარსის ატმოსფერო 95% ნახშირორჟანგია. ატმოსფერო ასევე შეიცავს 2,5-2,7% აზოტს, 1,5-2% არგონს, 0,13% ჟანგბადს, 0,1% წყლის ორთქლს, 0,07% ნახშირბადის მონოქსიდს.

გარდა ამისა, მარსის ატმოსფერო ძალიან იშვიათია. მარსის ზედაპირზე წნევა 160-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე დედამიწის საშუალო ზედაპირის დონეზე. მარსზე დიდი სიმაღლის სხვაობის გამო, ზედაპირული წნევა მნიშვნელოვნად იცვლება.

დედამიწისგან განსხვავებით, მარსის ატმოსფეროს მასა მნიშვნელოვნად იცვლება წლის განმავლობაში ნახშირორჟანგის შემცველი პოლარული ქუდების დნობისა და გაყინვის გამო.

არსებობს მტკიცებულება, რომ ატმოსფერო შესაძლოა წარსულში უფრო სქელი ყოფილიყო.

მარსის ტოპოგრაფია

კვლევებმა აჩვენა, რომ მარსის ზედაპირის ორი მესამედი უკავია ნათელ უბნებს, რომელსაც კონტინენტები ეწოდება, ხოლო დარჩენილი მესამედი არის ბნელი ადგილები, რომელსაც ზღვები ეწოდება. ბნელი ტერიტორიების ბუნება ჯერ კიდევ კამათის საგანია.მაგრამ სინამდვილეში, მარსის ზღვებში წყალი არ იქნა ნაპოვნი.

ზღვები კონცენტრირებულია ძირითადად პლანეტის სამხრეთ ნახევარსფეროში. ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში მხოლოდ ორი დიდი ზღვაა - აციდალიანი და დიდი სირტი.

ფართომასშტაბიანი სურათები აჩვენებს, რომ სინამდვილეში ბნელი ადგილები შედგება ბნელი ზოლებისა და ლაქების ჯგუფებისგან, რომლებიც დაკავშირებულია კრატერებთან, ბორცვებთან და სხვა დაბრკოლებებთან ქარების გზაზე. მათი ზომისა და ფორმის სეზონური და გრძელვადიანი ცვლილებები, როგორც ჩანს, დაკავშირებულია მსუბუქი და ბნელი მატერიით დაფარული ზედაპირის ფართობების თანაფარდობის ცვლილებასთან.

მარსის ნახევარსფეროები ზედაპირის ბუნებით საკმაოდ განსხვავებულია. მარსის ზედაპირს აქვს მოწითალო ფერი რკინის ოქსიდების დიდი მინარევების გამო.

მარსის ზედაპირზე ყველგან დევს ლოდები - ვულკანური ქანების ნაწილაკები, რომლებიც დაიშალა მარსეიდების ან მეტეორიტის დაცემის დროს.

დროდადრო გვხვდება კრატერები - მეტეორიტების ზემოქმედების ნაშთები.

ზოგან ზედაპირი დაფარულია მრავალშრიანი ქანებით, ზღვის უკან დახევის შემდეგ დარჩენილი ხმელეთის დანალექი ქანების მსგავსი.

სამხრეთ ნახევარსფეროში ზედაპირი საშუალო დონიდან 1-2 კილომეტრით მაღლა დგას და მჭიდროდ არის მოფენილი კრატერებით. მარსის ეს ნაწილი მთვარის კონტინენტებს წააგავს.

სამხრეთ ნახევარსფეროში კრატერების დიდი რაოდენობა შეიძლება მიუთითებდეს, რომ აქ ზედაპირი უძველესია - 3-4 მილიარდი წელი..

როვერებმა, რომლებიც იკვლევდნენ პლანეტას, კვალი დატოვეს ხელუხლებელ ზედაპირზე.

ჩრდილოეთით, ზედაპირი ძირითადად საშუალოზე დაბალია, მცირე კრატერებით და ძირითადად შედარებით გლუვი დაბლობებით, რომლებიც, სავარაუდოდ, ლავის დატბორვისა და ნიადაგის ეროზიის შედეგად წარმოიქმნება.

ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში არის დიდი ვულკანების ორი უბანი - ტარსისი და ელიზიუმი.

ტარსისი არის 2000 კილომეტრის სიგრძის ვრცელი ვულკანური დაბლობი, რომელიც საშუალო დონეზე 10 კილომეტრს აღწევს. მას აქვს სამი დიდი ვულკანი.

ტარსისის კიდეზე არის მარსის ყველაზე მაღალი მთა და მზის სისტემის პლანეტებზე - მარსის გადაშენებული ვულკანი ოლიმპი.

ოლიმპოსი აღწევს 27 კილომეტრს სიმაღლეში და 550 კილომეტრის დიამეტრში. კლდეები, რომლებიც აკრავს ვულკანს, ზოგან 7 კილომეტრს აღწევს.

ამჟამად მარსის ყველა ვულკანი არ არის აქტიური. სხვა მთების ფერდობებზე აღმოჩენილი ვულკანური ფერფლის კვალი იმაზე მეტყველებს, რომ მარსი ოდესღაც ვულკანურად აქტიური იყო.

მარსის ტიპიური ლანდშაფტი არის მარსის უდაბნო.

მარსზე გადაღებულია ქვიშის დიუნები, გიგანტური კანიონები და ნაპრალები, ასევე მეტეორიტების კრატერები. ყველაზე გრანდიოზული კანიონის სისტემა - მარინერის ველი - გადაჭიმულია თითქმის 4500 კილომეტრზე (პლანეტის გარშემოწერილობის მეოთხედი), სიგანეში 600 კილომეტრს აღწევს და სიღრმეში 7-10 კილომეტრს.

მარსის ნიადაგი

მარსის ნიადაგის ზედაპირული ფენის შემადგენლობა, დესანტის მონაცემებით, სხვადასხვა ადგილას განსხვავებულია.

ნიადაგი ძირითადად შედგება სილიციუმის დიოქსიდისგან (20-25%), რომელიც შეიცავს რკინის ოქსიდის ჰიდრატების (15%-მდე) ნარევს, რაც ნიადაგს აძლევს მოწითალო ფერს. ნიადაგი შეიცავს გოგირდის, კალციუმის, ალუმინის, მაგნიუმის და ნატრიუმის ნაერთების მნიშვნელოვან მინარევებს. მჟავიანობის თანაფარდობა და მარსის ნიადაგების ზოგიერთი სხვა პარამეტრი ახლოსაა დედამიწის პარამეტრებთან და თეორიულად შესაძლებელი იქნებოდა მათზე მცენარეების გაშენება.

წამყვანი მკვლევარის ქიმიკოსის სემ კუნავესის მოხსენებებიდან:

”სინამდვილეში, ჩვენ აღმოვაჩინეთ, რომ მარსზე ნიადაგი აკმაყოფილებს მოთხოვნებს და ასევე შეიცავს აუცილებელ ელემენტებს სიცოცხლის გაჩენისა და შენარჩუნებისთვის, როგორც წარსულში, ასევე აწმყოში და მომავალში… ასეთი ნიადაგი არის საკმაოდ შესაფერისია სხვადასხვა მცენარის გასაზრდელად, როგორიცაა ასპარაგუსი. აქ არაფერია, რაც ცხოვრებას შეუძლებელს გახდის. პირიქით, ყოველი ახალი კვლევისას ვპოულობთ დამატებით მტკიცებულებებს მისი არსებობის შესაძლებლობის სასარგებლოდ“.

საინტერესო ფენომენები მარსზე

Mars Odyssey კოსმოსურმა ხომალდმა მარსის სამხრეთ პოლარულ ქუდზე აქტიური გეიზერები აღმოაჩინა. ნახშირორჟანგის ჭავლები გაზაფხულის დათბობით იშლება დიდ სიმაღლეზე და თან ატარებს მტვერს და ქვიშას. პოლარული ქუდების გაზაფხულის დნობა იწვევს ატმოსფერული წნევის მკვეთრ მატებას და დიდი მასების გაზის მოძრაობას საპირისპირო ნახევარსფეროში.

ერთდროულად ქრის ქარების სიჩქარე 10-40 მ/წმ, ზოგჯერ 100 მ/წმ-მდე. ქარი დიდი რაოდენობით მტვერს ამოჰყავს ზედაპირიდან, რაც იწვევს მტვრის შტორმს. ძლიერი მტვრის ქარიშხალი თითქმის მთლიანად მალავს პლანეტის ზედაპირს. მტვრის ქარიშხალი შესამჩნევად მოქმედებს მარსის ატმოსფეროში ტემპერატურის განაწილებაზე.

მარსის ზედაპირზე ავტომატური მანქანების დაშვების შემდეგ, შესაძლებელი გახდა ასტრონომიული დაკვირვებების ჩატარება უშუალოდ პლანეტის ზედაპირიდან.

მარსის ღამის ცის სურათი (და პლანეტიდან დაფიქსირებული ასტრონომიული ფენომენები) განსხვავდება დედამიწისგან და მრავალი თვალსაზრისით უჩვეულო და საინტერესო ჩანს.

მაგალითად, შუადღისას მარსის ცა ყვითელ-ნარინჯისფერია. დედამიწის ცის ფერთა სქემისგან ასეთი განსხვავებების მიზეზი არის მარსის თხელი, იშვიათი ატმოსფეროს თვისებები, რომელიც შეიცავს შეჩერებულ მტვერს.

სავარაუდოდ, ცის ყვითელ-ნარინჯისფერი შეფერილობა გამოწვეულია 1% მაგნეტიტის არსებობით მტვრის ნაწილაკებში, რომლებიც მუდმივად შეჩერებულია მარსის ატმოსფეროში და ამაღლებულია სეზონური მტვრის ქარიშხლებით. შტორმის ხანგრძლივობამ შეიძლება 50-100 დღეს მიაღწიოს.

მარსზე საღამოს გათენება ცას ცეცხლოვან წითელ ან ღრმა ნარინჯისფერად აქცევს.

პორტალი სტუდენტისთვის. თვითმმართველობის ტრენინგი