>>> მარსის ატმოსფერო

მარსი - პლანეტის ატმოსფეროატმოსფეროს ფენები, ქიმიური შემადგენლობა, წნევა, სიმკვრივე, დედამიწასთან შედარება, მეთანის რაოდენობა, უძველესი პლანეტა, კვლევა ფოტოთი.

მაგრამმარსის ატმოსფეროარის დედამიწის მხოლოდ 1%, ამიტომ წითელი პლანეტისგან დაცვა არ არსებობს მზის რადიაცია, ასევე ნორმალური ტემპერატურის პირობებში. მარსის ატმოსფეროს შემადგენლობა წარმოდგენილია ნახშირორჟანგით (95%), აზოტით (3%), არგონით (1,6%) და ჟანგბადის, წყლის ორთქლის და სხვა გაზების მცირე მინარევებით. ის ასევე სავსეა მტვრის მცირე ნაწილაკებით, რაც პლანეტას წითლად აჩენს.

მკვლევარები თვლიან, რომ ადრე ატმოსფერული ფენაიყო მკვრივი, მაგრამ ჩამოინგრა 4 მილიარდი წლის წინ. მაგნიტოსფეროს გარეშე მზის ქარი ეჯახება იონოსფეროს და ამცირებს ატმოსფეროს სიმკვრივეს.

ამან გამოიწვია დაბალი წნევის მაჩვენებელი - 30 Pa. ატმოსფერო ვრცელდება 10,8 კმ-ზე. ის შეიცავს უამრავ მეთანს. უფრო მეტიც, ძლიერი ემისიები შესამჩნევია კონკრეტულ ადგილებში. ორი ლოკაციაა, მაგრამ წყაროები ჯერ არ არის აღმოჩენილი.

წელიწადში 270 ტონა მეთანი გამოიყოფა. Რაც ნიშნავს ჩვენ ვსაუბრობთზოგიერთი აქტიური მიწისქვეშა პროცესის შესახებ. სავარაუდოდ, ეს არის ვულკანური აქტივობა, კომეტის ზემოქმედება ან სერპენტინიზაცია. ყველაზე მიმზიდველი ვარიანტია მეთანოგენური მიკრობული სიცოცხლე.

ახლა თქვენ იცით მარსის ატმოსფეროს არსებობის შესახებ, მაგრამ, სამწუხაროდ, ის აპირებს კოლონისტების განადგურებას. ის ხელს უშლის თხევადი წყლის დაგროვებას, ღიაა რადიაციისთვის და უკიდურესად ცივია. მაგრამ მომდევნო 30 წლის განმავლობაში ჩვენ კვლავ განვითარებაზე ვართ ორიენტირებული.

პლანეტარული ატმოსფეროს დაშლა

ასტროფიზიკოსი ვალერი შემატოვიჩი პლანეტარული ატმოსფეროს, ეგზოპლანეტარული სისტემების ევოლუციაზე და მარსის ატმოსფეროს დაკარგვაზე:

Ნახშირორჟანგი	95,32 %
აზოტი	2,7 %
არგონი	1,6 %
ჟანგბადი	0,13 %
ნახშირბადის მონოქსიდი	0,07 %
წყლის ორთქლი	0,03 %
აზოტის ოქსიდი (II)	0,013 %
ნეონი	0,00025 %
კრიპტონი	0,00003 %
ქსენონი	0,000008 %
ოზონი	0,000003 %
ფორმალდეჰიდი	0,0000013 %

მარსის ატმოსფერო- აირისებრი გარსი პლანეტა მარსის გარშემო. მნიშვნელოვნად განსხვავდება დედამიწის ატმოსფეროსგან როგორც ქიმიური შემადგენლობით, ასევე ფიზიკური პარამეტრებით. ზედაპირზე წნევა არის 0,7-1,155 კპა (დედამიწის 1/110, ანუ დედამიწის ზედაპირის ოცდაათ კილომეტრზე მეტ სიმაღლეზე). ატმოსფეროს სავარაუდო სისქე 110 კმ-ია. ატმოსფეროს სავარაუდო მასა არის 2,5 10 16 კგ. მარსს აქვს ძალიან სუსტი მაგნიტური ველი (დედამიწის ველთან შედარებით) და შედეგად, მზის ქარი იწვევს გაფანტვას. ატმოსფერული აირებიკოსმოსში 300 ± 200 ტონა დღეში სიჩქარით (დამოკიდებულია მიმდინარე მზის აქტივობაზე და მზიდან დაშორებაზე).

Ქიმიური შემადგენლობა

4 მილიარდი წლის წინ, მარსის ატმოსფერო შეიცავდა ჟანგბადის იმ რაოდენობას, რომელიც შედარებულია მის წილზე ახალგაზრდა დედამიწაზე.

ტემპერატურის მერყეობა

ვინაიდან მარსის ატმოსფერო ძალზე იშვიათია, ის არ ანელებს ზედაპირის ტემპერატურის ყოველდღიურ რყევებს. ტემპერატურა ეკვატორზე მერყეობს +30°C-დან დღის განმავლობაში -80°C-მდე ღამით. პოლუსებზე ტემპერატურა შეიძლება -143°C-მდე დაეცეს. თუმცა, ყოველდღიური ტემპერატურის მერყეობა არ არის ისეთი მნიშვნელოვანი, როგორც უატმოსფერო მთვარეზე და მერკურიზე. დაბალი სიმკვრივე ხელს არ უშლის ატმოსფეროს წარმოქმნას ფართომასშტაბიანი მტვრის ქარიშხალი და ტორნადოები, ქარები, ნისლები, ღრუბლები და გავლენა მოახდინოს კლიმატზე და პლანეტის ზედაპირზე.

მარსის ტემპერატურის პირველი გაზომვები ამრეკლავი ტელესკოპის ფოკუსში განთავსებული თერმომეტრის გამოყენებით გაკეთდა ჯერ კიდევ 1920-იანი წლების დასაწყისში. W. Lampland-ის მიერ 1922 წელს ჩატარებულმა გაზომვებმა მისცა მარსის ზედაპირის საშუალო ტემპერატურა 245 (−28°C), ე. პეტიტმა და ს. ნიკოლსონმა 1924 წელს მიიღეს 260 K (−13°C). უფრო დაბალი მნიშვნელობა მიიღეს 1960 წელს W. Sinton-მა და J. Strong-მა: 230 K (−43°C).

წლიური ციკლი

წლის განმავლობაში ატმოსფეროს მასა მნიშვნელოვნად განსხვავდება ზამთარში ნახშირორჟანგის დიდი მოცულობის პოლარულ ქუდებში კონდენსაციის და ზაფხულში აორთქლების გამო.

მარსი, მზისგან ყველაზე დაშორებული მეოთხე პლანეტა, დიდი ხნის განმავლობაში იყო მსოფლიო მეცნიერების ყურადღების ობიექტი. ეს პლანეტა ძალიან ჰგავს დედამიწას, ერთი მცირე, მაგრამ საბედისწერო გამონაკლისით - მარსის ატმოსფერო დედამიწის ატმოსფეროს მოცულობის არაუმეტეს ერთი პროცენტია. ნებისმიერი პლანეტის გაზის გარსი არის განმსაზღვრელი ფაქტორი, რომელიც აყალიბებს მის გარეგნობას და პირობებს ზედაპირზე. ცნობილია, რომ ყველა მყარი სამყაროები მზის სისტემაჩამოყალიბდა დაახლოებით იმავე პირობებში მზიდან 240 მილიონი კილომეტრის დაშორებით. თუ დედამიწისა და მარსის ფორმირების პირობები თითქმის ერთნაირი იყო, მაშინ რატომ არიან ახლა ეს პლანეტები ასე განსხვავებული?

ეს ყველაფერი ზომაზეა - მარსს, რომელიც წარმოიქმნა იმავე მასალისგან, როგორც დედამიწა, ოდესღაც თხევადი და ცხელი ლითონის ბირთვი ჰქონდა, როგორც ჩვენს პლანეტას. მტკიცებულება - ბევრი ჩამქრალი ვულკანი, მაგრამ "წითელი პლანეტა" ბევრია დედამიწაზე პატარა. რაც იმას ნიშნავს, რომ უფრო სწრაფად გაცივდება. როდესაც თხევადი ბირთვი საბოლოოდ გაცივდა და გამაგრდა, დასრულდა კონვექციის პროცესი და მასთან ერთად გაქრა პლანეტის მაგნიტური ფარიც, მაგნიტოსფერო. შედეგად, პლანეტა დაუცველი დარჩა მზის დამღუპველი ენერგიის წინააღმდეგ და მარსის ატმოსფერო თითქმის მთლიანად გაანადგურა მზის ქარმა (რადიოაქტიური იონიზებული ნაწილაკების გიგანტური ნაკადი). "წითელი პლანეტა" გადაიქცა უსიცოცხლო, მოსაწყენ უდაბნოდ...

ახლა მარსზე ატმოსფერო არის თხელი იშვიათი გაზის ჭურვი, რომელსაც არ შეუძლია წინააღმდეგობა გაუწიოს სასიკვდილო შეღწევას, რომელიც წვავს პლანეტის ზედაპირს. მარსის თერმული რელაქსაცია რამდენიმე რიგით მცირეა, ვიდრე ვენერას, მაგალითად, რომლის ატმოსფერო გაცილებით მკვრივია. მარსის ატმოსფერო, რომელსაც აქვს ძალიან დაბალი სითბოს ტევადობა, აყალიბებს უფრო გამოხატულ დღიურ საშუალო ქარის სიჩქარის მაჩვენებლებს.

მარსის ატმოსფეროს შემადგენლობა ხასიათდება ძალიან მაღალი შემცველობით (95%). ატმოსფერო ასევე შეიცავს აზოტს (დაახლოებით 2,7%), არგონს (დაახლოებით 1,6%) და მცირე რაოდენობით ჟანგბადს (არაუმეტეს 0,13%). მარსის ატმოსფერული წნევა 160-ჯერ მეტია ვიდრე პლანეტის ზედაპირზე. დედამიწის ატმოსფეროსგან განსხვავებით, აქ აირისებრი კონვერტი გამოხატული ცვალებადი ხასიათისაა, იმის გამო, რომ პლანეტის პოლარული ქუდები შეიცავს დიდი თანხანახშირორჟანგი, დნება და იყინება ერთი წლიური ციკლის განმავლობაში.

Mars Express-ის კვლევითი ხომალდიდან მიღებული მონაცემებით, მარსის ატმოსფერო შეიცავს გარკვეულ რაოდენობას მეთანს. ამ გაზის თავისებურება მისი სწრაფი დაშლაა. ეს ნიშნავს, რომ სადღაც პლანეტაზე უნდა იყოს მეთანის შევსების წყარო. აქ მხოლოდ ორი ვარიანტი შეიძლება იყოს - ან გეოლოგიური აქტივობა, რომლის კვალი ჯერ კიდევ არ არის აღმოჩენილი, ან მიკროორგანიზმების სასიცოცხლო აქტივობა, რამაც შეიძლება შეცვალოს ჩვენი იდეა მზის სისტემაში სიცოცხლის ცენტრების არსებობის შესახებ.

მარსის ატმოსფეროს დამახასიათებელი ეფექტი არის მტვრის ქარიშხალი, რომელიც შეიძლება თვეების განმავლობაში მძვინვარებს. პლანეტის ეს მკვრივი ჰაერის საფარი ძირითადად შედგება ნახშირორჟანგისაგან ჟანგბადისა და წყლის ორთქლის მცირე ჩანართებით. ასეთი ხანგრძლივი ეფექტი განპირობებულია მარსის უკიდურესად დაბალი გრავიტაციით, რაც საშუალებას აძლევს სუპერ იშვიათი ატმოსფეროსაც კი აწიოს მილიარდობით ტონა მტვერი ზედაპირიდან და დიდხანს შეინარჩუნოს.

როცა კლიმატის ცვლილებაზე ვსაუბრობთ, სევდიანად ვაქნევთ თავებს - ოჰ, რამდენი შეიცვალა ჩვენი პლანეტა წლების განმავლობაში. ბოლო დროსრამდენად დაბინძურებულია მისი ატმოსფერო... თუმცა, თუ გვინდა ვიხილოთ ჭეშმარიტი მაგალითი იმისა, თუ როგორ შეიძლება ფატალური იყოს კლიმატის ცვლილება, მაშინ მოგვიწევს მისი ძებნა არა დედამიწაზე, არამედ მის ფარგლებს გარეთ. მარსი ძალიან შეეფერება ამ როლს.

ის, რაც აქ იყო მილიონობით წლის წინ, ვერ შეედრება დღევანდელ სურათს. დღეს მარსი ზედაპირზე მწარე სიცივეა, დაბალი წნევა, ძალიან თხელი და იშვიათი ატმოსფერო. ჩვენს წინაშე დგას მხოლოდ ყოფილი სამყაროს ფერმკრთალი ჩრდილი, რომლის ზედაპირის ტემპერატურა არ იყო ბევრად დაბალი ვიდრე ამჟამინდელი ტემპერატურა დედამიწაზე და დაბლობებსა და ხეობებში ჩქარობდა. ღრმა მდინარეები. შეიძლება აქაც ორგანული ცხოვრება, ვინ იცის? ეს ყველაფერი წარსულშია.

რისგან შედგება მარსის ატმოსფერო?

ახლა ის კი უარყოფს აქ მცხოვრები არსებების შესაძლებლობას. მარსის ამინდს მრავალი ფაქტორი აყალიბებს, მათ შორის ყინულის ქუდების ციკლური ზრდა და დნობა, ატმოსფერული წყლის ორთქლი და სეზონური მტვრის ქარიშხალი. ზოგჯერ, გიგანტური მტვრის ქარიშხალი მთელ პლანეტას ერთდროულად ფარავს და შეიძლება თვეების განმავლობაში გაგრძელდეს, ცას ღრმა წითლად აქცევს.

მარსის ატმოსფერო დედამიწაზე 100-ჯერ თხელია და 95 პროცენტით ნახშირორჟანგი. მარსის ატმოსფეროს ზუსტი შემადგენლობა ასეთია:

• ნახშირორჟანგი: 95.32%
• აზოტი: 2.7%
• არგონი: 1.6%
• ჟანგბადი: 0.13%
• ნახშირბადის მონოქსიდი: 0.08%

გარდა ამისა, მცირე რაოდენობით არის: წყალი, აზოტის ოქსიდები, ნეონი, მძიმე წყალბადი, კრიპტონი და ქსენონი.

როგორ გაჩნდა მარსის ატმოსფერო? ისევე, როგორც დედამიწაზე - დეგაზირების შედეგად - აირების გამოყოფა პლანეტის ნაწლავებიდან. თუმცა, მარსზე მიზიდულობის ძალა გაცილებით ნაკლებია, ვიდრე დედამიწაზე, ასე რომ უმეტესობაგაზები გადის მსოფლიო სივრცე, და მათ მხოლოდ მცირე ნაწილს შეუძლია პლანეტის ირგვლივ დარჩენა.

რა დაემართა მარსის ატმოსფეროს წარსულში?

მზის სისტემის არსებობის გარიჟრაჟზე, ანუ 4,5-3,5 მილიარდი წლის წინ, მარსს ჰქონდა საკმარისად მკვრივი ატმოსფერო, რის გამოც წყალი მის ზედაპირზე შეიძლება იყოს თხევადი სახით. ორბიტალური ფოტოებიაჩვენე კონტურები უზარმაზარი მდინარის ხეობები, უძველესი ოკეანის კონტურები წითელი პლანეტის ზედაპირზე და როვერებმა არაერთხელ იპოვეს ქიმიური ნაერთების ნიმუშები, რომლებიც გვარწმუნებს, რომ თვალები არ იტყუებიან - ყველაფერი ეს ნაცნობია ადამიანის თვალიმარსზე რელიეფის დეტალები იმავე პირობებში ჩამოყალიბდა, როგორც დედამიწაზე.

ეჭვგარეშეა, რომ მარსზე წყალი იყო, აქ კითხვები არ არის. ერთადერთი კითხვაა, რატომ გაქრა იგი?

ამ საკითხზე ძირითადი თეორია ასე გამოიყურება: ერთხელ მარსს ჰქონდა ეფექტურად ამრეკლავი მზის რადიაცია, მაგრამ დროთა განმავლობაში მან დაიწყო შესუსტება და თითქმის გაქრა დაახლოებით 3,5 მილიარდი წლის წინ (ცალკე ადგილობრივი კერები მაგნიტური ველიდა დედამიწასთან საკმაოდ შედარებული სიმძლავრით, მარსზე ახლაც არის). ვინაიდან მარსის ზომა დედამიწის თითქმის ნახევარია, მისი გრავიტაცია გაცილებით სუსტია ვიდრე ჩვენი პლანეტის. ამ ორი ფაქტორის კომბინაცია (მაგნიტური ველის დაკარგვა და სუსტი გრავიტაცია) გამოიწვია ამას. რომ მზის ქარმა დაიწყო პლანეტის ატმოსფეროდან სინათლის მოლეკულების „გამოდევნა“ და თანდათანობით გათხელება. ასე რომ, რამდენიმე მილიონ წელიწადში მარსი გადაიქცა ვაშლის როლში, საიდანაც კანი საგულდაგულოდ დაჭრეს დანით.

დასუსტებულმა მაგნიტურმა ველმა ეფექტურად ვეღარ „ჩაქრა“ კოსმოსური გამოსხივება და მზე სიცოცხლის წყაროდან მარსის მკვლელად გადაიქცა. და გათხელებული ატმოსფერო ვეღარ ინარჩუნებდა სითბოს, ამიტომ პლანეტის ზედაპირზე ტემპერატურა დაეცა საშუალოდ -60 გრადუს ცელსიუსამდე, მხოლოდ ზაფხულის დღეს ეკვატორზე და მიაღწია +20 გრადუსს.

მიუხედავად იმისა, რომ მარსის ატმოსფერო ახლა დედამიწაზე 100-ჯერ უფრო თხელია, ის მაინც საკმარისად სქელია იმისთვის, რომ ამინდის ფორმირების პროცესები აქტიურად მოხდეს წითელ პლანეტაზე, დაეცა ნალექები, გაჩნდა ღრუბლები და ქარები.

"მტვრის ეშმაკი" - პატარა ტორნადო მარსის ზედაპირზე, გადაღებული პლანეტის ორბიტიდან

რადიაცია, მტვრის ქარიშხალი და მარსის სხვა მახასიათებლები

რადიაციაპლანეტის ზედაპირთან ახლოს სახიფათოა, თუმცა, NASA-ს მონაცემებით, რომელიც მიღებულია კუროსატორმა Curiosity-ის ანალიზის კოლექციიდან, ირკვევა, რომ მარსზე 500-დღიანი ყოფნის პერიოდშიც კი (+360 დღე გზაზე), ასტრონავტები (დამცავი აღჭურვილობის ჩათვლით) მიიღებდა რადიაციის "დოზას" ტოლი 1 სივერტის (~100 რენტგენი). ეს დოზა საშიშია, მაგრამ, რა თქმა უნდა, არ მოკლავს ზრდასრულ ადამიანს „ადგილზე“. ითვლება, რომ მიღებული რადიაციის 1 სივერტი ზრდის ასტრონავტის კიბოს განვითარების რისკს 5%-ით. მეცნიერთა აზრით, მეცნიერების გულისთვის შეგიძლია წახვიდე დიდ გაჭირვებამდე, განსაკუთრებით პირველი ნაბიჯი მარსზე, მაშინაც კი, თუ ის მომავალში ჯანმრთელობის პრობლემებს გპირდებათ... ეს ნამდვილად არის ნაბიჯი უკვდავებამდე!

მარსის ზედაპირზე, სეზონურად, ასობით მტვრის ეშმაკი (ტორნადო) მძვინვარებს, რომლებიც ატმოსფეროში რკინის ოქსიდებიდან (ჟანგი, მარტივი გზით) მტვერს აჩენენ, რომელიც უხვად ფარავს მარსის უდაბნოებს. მარსის მტვერი ძალიან წვრილია, რაც დაბალ გრავიტაციასთან ერთად იწვევს იმ ფაქტს, რომ მისი მნიშვნელოვანი რაოდენობა ყოველთვის იმყოფება ატმოსფეროში და განსაკუთრებით მაღალ კონცენტრაციებს აღწევს შემოდგომაზე და ზამთარში ჩრდილოეთ ნახევარსფეროებში, ხოლო გაზაფხულზე და ზაფხულში ჩრდილოეთ ნახევარსფეროებში. პლანეტის სამხრეთ ნახევარსფეროები.

მტვრის ქარიშხალიმარსზე- ყველაზე დიდი მზის სისტემაში, რომელსაც შეუძლია პლანეტის მთელი ზედაპირის დაფარვა და ზოგჯერ თვეობით გასვლა. მარსზე მტვრის ქარიშხლის ძირითადი სეზონები გაზაფხული და ზაფხულია.

ასეთი ძლიერი ამინდის ფენომენის მექანიზმი ბოლომდე არ არის გასაგები, მაგრამ დიდი წილიალბათობა აიხსნება შემდეგი თეორიით: როდესაც ატმოსფეროში დიდი რაოდენობით მტვრის ნაწილაკები ამოდის, ეს იწვევს მის მკვეთრ გათბობას. დიდი სიმაღლე. გაზების თბილი მასები მიედინება პლანეტის ცივ რეგიონებში და წარმოქმნის ქარს. მარსის მტვერი, როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ძალიან მსუბუქია, ამიტომ ძლიერი ქარი კიდევ უფრო მეტ მტვერს აჩენს, რაც თავის მხრივ ატმოსფეროს კიდევ უფრო ათბობს და კიდევ უფრო ძლიერ ქარებს წარმოქმნის, რაც თავის მხრივ კიდევ უფრო მეტ მტვერს აჩენს... და ასე შემდეგ!

მარსზე წვიმა არ არის და საიდან მოდიან სიცივეში -60 გრადუსზე? მაგრამ ხანდახან თოვს. მართალია, ასეთი თოვლი შედგება არა წყლისგან, არამედ ნახშირორჟანგის კრისტალებისაგან და მისი თვისებები უფრო ნისლს ჰგავს, ვიდრე თოვლს („ფიფქები“ ძალიან მცირეა), მაგრამ დარწმუნებული იყავით, რომ ეს ნამდვილი თოვლია! მხოლოდ ადგილობრივი სპეციფიკით.

ზოგადად, „თოვლი“ მარსის თითქმის მთელ ტერიტორიაზე მიდის და ეს პროცესი ციკლურია – ღამით ნახშირორჟანგი იყინება და კრისტალებად იქცევა, ზედაპირზე ეცემა, დღისით კი დნება და ისევ ატმოსფეროში ბრუნდება. თუმცა, პლანეტის ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსებზე, ქ ზამთრის პერიოდიყინვა სუფევს -125 გრადუსამდე, ამიტომ ერთხელ კრისტალების სახით ამოვარდნილი აირი აღარ აორთქლდება და გაზაფხულამდე დევს ფენად. მარსზე თოვლის ქუდების ზომის გათვალისწინებით, საჭიროა თუ არა იმის თქმა, რომ ზამთარში ნახშირორჟანგის კონცენტრაცია ატმოსფეროში ათეულობით პროცენტით იკლებს? ატმოსფერო კიდევ უფრო იშვიათდება და შედეგად კიდევ უფრო ჭიანურდება ნაკლები სითბო… მარსი ზამთარში იძირება.

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 ელფერით, რომელსაც მას რკინის ოქსიდი ანიჭებს.

მარსი არის პლანეტა ხმელეთის ჯგუფიიშვიათი ატმოსფეროთი (ზედაპირთან ახლოს წნევა 160-ჯერ ნაკლებია დედამიწისაზე). 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 უდიდესი პლანეტა მზიდან (მერკური, ვენერა და დედამიწის შემდეგ) და მეშვიდე უდიდესი (მასით და დიამეტრით მხოლოდ მერკურს აღემატება) მზის სისტემის პლანეტა. 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 ჩამქრალი ვულკანი მთა ოლიმპი - ყველაზე მეტი მაღალი მთამზის სისტემაში და 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. მარსის ზედაპირზე ბნელი ღეროები ზოგიერთი დამკვირვებლის მიერ არის განმარტებული, როგორც სარწყავი არხები თხევადი წყალი. მოგვიანებით დადასტურდა, რომ ეს ღეროები ოპტიკურ ილუზიას წარმოადგენდა.

დაბალი წნევის გამო წყალი თხევად მდგომარეობაში ვერ იარსებებს მარსის ზედაპირზე, მაგრამ სავარაუდოა, რომ წარსულში პირობები განსხვავებული იყო და, შესაბამისად, არსებობა. პრიმიტიული ცხოვრებაპლანეტაზე 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 ჰქონდა სამი მოქმედი კოსმოსური ხომალდი: Mars Odyssey, Mars Express და Mars Reconnaissance Satellite, ვიდრე დედამიწის გარდა ნებისმიერი სხვა პლანეტის გარშემო.

მარსის ზედაპირი ამ მომენტშიგამოიკვლია ორი როვერი: „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 არის დედამიწასა და მარსს შორის).

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 კუთხოვან 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%). აჩქარება თავისუფალი ვარდნაეკვატორზე არის 3,711 მ/წმ (0,378 დედამიწა); პირველი სივრცის სიჩქარეარის 3,6 კმ/წმ, მეორე კი 5,027 კმ/წმ.

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

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 ზონდის დაშვების ადგილზე დაფიქსირდა ზედაპირული წნევა 6,1 მილიბარი, რაც იმ დროს ითვლებოდა პლანეტაზე საშუალო წნევად 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. როცა საკმარისია მაღალი ტემპერატურაწყალი 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 სპექტრალმა AMC-ის დაკვირვებებიმარსი-3. 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 K-დან.

კარლ სეიგანის ცენტრის მკვლევარების აზრით, ბოლო ათწლეულებისმარსი დათბობის პროცესშია. 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 ახლოს და აწევს ჰაერში დიდი რიცხვიქვიშა და მტვერი. მორევები ხშირად შეინიშნება დედამიწაზე (in ინგლისურენოვანი ქვეყნებიმათ უწოდებენ მტვრის დემონებს - მტვრის ეშმაკს), მაგრამ მარსზე მათ შეუძლიათ მიაღწიონ ბევრად უფრო დიდ ზომებს: 10-ჯერ უფრო მაღალი და 50-ჯერ უფრო ფართო, ვიდრე დედამიწაზე. 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 შუქით დაფარული ზედაპირის ფართობის თანაფარდობის ცვლილებასთან და ბნელი მატერია.

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 თქმით, ადრეული გეოლოგიური ეტაპილითოსფერული ფირფიტები "შეეყარა" (შესაძლოა შემთხვევით) ერთ ნახევარსფეროში, როგორც კონტინენტი პანგეა დედამიწაზე და შემდეგ "გაყინული" ამ მდგომარეობაში. კიდევ ერთი ჰიპოთეზა ეხება მარსის შეჯახებას კოსმოსური სხეულიპლუტონის ზომა.
ტოპოგრაფიული რუკამარსი, Mars Global Surveyor-ის მიხედვით, 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 ზედაპირს აქვს დიდი მოტეხილობები და შეკუმშვა, ზოგჯერ ეროზია (მეწყრების ან კატასტროფული გათავისუფლების გამო). მიწისქვეშა წყლები), ასევე თხევადი ლავით დატბორვა. 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

გარეგნობამარსი მნიშვნელოვნად განსხვავდება სეზონების მიხედვით. 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 ზრდას და გადაადგილებას. დიდი მასებიგაზი 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. ფლაგსტაფის ლოველის ობსერვატორიაში, 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".

გორაკი, რომელსაც მიტჩელის მთები ეწოდა, მარსის სამხრეთ პოლუსთან ახლოს, როდესაც პოლარული ქუდი დნება, ჰგავს თეთრი კუნძული, ვინაიდან 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, რომლებიც წააგავს წყლის ეროზიას, კერძოდ, გამხმარი მდინარის კალაპოტს. ერთი ჰიპოთეზის მიხედვით, ეს არხები შეიძლებოდა ჩამოყალიბებულიყო მოკლევადიანი კატასტროფული მოვლენების შედეგად და არ არის მდინარის სისტემის გრძელვადიანი 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 კმ-ზე მეტი იყო.

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

გარდა ამისა, გორაკების ფერდობებზე აღმოჩენილია მუქი ზოლები, რაც მიუთითებს ზედაპირზე თხევადი მარილიანი წყლის გამოჩენაზე ჩვენს დროში. ისინი მალევე გამოჩნდებიან ზაფხულის პერიოდიდა გაქრება ზამთარში, "მოდინება გარშემო" სხვადასხვა დაბრკოლებები, შერწყმა და განსხვავებები. „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. თუ ვიმსჯელებთ 2007 წელს გადაღებული მარსის სადაზვერვო თანამგზავრის გამოსახულების მიხედვით, ერთ-ერთი მათგანის დიამეტრი 150 მეტრია, კედლის განათებული ნაწილი კი არანაკლებ 178 მეტრის სიღრმეზე მიდის. წამოაყენეს ჰიპოთეზა ამ წარმონაქმნების ვულკანური წარმოშობის შესახებ.

პრაიმინგი

მარსის ნიადაგის ზედაპირული ფენის ელემენტარული შემადგენლობა, სადესანტო მანქანების 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. არსებობს გოგირდის ნაერთების, კალციუმის, ალუმინის, მაგნიუმის, ნატრიუმის მნიშვნელოვანი მინარევები (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, განსხვავება მაქსიმალური სიმაღლევულკანები შეიძლება აიხსნას იმით, რომ მარსზე დაბალი გრავიტაციის გამო, შესაძლებელია უფრო მაღალი სტრუქტურების აშენება, რომლებიც არ დაინგრევა საკუთარი წონის ქვეშ.

მარსის და სხვა ხმელეთის პლანეტების სტრუქტურის შედარება

თანამედროვე მოდელები შიდა სტრუქტურამარსი ვარაუდობს, რომ მარსი შედგება ქერქისგან, რომლის საშუალო სისქეა 50 კმ (და მაქსიმალური სისქე 130 კმ-მდე), სილიკატური მანტია 1800 კმ სისქით და ბირთვი 1480 კმ რადიუსით. 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. სავარაუდოდ, ფაზის გადასვლაოლივინი სპინელის მოდიფიკაცია 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.

ორბიტიდან დაკვირვებით და კოლექციის ანალიზით მარსის მეტეორიტებიმარსის 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.

1999 წელს გამოქვეყნებული და 2005 წელს ხელახალი ტესტირება (უპილოტო Mars Global Surveyor-ის გამოყენებით) ერთი თეორია ვარაუდობს, 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 ორაზროვან პუნქტებს და სადავოა სამეცნიერო საზოგადოება.

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 ბევრი ფოტოქიმიური რეაქციებიმზის რადიაციის გავლენის ქვეშ, რომელიც ხდება დედამიწაზე იონოსფეროში და ზემოთ, მარსზე შეიძლება დაფიქსირდეს თითქმის მის ზედაპირზე.

მარსის გეოლოგიური ისტორია მოიცავს შემდეგ სამ ეპოქას:

ნოახის ეპოქა (სახელი "ნოაშის 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 ეპოქაში ჩამოყალიბებულ რეგიონებს ძალიან ცოტა აქვთ მეტეორიტის კრატერებიმაგრამ სხვაგვარად ისინი სრულიად განსხვავდებიან. ამ პერიოდში ჩამოყალიბდა მთა ოლიმპი. ამ დროს მარსის სხვა ნაწილებში ლავის ნაკადები იღვრებოდა.

მარსის მთვარეები

ბუნებრივი თანამგზავრებიმარსი არის 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 დატყვევებულს გრავიტაციული ველიმარსის ასტეროიდები, როგორიცაა (5261) ევრიკა 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 უფრო ახლოსაა პლანეტასთან და უფრო მასიურია, მეტეორიტის ზემოქმედების დროს ამოფრქვეული მასალა ან კვლავ შეეჯახა ზედაპირს ან დაეცა მარსზე, ხოლო დეიმოსზე ის. დიდი დროდარჩა თანამგზავრის ირგვლივ ორბიტაზე, თანდათან დასახლდა და დამალა 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.

სხვა მრავალი ხილვა და განცხადებები ცნობილი ხალხიამ თემის ირგვლივ წარმოშვა ეგრეთ წოდებული „მარსის ცხელება“. 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 ე.წ სასიცოცხლო ზონა, 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 ფართობზე. ხანგრძლივი პერიოდი. 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 ნაწილაკების დაბომბვისგან. მზის ქარიგარდა ამისა, როდესაც თბება, წყალი მყისიერად აორთქლდება, გვერდის ავლით თხევად მდგომარეობას დაბალი წნევის გამო. მარსი ასევე ზღურბლზეა ე.წ. "გეოლოგიური სიკვდილი". ვულკანური აქტივობის დასრულებამ აშკარად შეაჩერა მინერალების მიმოქცევა და ქიმიური ელემენტებიზედაპირსა და შიგნითპლანეტები.

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 ეს სერთიფიკატიმარსზე სიცოცხლე სადავოა ზოგიერთი მეცნიერის მიერ [ვის მიერ?]. 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. ნუტრიენტებინიადაგში საკმარისია სიცოცხლის შესანარჩუნებლად, მაგრამ სიცოცხლის ფორმები დაცული უნდა იყოს ინტენსიური ულტრაიისფერი შუქი.

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. Იმის გამო ასტრონომიული პოზიციამარსი მზის სისტემაში, ატმოსფეროს მახასიათებლები, მარსის და მისი თანამგზავრების რევოლუციის პერიოდი, მარსის ღამის ცის სურათი (და პლანეტაზე დაკვირვებული ასტრონომიული ფენომენები) განსხვავდება დედამიწისგან და მრავალი თვალსაზრისით გამოიყურება უჩვეულო და საინტერესო. .

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 ფერს იღებს იასამნისფერი ელფერიღრუბლებში 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 არის ვენერა, მეორე ადგილზეა იუპიტერი (მისი ოთხი ყველაზე დიდი თანამგზავრიშესაძლებელია ტელესკოპის გარეშე დაკვირვება), მესამეზე - დედამიწა.

დედამიწა მარსთან მიმართებაში არის შიდა პლანეტა, ისევე როგორც ვენერა დედამიწაზე. შესაბამისად, მარსიდან დედამიწას აკვირდებიან როგორც დილა ან საღამოს ვარსკვლავი, ამოსვლა გამთენიამდე 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 ირგვლივ მთვარის ბრუნს მარსიდან დააკვირდებიან: დედამიწიდან მთვარის მაქსიმალურ კუთხურ მანძილზე შეუიარაღებელი თვალი ადვილად გამოყოფს მთვარეს და დედამიწას: ერთ კვირაში მთვარის "ვარსკვლავები" და დედამიწა გაერთიანდება თვალით განუყოფელ ვარსკვლავად, კიდევ ერთ კვირაში მთვარე კვლავ გამოჩნდება მაქსიმალური მანძილიმაგრამ 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. შიშველი თვალიგამოყოფს ფობოსის რელიეფის უდიდეს დეტალს - სტიკნის კრატერს. დეიმოსი ამოდის აღმოსავლეთით და ჩადის დასავლეთით, ჰგავს კაშკაშა ვარსკვლავიშესამჩნევი ხილული დისკის გარეშე, მაგნიტუდა დაახლოებით -5 (დედამიწის ცაზე ვენერაზე ოდნავ კაშკაშა), ნელ-ნელა კვეთს 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 ჩრდილოეთ პოლუსი, პლანეტის ღერძის დახრის გამო, თანავარსკვლავედშია გოდოლის (ეკვატორული კოორდინატები: მარჯვენა ასვლა 21სთ 10მ 42წმ, დახრილობა +52° 53,0? და არ არის მონიშნული კაშკაშა ვარსკვლავით: ყველაზე ახლოს პოლუსთან. არის მეექვსე სიდიდის ბუნდოვანი ვარსკვლავი BD +52 2880 (მისი სხვა აღნიშვნებია HR 8106, HD 201834, SAO 33185). სამხრეთ პოლუსისსამყარო (კოორდინატები 9h 10m 42s და -52 ° 53.0) არის რამდენიმე გრადუსით ვარსკვლავი Kappa Sails (მოჩვენებითი სიდიდე 2.5) - ის, პრინციპში, შეიძლება ჩაითვალოს სამხრეთით. პოლარული ვარსკვლავიმარსი.

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. , გაივლის 6 დღის განმავლობაში თანავარსკვლავედის კეტუსის ჩრდილოეთ ნაწილში, სანამ როგორ შევა ისევ თევზების დასავლეთ ნაწილში.

მარსის შესწავლის ისტორია

მარსის შესწავლა დიდი ხნის წინ დაიწყო, თუნდაც 3,5 ათასი წლის წინ Უძველესი ეგვიპტე. მარსის პოზიციის შესახებ პირველი დეტალური მოხსენებები გაკეთდა ბაბილონის ასტრონომების მიერ, რომლებმაც შეიმუშავეს სერია მათემატიკური მეთოდებიპლანეტის პოზიციის პროგნოზირება. 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 მზის სისტემის წრიული გამოყენებით. პლანეტარული ორბიტები. მისი შედეგები გადაამოწმა იოჰანეს კეპლერმა, რომელმაც შემოიტანა უფრო ზუსტი ელიფსური ორბიტა მარსისთვის, რომელიც დაემთხვა დაკვირვებულ ორბიტას.

1659 წელს ფრანჩესკო ფონტანამ, რომელიც მარსს ტელესკოპით უყურებდა, პლანეტის პირველი ნახატი გააკეთა. მან ნახა შავი ლაქაკარგად 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, კიმერიის ზღვებს; მზის, მთვარის და ფენიქსის ტბები.

მარსზე ტელესკოპური დაკვირვების აყვავების პერიოდი დაეცა გვიანი XIX- მეოცე საუკუნის შუა ხანები. 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 ცნობილია სკიაპარელი, პერსივალ ლოველი, სლაიფერი, ანტონიადი, ბარნარდი, ჟარი-დელოჟი, ლ. ედი, ტიხოვი, ვოკულერსი. სწორედ მათ ჩაუყარეს საფუძველი არეოგრაფიას და შეადგინეს მარსის ზედაპირის პირველი დეტალური რუქები – თუმცა ისინი თითქმის სრულიად მცდარი აღმოჩნდნენ მას შემდეგ, რაც ავტომატური ზონდები გაფრინდნენ მარსზე.

მარსის კოლონიზაცია

მარსის სავარაუდო ხედი ტერაფორმირების შემდეგ

დედამიწასთან შედარებით ახლოს ბუნებრივი პირობებიგააადვილეთ ეს ამოცანა. კერძოდ, დედამიწაზე არის ადგილები, სადაც ბუნებრივი პირობები მარსის მსგავსია. უკიდურესად დაბალი ტემპერატურა არქტიკასა და ანტარქტიდაში ყველაზე მეტადაც კი შედარებულია დაბალი ტემპერატურამარსზე, ხოლო მარსის ეკვატორზე ზაფხულის თვეებში ის 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 გამოსხივება. ამერიკული უპილოტო მანქანის მარსის ოდისეის მიერ ჩატარებულმა გაზომვებმა აჩვენა, რომ მარსის ორბიტაზე რადიაციული ფონი 2,2-ჯერ აღემატება საერთაშორისო რადიაციულ ფონს. კოსმოსური სადგური. 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 ასტრონავტების 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. 4Frontiers Corporation-ის თანახმად, ისინი საკმარისია არა მხოლოდ მარსის, არამედ მთვარის, დედამიწისა და ასტეროიდების სარტყელი.

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.