Marte, a patra planetă de la Soare, este una dintre cele mai mici planete din sistemul solar - este a doua numai după foarte mic Mercur în acest sens. Dacă comparăm Marte cu Pământul, atunci comparația la prima vedere nu va fi în mod clar în favoarea primei:

• diametrul lui Marte este de 53% din diametrul Pământului (6739,8 km față de 12742 km).
• Masa lui Marte este de numai 10,7% din masa Pământului.
• suprafața totală a lui Marte este doar puțin mai mică decât suprafața terestră a Pământului (144.371.391 km² față de 148.940.000 km²).

Cu toate acestea, răspunsul la o întrebare simplă - cât de mare este Marte, nu este atât de simplu, pentru că vorbim despre o planetă întreagă, deși nu o dimensiune foarte impresionantă. Totul depinde de ceea ce compari si cum gandesti!

Diametrul și circumferința lui Marte

În ciuda regularității aparente a formei, Marte nu este o sferă, ci o sferoidă aplatizată de la poli (totuși, la fel ca Pământul). Ce înseamnă? Este simplu - orice planetă se rotește în jurul axei sale și, deși nu observăm acest lucru de la suprafață, pentru un observator din exterior această rotație este extrem de rapidă. Marte, de exemplu, face o rotație completă în jurul axei sale în 24,6 ore (respectiv, acest număr este durata zilei marțiane). Planeta se rotește și, sub acțiunea forțelor centrifuge, masa sa este distribuită neuniform, drept urmare planeta „se comprimă” la poli și o „explodează” la ecuator.

Din această cauză, diametrul lui Marte de-a lungul ecuatorului este de 6.794 km, dar diametrul de la pol la pol este de 6.752 km. Astfel, circumferința lui Marte de-a lungul ecuatorului va fi egală cu 21343 km, iar de-a lungul polilor - 21244 km.

Masa și gravitația pe Marte

Masa lui Marte este de 6,42 x 10 23 kg, adică de aproximativ 10 ori mai mică decât cea a Pământului. Desigur, acest lucru afectează și forța gravitației. Forța gravitației pe Marte este de 38% din gravitația Pământului, așa că o persoană de 100 de kilograme pe Pământ ar cântări 38 de kilograme pe Marte.

Aceasta, apropo, explică natura „meteoriților marțieni” care se găsesc și pe Pământ - aici este mult mai ușor pentru o piatră doborâtă de o lovitură puternică de la suprafața planetei să părăsească o planetă cu gravitație scăzută.

Marte înregistrează

În ciuda dimensiunilor sale modeste, există ceva pe Marte care poate surprinde pe oricine cu parametrii săi. Există cel puțin două astfel de lucruri aici: Mariner Valley și Muntele Olimp.

Valea Marinarului Descoperit în 1971 de sonda Mariner 9, este un sistem de canion gigantic care se întinde pe 4.000 de kilometri de la est la vest și are până la 10 kilometri adâncime. Dacă acest hulk ar fi pe Pământ, ar traversa întreaga Australie de la nord la sud, sau, să zicem, teritoriul Statelor Unite de la vest la est! Ce să spun despre Marte - aici Valea Mariner se întinde pe 1/5 din suprafața planetei și arată ca o cicatrice monstruoasă lăsată în timpuri imemoriale de un imens corp cosmic care a lovit Marte tangențial.

Muntele Olimp cu adevărat demn de numele său - un vulcan uriaș stins se ridică la 27 de kilometri deasupra suprafeței lui Marte - doar gândește-te, aceștia sunt trei munți Everest stivuiți unul peste altul! Muntele Olimp este atât de mare încât nu are analogi în sistemul solar - un vulcan atât de uriaș este doar pe Marte. Diametrul Olimpului este de 600 de kilometri. Pentru a parcurge o astfel de distanță în linie dreaptă, conducând o mașină cu o viteză de 90 km/h, ar trebui să conduceți 7 ore.

Marte este a patra cea mai mare planetă de la Soare și a șaptea (penultima) cea mai mare planetă din sistemul solar; masa planetei este de 10,7% din masa Pământului. Numit după Marte - vechiul zeu roman al războiului, corespunzător vechiului grec Ares. Marte este uneori denumită „planeta roșie” din cauza nuanței roșiatice a suprafeței pe care i-o oferă oxidul de fier.

Marte este o planetă terestră cu o atmosferă rarefiată (presiunea la suprafață este de 160 de ori mai mică decât cea a pământului). Caracteristicile reliefului de suprafață al lui Marte pot fi considerate cratere de impact precum cele ale lunii, precum și vulcani, văi, deșerturi și calote polare precum cele ale pământului.

Marte are doi sateliți naturali - Phobos și Deimos (tradus din greaca veche - „frică” și „groază” - numele celor doi fii ai lui Ares care l-au însoțit în luptă), care sunt relativ mici (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km diametru) și au o formă neregulată.

Marile opoziții ale lui Marte, 1830-2035

An	data	Distanța a. e.
1830	19 septembrie	0,388
1845	18 august	0,373
1860	17 iulie	0,393
1877	5 septembrie	0,377
1892	4 august	0,378
1909	24 septembrie	0,392
1924	23 august	0,373
1939	23 iulie	0,390
1956	10 septembrie	0,379
1971	10 august	0,378
1988	22 septembrie	0,394
2003	28 august	0,373
2018	27 iulie	0,386
2035	15 septembrie	0,382

Marte este a patra cea mai mare planetă de la Soare (după Mercur, Venus și Pământ) și a șaptea ca mărime (depășește doar Mercur ca masă și diametru) planetă a sistemului solar. Masa lui Marte este de 10,7% din masa Pământului (6,423 1023 kg față de 5,9736 1024 kg pentru Pământ), volumul este de 0,15 din volumul Pământului, iar diametrul liniar mediu este de 0,53 din diametrul Pământului. (6800 km).

Relieful lui Marte are multe caracteristici unice. Vulcanul stins marțian, Muntele Olimp este cel mai înalt munte din sistemul solar, iar Valea Mariner este cel mai mare canion. În plus, în iunie 2008, trei lucrări publicate în revista Nature au prezentat dovezi ale existenței celui mai mare crater de impact cunoscut din sistemul solar din emisfera nordică a lui Marte. Are 10.600 km lungime și 8.500 km lățime, de aproximativ patru ori mai mare decât cel mai mare crater de impact descoperit anterior pe Marte, în apropierea polului său sudic.

Pe lângă topografia similară a suprafeței, Marte are o perioadă de rotație și sezoane similare cu cele ale Pământului, dar clima sa este mult mai rece și mai uscată decât cea a Pământului.

Până la primul zbor pe Marte de către nava spațială Mariner 4, în 1965, mulți cercetători credeau că pe suprafața sa era apă lichidă. Această opinie s-a bazat pe observații ale schimbărilor periodice în zonele luminoase și întunecate, în special la latitudinile polare, care erau similare cu continentele și mările. Brazde întunecate de pe suprafața lui Marte au fost interpretate de unii observatori drept canale de irigare pentru apă lichidă. S-a dovedit ulterior că aceste brazde erau o iluzie optică.

Datorită presiunii scăzute, apa nu poate exista în stare lichidă pe suprafața lui Marte, dar este probabil că condițiile au fost diferite în trecut și, prin urmare, prezența vieții primitive pe planetă nu poate fi exclusă. Pe 31 iulie 2008, apa în stare de gheață a fost descoperită pe Marte de sonda spațială Phoenix a NASA.

În februarie 2009, constelația de cercetare orbitală de pe orbita lui Marte avea trei nave spațiale funcționale: Mars Odyssey, Mars Express și Mars Reconnaissance Satellite, mai mult decât în ​​jurul oricărei alte planete în afară de Pământ.

Suprafața lui Marte este explorată în prezent de două rovere: „Spirit” și „Oportunitate”. Există, de asemenea, mai multe aterizare și rover-uri inactive pe suprafața lui Marte care au finalizat cercetările.

Datele geologice pe care le-au colectat sugerează că cea mai mare parte a suprafeței lui Marte a fost anterior acoperită cu apă. Observațiile din ultimul deceniu au făcut posibilă detectarea unei activități slabe a gheizerelor în unele locuri de pe suprafața lui Marte. Conform observațiilor de la sonda Mars Global Surveyor, unele părți ale calotei polare de sud a lui Marte se retrag treptat.

Marte poate fi văzut de pe Pământ cu ochiul liber. Magnitudinea sa aparentă stelară atinge 2,91 m (la cea mai apropiată apropiere de Pământ), cedând în strălucire doar lui Jupiter (și chiar și atunci nu întotdeauna în timpul marii confruntări) și Venus (dar doar dimineața sau seara). De regulă, în timpul unei mari opoziții, Marte portocaliu este cel mai strălucitor obiect de pe cerul nopții al pământului, dar acest lucru se întâmplă doar o dată la 15-17 ani, timp de una sau două săptămâni.

Caracteristicile orbitale

Distanța minimă de la Marte la Pământ este de 55,76 milioane km (când Pământul se află exact între Soare și Marte), maxima este de aproximativ 401 milioane km (când Soarele se află exact între Pământ și Marte).

Distanța medie de la Marte la Soare este de 228 milioane km (1,52 UA), perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 687 de zile pământești. Orbita lui Marte are o excentricitate destul de vizibilă (0,0934), astfel că distanța până la Soare variază de la 206,6 la 249,2 milioane km. Înclinația orbitală a lui Marte este de 1,85°.

Marte este cel mai aproape de Pământ în timpul opoziției, când planeta se află în direcția opusă față de Soare. Opozițiile se repetă la fiecare 26 de luni în diferite puncte de pe orbita lui Marte și a Pământului. Dar o dată la 15-17 ani, opoziția are loc într-un moment în care Marte este aproape de periheliu; în aceste așa-numite mari opoziții (ultima a fost în august 2003), distanța până la planetă este minimă, iar Marte atinge cea mai mare dimensiune unghiulară de 25,1" și luminozitate de 2,88m.

caracteristici fizice

Comparația dimensiunilor Pământului (raza medie 6371 km) și Marte (raza medie 3386,2 km)

În ceea ce privește dimensiunea liniară, Marte are aproape jumătate din dimensiunea Pământului - raza lui ecuatorială este de 3396,9 km (53,2% din cea a Pământului). Suprafața lui Marte este aproximativ egală cu suprafața terestră a Pământului.

Raza polară a lui Marte este cu aproximativ 20 km mai mică decât cea ecuatorială, deși perioada de rotație a planetei este mai lungă decât cea a Pământului, ceea ce dă motive să presupunem o modificare a vitezei de rotație a lui Marte în timp.

Masa planetei este de 6.418 1023 kg (11% din masa Pământului). Accelerația de cădere liberă la ecuator este de 3,711 m/s (0,378 Pământ); prima viteză de evacuare este de 3,6 km/s, iar a doua este de 5,027 km/s.

Perioada de rotație a planetei este de 24 ore 37 minute 22,7 secunde. Astfel, un an marțian este format din 668,6 zile solare marțiane (numite sol).

Marte se rotește în jurul axei sale, care este înclinată pe planul perpendicular al orbitei la un unghi de 24°56?. Înclinarea axei de rotație a lui Marte provoacă schimbarea anotimpurilor. În același timp, alungirea orbitei duce la diferențe mari în durata lor - de exemplu, primăvara și vara nordică, luate împreună, durează 371 de soli, adică semnificativ mai mult de jumătate din anul marțian. În același timp, ele cad în partea de pe orbită a lui Marte care este cea mai îndepărtată de Soare. Prin urmare, pe Marte, verile nordice sunt lungi și răcoroase, în timp ce verile sudice sunt scurte și calde.

Atmosfera si clima

Atmosfera lui Marte, fotografie cu orbiterul Viking, 1976. „Craterul zâmbitor” al lui Halle este vizibil în stânga

Temperatura de pe planetă variază de la -153 la pol în timpul iernii până la peste +20 °C la ecuator la prânz. Temperatura medie este de -50°C.

Atmosfera lui Marte, care constă în principal din dioxid de carbon, este foarte rarefiată. Presiunea la suprafața lui Marte este de 160 de ori mai mică decât cea a Pământului - 6,1 mbar la nivelul mediu al suprafeței. Datorită diferenței mari de altitudine de pe Marte, presiunea din apropierea suprafeței variază foarte mult. Grosimea aproximativă a atmosferei este de 110 km.

Potrivit NASA (2004), atmosfera lui Marte este formată din 95,32% dioxid de carbon; mai conține 2,7% azot, 1,6% argon, 0,13% oxigen, 210 ppm vapori de apă, 0,08% monoxid de carbon, oxid nitric (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, hidrogen de apă semi-grea- deuteriu-oxigen (HDO) 0,85 ppm, kripton (Kr) 0,3 ppm, xenon (Xe) - 0,08 ppm.

Conform datelor vehiculului de coborâre AMS Viking (1976), în atmosfera marțiană au fost determinate aproximativ 1-2% argon, 2-3% azot și 95% dioxid de carbon. Conform datelor AMS „Mars-2” și „Mars-3”, limita inferioară a ionosferei se află la o altitudine de 80 km, densitatea maximă de electroni de 1,7 105 electroni / cm3 este situată la o altitudine de 138 km. , celelalte două maxime sunt la altitudini de 85 și 107 km.

Translucidența radio a atmosferei la unde radio de 8 și 32 cm de către AMS „Mars-4” la 10 februarie 1974 a arătat prezența ionosferei pe timp de noapte a lui Marte cu maximul principal de ionizare la o altitudine de 110 km și o densitate de electroni. de 4,6 103 electroni / cm3, precum și maxime secundare la o altitudine de 65 și 185 km.

Presiunea atmosferică

Conform datelor NASA pentru 2004, presiunea atmosferei pe raza medie este de 6,36 mb. Densitatea la suprafață este de ~0,020 kg/m3, masa totală a atmosferei este de ~2,5 1016 kg.
Schimbarea presiunii atmosferice pe Marte în funcție de ora din zi, înregistrată de aterizatorul Mars Pathfinder în 1997.

Spre deosebire de Pământ, masa atmosferei marțiane variază foarte mult pe parcursul anului din cauza topirii și înghețului calotelor polare care conțin dioxid de carbon. În timpul iernii, 20-30 la sută din întreaga atmosferă este înghețată pe calota polară, care constă din dioxid de carbon. Căderile de presiune sezoniere, în funcție de diverse surse, sunt următoarele valori:

Conform NASA (2004): de la 4,0 la 8,7 mbar la raza medie;
După Encarta (2000): 6 până la 10 mbar;
După Zubrin şi Wagner (1996): 7 până la 10 mbar;
Conform aterizatorului Viking-1: de la 6,9 la 9 mbar;
Conform aterizatorului Mars Pathfinder: de la 6,7 ​​mbar.

Bazinul Hellas Impact este cel mai adânc loc pentru a găsi cea mai mare presiune atmosferică de pe Marte

La locul de aterizare a sondei AMC Mars-6 din Marea Eritreea a fost înregistrată o presiune de suprafață de 6,1 milibari, care la acea vreme era considerată presiunea medie pe planetă, iar de la acest nivel s-a convenit să se numere înălțimile și adâncimi pe Marte. Conform datelor acestui aparat, obținute în timpul coborârii, tropopauza este situată la o altitudine de aproximativ 30 km, unde presiunea este de 5·10-7 g/cm3 (ca și pe Pământ la o altitudine de 57 km).

Regiunea Hellas (Marte) este atât de adâncă încât presiunea atmosferică atinge aproximativ 12,4 milibari, care este deasupra punctului triplu al apei (~6,1 mb) și sub punctul de fierbere. La o temperatură suficient de ridicată, apa ar putea exista acolo în stare lichidă; la această presiune însă apa fierbe și se transformă în abur deja la +10 °C.

În vârful celui mai înalt vulcan de 27 km, Olimp, presiunea poate fi între 0,5 și 1 mbar (Zurek 1992).

Înainte de aterizare pe suprafața lui Marte, presiunea a fost măsurată prin atenuarea semnalelor radio de la AMS Mariner-4, Mariner-6 și Mariner-7 când au intrat pe discul marțian - 6,5 ± 2,0 mb la nivelul mediu al suprafeței, care este de 160. ori mai puțin decât cel pământesc; același rezultat a fost arătat de observațiile spectrale ale AMS Mars-3. În același timp, în zonele situate sub nivelul mediu (de exemplu, în Amazonul marțian), presiunea, conform acestor măsurători, ajunge la 12 mb.

Din anii 1930 Astronomii sovietici au încercat să determine presiunea atmosferei folosind fotometria fotografică - prin distribuția luminozității de-a lungul diametrului discului în diferite game de unde luminoase. În acest scop, oamenii de știință francezi B. Lyo și O. Dollfus au făcut observații despre polarizarea luminii împrăștiate de atmosfera marțiană. Un rezumat al observațiilor optice a fost publicat de astronomul american J. de Vaucouleurs în 1951 și au obținut o presiune de 85 mb, supraestimată de aproape 15 ori din cauza interferenței prafului atmosferic.

Climat

O fotografie microscopică a unui nodul de hematită de 1,3 cm făcută de roverul Opportunity pe 2 martie 2004 arată prezența apei lichide în trecut

Clima, ca și pe Pământ, este sezonieră. În sezonul rece, chiar și în afara calotelor polare, la suprafață se poate forma îngheț ușor. Aparatul Phoenix a înregistrat zăpadă, dar fulgii de nea s-au evaporat înainte de a ajunge la suprafață.

Potrivit NASA (2004), temperatura medie este de ~210 K (-63 °C). Potrivit vikingilor, intervalul de temperatură zilnic este de la 184 K la 242 K (de la -89 la -31 °C) (Viking-1), iar viteza vântului: 2-7 m/s (vara), 5-10 m /s (toamna), 17-30 m/s (furtună de praf).

Potrivit sondei de aterizare Mars-6, temperatura medie a troposferei Marte este de 228 K, în troposferă temperatura scade în medie cu 2,5 grade pe kilometru, iar stratosfera de deasupra tropopauzei (30 km) are o temperatură aproape constantă. de 144 K.

Potrivit cercetătorilor de la Centrul Carl Sagan, procesul de încălzire a avut loc pe Marte în ultimele decenii. Alți experți consideră că este prea devreme pentru a trage astfel de concluzii.

Există dovezi că în trecut atmosfera ar fi putut fi mai densă, iar clima caldă și umedă, și apă lichidă a existat pe suprafața lui Marte și a plouat. Dovada acestei ipoteze este analiza meteoritului ALH 84001, care a arătat că în urmă cu aproximativ 4 miliarde de ani temperatura lui Marte era de 18 ± 4 °C.

vârtejuri de praf

Vârtejele de praf fotografiate de roverul Opportunity pe 15 mai 2005. Numerele din colțul din stânga jos indică timpul în secunde de la primul cadru.

Din anii 1970 ca parte a programului Viking, precum și a roverului Opportunity și a altor vehicule, au fost înregistrate numeroase vârtejuri de praf. Acestea sunt turbulențe de aer care apar lângă suprafața planetei și ridică o cantitate mare de nisip și praf în aer. Vortexurile sunt adesea observate pe Pământ (în țările vorbitoare de limbă engleză se numesc demoni de praf - dust devil), dar pe Marte pot atinge dimensiuni mult mai mari: de 10 ori mai mari și de 50 de ori mai late decât pământul. În martie 2005, un vortex a îndepărtat panourile solare de pe roverul Spirit.

Suprafaţă

Două treimi din suprafața lui Marte este ocupată de zone luminoase, numite continente, aproximativ o treime - de zone întunecate, numite mări. Mările sunt concentrate în principal în emisfera sudică a planetei, între 10 și 40° latitudine. Există doar două mari mari în emisfera nordică - Acidalian și Marele Syrt.

Natura zonelor întunecate este încă o chestiune de controversă. Ele persistă, în ciuda faptului că furtunile de praf fac furtună pe Marte. La un moment dat, acest lucru a servit drept argument în favoarea presupunerii că zonele întunecate sunt acoperite cu vegetație. Acum se crede că acestea sunt doar zone din care, datorită reliefului lor, praful este ușor suflat. Imaginile la scară largă arată că, de fapt, zonele întunecate constau din grupuri de benzi întunecate și pete asociate cu cratere, dealuri și alte obstacole în calea vântului. Modificările sezoniere și pe termen lung ale dimensiunii și formei lor sunt aparent asociate cu o schimbare a raportului suprafețelor acoperite cu materie luminoasă și întunecată.

Emisferele lui Marte sunt destul de diferite în natura suprafeței. În emisfera sudică, suprafața se află la 1-2 km deasupra nivelului mediu și este dens punctată cu cratere. Această parte a lui Marte seamănă cu continentele lunare. În nord, cea mai mare parte a suprafeței este sub medie, există puține cratere, iar cea mai mare parte este ocupată de câmpii relativ netede, formate probabil ca urmare a inundațiilor și eroziunii lavei. Această diferență între emisfere rămâne o chestiune de dezbatere. Limita dintre emisfere urmează aproximativ un cerc mare înclinat la 30° față de ecuator. Limita este lată și neregulată și formează o pantă spre nord. De-a lungul acestuia se află cele mai erodate zone ale suprafeței marțiane.

Două ipoteze alternative au fost înaintate pentru a explica asimetria emisferelor. Potrivit unuia dintre ei, într-un stadiu geologic timpuriu, plăcile litosferice „s-au reunit” (poate accidental) într-o singură emisferă, ca continentul Pangea de pe Pământ, și apoi au „înghețat” în această poziție. O altă ipoteză implică ciocnirea lui Marte cu un corp spațial de mărimea lui Pluto.
Harta topografică a lui Marte, de la Mars Global Surveyor, 1999

Un număr mare de cratere din emisfera sudică sugerează că suprafața de aici este veche - 3-4 miliarde de ani. Există mai multe tipuri de cratere: cratere mari cu fundul plat, cratere mai mici și mai tinere în formă de cupă asemănătoare cu luna, cratere înconjurate de un meterez și cratere înălțate. Ultimele două tipuri sunt unice pentru Marte - cratere cu margini formate în cazul în care ejecta lichidă curgea peste suprafață și cratere înălțate formate unde o pătură ejecta craterului a protejat suprafața de eroziunea vântului. Cea mai mare caracteristică de origine a impactului este Câmpia Hellas (aproximativ 2100 km diametru).

Într-o regiune de peisaj haotic din apropierea graniței emisferice, suprafața a experimentat zone mari de fractură și compresie, uneori urmate de eroziune (datorită alunecărilor de teren sau eliberării catastrofale a apei subterane) și inundații cu lavă lichidă. Peisajele haotice se găsesc adesea la capătul unor canale mari tăiate de apă. Cea mai acceptabilă ipoteză pentru formarea articulațiilor lor este topirea bruscă a gheții subterane.

Mariner Valleys pe Marte

În emisfera nordică, pe lângă vastele câmpii vulcanice, există două zone de vulcani mari - Tharsis și Elysium. Tharsis este o vastă câmpie vulcanică cu o lungime de 2000 km, atingând o înălțime de 10 km peste nivelul mediu. Pe el se află trei vulcani scut mari - Muntele Arsia, Muntele Pavlina și Muntele Askriyskaya. La marginea lui Tharsis se află cel mai înalt munte de pe Marte și din sistemul solar, Muntele Olimp. Olimpul atinge 27 km înălțime în raport cu baza sa și 25 km în raport cu nivelul mediu al suprafeței lui Marte și acoperă o suprafață de 550 km în diametru, înconjurat de stânci, în locuri atingând 7 km în înălţime. Volumul Muntelui Olimp este de 10 ori mai mare decât cel mai mare vulcan de pe Pământ, Mauna Kea. Mai mulți vulcani mai mici sunt, de asemenea, localizați aici. Elysium - un deal cu până la șase kilometri deasupra nivelului mediu, cu trei vulcani - domul lui Hecate, muntele Elysius și domul Albor.

Potrivit altora (Faure și Mensing, 2007), înălțimea Olimpului este de 21.287 metri deasupra zero și 18 kilometri deasupra zonei înconjurătoare, iar diametrul bazei este de aproximativ 600 km. Baza acoperă o suprafață de 282.600 km2. Caldera (depresiunea din centrul vulcanului) are 70 km lățime și 3 km adâncime.

Ținutul Tharsis este, de asemenea, traversat de multe falii tectonice, adesea foarte complexe și extinse. Cea mai mare dintre ele - văile Mariner - se întinde în direcția latitudinală pe aproape 4000 km (un sfert din circumferința planetei), atingând o lățime de 600 și o adâncime de 7-10 km; această greșeală este comparabilă ca dimensiune cu Rift-ul Africii de Est de pe Pământ. Pe pantele sale abrupte au loc cele mai mari alunecări de teren din sistemul solar. Văile Mariner sunt cel mai mare canion cunoscut din sistemul solar. Canionul, care a fost descoperit de nava spațială Mariner 9 în 1971, ar putea acoperi întregul teritoriu al Statelor Unite, de la ocean la ocean.

O panoramă a craterului Victoria realizată de roverul Opportunity. A fost filmat timp de trei săptămâni, între 16 octombrie și 6 noiembrie 2006.

Panoramă a suprafeței lui Marte în regiunea Husband Hill, realizată de roverul Spirit în perioada 23-28 noiembrie 2005.

Gheață și calote polare

Calota polară nordică vara, fotografie de Mars Global Surveyor. O falie lungă și largă care trece prin capacul din stânga - Northern Fault

Aspectul lui Marte variază foarte mult în funcție de perioada anului. În primul rând, schimbările în calotele polare sunt izbitoare. Ele cresc și se micșorează, creând fenomene sezoniere în atmosferă și pe suprafața lui Marte. Calota polară sudica poate atinge o latitudine de 50°, cea nordică tot 50°. Diametrul părții permanente a calotei polare nordice este de 1000 km. Pe măsură ce calota polară dintr-una dintre emisfere se retrage în primăvară, detaliile suprafeței planetei încep să se întunece.

Calotele polare constau din două componente: sezonier - dioxid de carbon și secular - gheață de apă. Potrivit satelitului Mars Express, grosimea capacelor poate varia de la 1 m până la 3,7 km. Sonda spațială Mars Odyssey a descoperit gheizere active pe calota polară de sud a lui Marte. După cum cred experții NASA, jeturile de dioxid de carbon cu încălzirea de primăvară se sparg la o înălțime mare, luând praf și nisip cu ei.

Fotografii cu Marte care arată o furtună de praf. iunie - septembrie 2001

Topirea prin primăvară a calotelor polare duce la o creștere bruscă a presiunii atmosferice și la deplasarea unor mase mari de gaz în emisfera opusă. Viteza vântului care bate în același timp este de 10-40 m/s, uneori până la 100 m/s. Vântul ridică o cantitate mare de praf de la suprafață, ceea ce duce la furtuni de praf. Furtunile puternice de praf ascund aproape complet suprafața planetei. Furtunile de praf au un efect vizibil asupra distribuției temperaturii în atmosfera marțiană.

În 1784, astronomul W. Herschel a atras atenția asupra schimbărilor sezoniere ale mărimii calotelor polare, prin analogie cu topirea și înghețarea gheții din regiunile polare ale pământului. În anii 1860 astronomul francez E. Lie a observat un val de întunecare în jurul calotei polare de topire a primăverii, care a fost apoi interpretat prin ipoteza răspândirii apei de topire și a creșterii vegetației. Măsurătorile spectrometrice care au fost efectuate la începutul secolului al XX-lea. la Observatorul Lovell din Flagstaff, W. Slifer, însă, nu a arătat prezența unei linii de clorofile, pigmentul verde al plantelor terestre.

Din fotografiile lui Mariner-7, a fost posibil să se determine că calotele polare au o grosime de câțiva metri, iar temperatura măsurată de 115 K (-158 ° C) a confirmat posibilitatea ca acesta să fie format din dioxid de carbon înghețat - „gheață uscată”.

Dealul, care a fost numit Munții Mitchell, situat în apropiere de polul sudic al lui Marte, arată ca o insulă albă atunci când calota polară se topește, deoarece ghețarii se topesc mai târziu în munți, inclusiv pe Pământ.

Datele de la satelitul marțian de recunoaștere au făcut posibilă detectarea unui strat semnificativ de gheață sub ghiașa de la poalele munților. Un ghețar de sute de metri grosime acoperă o suprafață de mii de kilometri pătrați, iar studiul său ulterioar poate oferi informații despre istoria climei marțiane.

Canale de „râuri” și alte caracteristici

Pe Marte, există multe formațiuni geologice care seamănă cu eroziunea apei, în special cu albiile uscate ale râurilor. Potrivit unei ipoteze, aceste canale s-ar fi putut forma ca urmare a unor evenimente catastrofale pe termen scurt și nu sunt dovada existenței pe termen lung a sistemului fluvial. Cu toate acestea, dovezile recente sugerează că râurile au curs perioade de timp semnificative din punct de vedere geologic. În special, au fost găsite canale inversate (adică canale ridicate deasupra zonei înconjurătoare). Pe Pământ, astfel de formațiuni se formează datorită acumulării pe termen lung a sedimentelor dense de fund, urmată de uscarea și intemperii rocilor din jur. În plus, există dovezi ale schimbării canalului în delta râului pe măsură ce suprafața se ridică treptat.

În emisfera de sud-vest, în craterul Eberswalde, a fost descoperită o deltă fluvială cu o suprafață de aproximativ 115 km2. Râul care a trecut peste deltă avea peste 60 km lungime.

Datele de la roverele NASA Spirit și Opportunity mărturisesc și prezența apei în trecut (s-au găsit minerale care s-ar putea forma doar ca urmare a expunerii prelungite la apă). Aparatul „Phoenix” a descoperit depozite de gheață direct în pământ.

În plus, s-au găsit dungi întunecate pe versanții dealurilor, indicând apariția apei sărate lichide la suprafață în timpul nostru. Ele apar la scurt timp după debutul perioadei de vară și dispar până la iarnă, „curg în jurul” diferitelor obstacole, se contopesc și diverg. „Este greu de imaginat că astfel de structuri s-ar putea forma nu din fluxuri de fluide, ci din altceva”, a spus Richard Zurek, angajatul NASA.

Pe muntele vulcanice Tharsis au fost găsite mai multe fântâni adânci neobișnuite. Judecând după imaginea satelitului marțian de recunoaștere, realizată în 2007, unul dintre ele are un diametru de 150 de metri, iar partea iluminată a peretelui ajunge la nu mai puțin de 178 de metri adâncime. A fost formulată o ipoteză despre originea vulcanică a acestor formațiuni.

Amorsare

Compoziția elementară a stratului de suprafață al solului marțian, conform datelor aterizatorilor, nu este aceeași în diferite locuri. Componenta principală a solului este siliciul (20-25%), care conține un amestec de hidrați de oxizi de fier (până la 15%), care conferă solului o culoare roșiatică. Există impurități semnificative de compuși ai sulfului, calciu, aluminiu, magneziu, sodiu (câteva procente pentru fiecare).

Potrivit datelor de la sonda Phoenix a NASA (aterizare pe Marte pe 25 mai 2008), raportul pH-ului și alți parametri ai solurilor marțiane sunt aproape de cei ai Pământului și, teoretic, plantele ar putea fi cultivate pe ele. „De fapt, am descoperit că solul de pe Marte îndeplinește cerințele și, de asemenea, conține elementele necesare pentru apariția și menținerea vieții atât în ​​trecut, în prezent și în viitor”, a spus Sam Kunaves, chimist principal de cercetare la proiectul. De asemenea, potrivit lui, mulți oameni pot găsi acest tip de sol alcalin în „curtea lor”, și este destul de potrivit pentru cultivarea sparanghelului.

Există, de asemenea, o cantitate semnificativă de gheață de apă în pământ la locul de aterizare al aparatului. Orbiterul Mars Odyssey a descoperit și că sub suprafața planetei roșii există depozite de gheață de apă. Ulterior, această presupunere a fost confirmată de alte dispozitive, dar problema prezenței apei pe Marte a fost în cele din urmă rezolvată în 2008, când sonda Phoenix, care a aterizat lângă polul nord al planetei, a primit apă din solul marțian.

Geologie și structură internă

În trecut, pe Marte, ca și pe Pământ, a existat o mișcare a plăcilor litosferice. Acest lucru este confirmat de caracteristicile câmpului magnetic al lui Marte, de locațiile unor vulcani, de exemplu, în provincia Tharsis, precum și de forma Văii Mariner. Starea actuală a lucrurilor, când vulcanii pot exista mult mai mult timp decât pe Pământ și pot ajunge la dimensiuni gigantice, sugerează că acum această mișcare este destul de absentă. Acest lucru este susținut de faptul că vulcanii scut cresc ca urmare a erupțiilor repetate din aceeași ventilație pe o perioadă lungă de timp. Pe Pământ, din cauza mișcării plăcilor litosferice, punctele vulcanice și-au schimbat constant poziția, ceea ce a limitat creșterea vulcanilor de scut și, eventual, nu le-a permis să atingă înălțimi, ca pe Marte. Pe de altă parte, diferența de înălțime maximă a vulcanilor poate fi explicată prin faptul că, datorită gravitației mai scăzute pe Marte, este posibil să se construiască structuri mai înalte care să nu se prăbușească sub propria greutate.

Comparația structurii lui Marte și a altor planete terestre

Modelele moderne ale structurii interne a lui Marte sugerează că Marte constă dintr-o crustă cu o grosime medie de 50 km (și o grosime maximă de până la 130 km), o manta de silicat de 1800 km grosime și un miez cu o rază de 1480 km. . Densitatea în centrul planetei ar trebui să ajungă la 8,5 g/cm2. Miezul este parțial lichid și constă în principal din fier cu un amestec de 14-17% (în masă) sulf, iar conținutul de elemente ușoare este de două ori mai mare decât în ​​miezul Pământului. Conform estimărilor moderne, formarea nucleului a coincis cu perioada vulcanismului timpuriu și a durat aproximativ un miliard de ani. Topirea parțială a silicaților de manta a durat aproximativ același timp. Datorită gravitației mai scăzute pe Marte, intervalul de presiune din mantaua lui Marte este mult mai mic decât pe Pământ, ceea ce înseamnă că are mai puține tranziții de fază. Se presupune că tranziția de fază a olivinei la modificarea spinelului începe la adâncimi destul de mari - 800 km (400 km pe Pământ). Natura reliefului și alte caracteristici sugerează prezența unei astenosfere formate din zone de materie parțial topită. Pentru unele regiuni de pe Marte, a fost întocmită o hartă geologică detaliată.

Conform observațiilor de pe orbită și analizei colecției de meteoriți marțieni, suprafața lui Marte este formată în principal din bazalt. Există unele dovezi care sugerează că, pe o parte a suprafeței marțiane, materialul conține mai mult cuarț decât bazalt normal și poate fi similar cu rocile andezitice de pe Pământ. Cu toate acestea, aceleași observații pot fi interpretate în favoarea prezenței sticlei de cuarț. O parte semnificativă a stratului profund este formată din praf granular de oxid de fier.

Câmpul magnetic al Marte

Marte are un câmp magnetic slab.

Conform citirilor magnetometrelor stațiilor Marte-2 și Mars-3, puterea câmpului magnetic la ecuator este de aproximativ 60 de gamma, la pol de 120 de gamma, care este de 500 de ori mai slabă decât cea a pământului. Conform AMS Mars-5, puterea câmpului magnetic la ecuator a fost de 64 gamma, iar momentul magnetic a fost de 2,4 1022 cm2 oersted.

Câmpul magnetic al lui Marte este extrem de instabil, în diferite puncte ale planetei puterea sa poate diferi de la 1,5 la 2 ori, iar polii magnetici nu coincid cu cei fizici. Acest lucru sugerează că nucleul de fier al lui Marte este relativ imobil în raport cu scoarța sa, adică mecanismul dinamului planetar responsabil pentru câmpul magnetic al Pământului nu funcționează pe Marte. Deși Marte nu are un câmp magnetic planetar stabil, observațiile au arătat că părți din scoarța planetei sunt magnetizate și că a existat o inversare a polilor magnetici ai acestor părți în trecut. Magnetizarea acestor părți s-a dovedit a fi similară cu anomaliile magnetice ale benzilor din oceane.

O teorie publicată în 1999 și retestată în 2005 (folosind Mars Global Surveyor fără pilot) sugerează că aceste benzi arată tectonica plăcilor în urmă cu 4 miliarde de ani înainte ca dinamo-ul planetei să înceteze să funcționeze, provocând o slăbire accentuată a câmpului magnetic. Motivele acestui declin brusc nu sunt clare. Există o presupunere că funcționarea dinamului 4 miliarde. cu ani în urmă se explică prin prezența unui asteroid care s-a învârtit la o distanță de 50-75 de mii de kilometri în jurul lui Marte și a provocat instabilitate în nucleul său. Asteroidul a coborât apoi la limita Roche și s-a prăbușit. Cu toate acestea, această explicație în sine conține ambiguități și este contestată în comunitatea științifică.

Istoria geologică

Mozaic global de 102 imagini Viking 1 orbiter din 22 februarie 1980.

Poate că, în trecutul îndepărtat, ca urmare a unei coliziuni cu un corp ceresc mare, rotația nucleului s-a oprit, precum și pierderea volumului principal al atmosferei. Se crede că pierderea câmpului magnetic a avut loc acum aproximativ 4 miliarde de ani. Datorită slăbiciunii câmpului magnetic, vântul solar pătrunde aproape nestingherit în atmosfera lui Marte, iar multe dintre reacțiile fotochimice sub influența radiației solare care au loc pe Pământ în ionosferă și mai sus pot fi observate pe Marte aproape la momentul ei. suprafaţă.

Istoria geologică a lui Marte include următoarele trei epoci:

Epoca Noahică (numită după „Țara Noahiei”, o regiune a lui Marte): formarea celei mai vechi suprafețe existente a lui Marte. A continuat în perioada de acum 4,5 miliarde - 3,5 miliarde de ani. În această epocă, suprafața a fost marcată de numeroase cratere de impact. Platoul provinciei Tharsis s-a format probabil în această perioadă cu un debit intens de apă mai târziu.

Epoca Hesperiană: de la 3,5 miliarde de ani în urmă până la 2,9 - 3,3 miliarde de ani în urmă. Această epocă este marcată de formarea câmpurilor uriașe de lavă.

Epoca Amazoniană (numită după „câmpia amazoniană” de pe Marte): acum 2,9-3,3 miliarde de ani până în prezent. Regiunile formate în această epocă au foarte puține cratere de meteoriți, dar în rest sunt complet diferite. Muntele Olimp s-a format în această perioadă. În acest moment, curgerile de lavă se revărsau în alte părți ale lui Marte.

Luni de Marte

Sateliții naturali ai lui Marte sunt Phobos și Deimos. Ambele au fost descoperite de astronomul american Asaph Hall în 1877. Phobos și Deimos sunt de formă neregulată și foarte mici. Potrivit unei ipoteze, aceștia pot reprezenta asteroizi precum (5261) Eureka din grupul troian de asteroizi capturați de câmpul gravitațional al lui Marte. Sateliții poartă numele personajelor care îl însoțesc pe zeul Ares (adică Marte) - Phobos și Deimos, personificând frica și groaza, care l-au ajutat pe zeul războiului în lupte.

Ambii sateliți se rotesc în jurul axelor lor cu aceeași perioadă ca în jurul lui Marte, prin urmare, sunt întotdeauna îndreptați către planetă de aceeași parte. Influența mareelor ​​a lui Marte încetinește treptat mișcarea lui Phobos și, în cele din urmă, va duce la căderea satelitului pe Marte (în timp ce se menține tendința actuală) sau la dezintegrarea acestuia. Dimpotrivă, Deimos se îndepărtează de Marte.

Ambii sateliți au o formă care se apropie de un elipsoid triaxial, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) este puțin mai mare decât Deimos (15x12,2x10,4 km). Suprafața orașului Deimos arată mult mai netedă datorită faptului că majoritatea craterelor sunt acoperite cu materie cu granulație fină. Evident, pe Phobos, care este mai aproape de planetă și mai masivă, substanța aruncată în timpul impactului cu meteoriți fie a lovit din nou suprafața, fie a căzut pe Marte, în timp ce pe Deimos a rămas pe orbită în jurul satelitului pentru o lungă perioadă de timp, ascunzându-se treptat și ascunzându-se. teren denivelat.

Viata pe Marte

Ideea populară că Marte a fost locuit de marțieni inteligenți a devenit larg răspândită la sfârșitul secolului al XIX-lea.

Observațiile lui Schiaparelli asupra așa-ziselor canale, combinate cu cartea lui Percival Lowell pe același subiect, au popularizat ideea unei planete care era din ce în ce mai uscată, mai rece, pe moarte și avea o civilizație străveche făcând lucrări de irigare.

Numeroase alte vederi și anunțuri ale unor oameni celebri au dat naștere așa-numitei „Febra de Marte” în jurul acestui subiect. În 1899, în timp ce studia interferența atmosferică într-un semnal radio folosind receptoare la Observatorul Colorado, inventatorul Nikola Tesla a observat un semnal care se repetă. Apoi a speculat că ar putea fi un semnal radio de la alte planete, cum ar fi Marte. Într-un interviu din 1901, Tesla a spus că i-a venit ideea că interferența ar putea fi cauzată artificial. Deși nu le-a putut descifra sensul, i-a fost imposibil ca ele să apară complet întâmplător. În opinia lui, a fost un salut de la o planetă la alta.

Teoria lui Tesla a fost susținută puternic de celebrul fizician britanic William Thomson (Lord Kelvin), care, vizitând Statele Unite în 1902, a spus că, în opinia sa, Tesla a captat semnalul marțienilor trimis în Statele Unite. Cu toate acestea, Kelvin a negat apoi vehement această afirmație înainte de a părăsi America: „De fapt, am spus că locuitorii de pe Marte, dacă există, cu siguranță pot vedea New York-ul, în special lumina de la electricitate”.

Astăzi, prezența apei lichide pe suprafața sa este considerată o condiție pentru dezvoltarea și menținerea vieții pe planetă. Există, de asemenea, o cerință ca orbita planetei să fie în așa-numita zonă locuibilă, care pentru sistemul solar începe în spatele lui Venus și se termină cu semi-axa majoră a orbitei lui Marte. În timpul periheliului, Marte se află în această zonă, dar o atmosferă subțire cu presiune scăzută împiedică apariția apei lichide pe o suprafață mare pentru o perioadă lungă de timp. Dovezi recente sugerează că orice apă de pe suprafața lui Marte este prea sărată și acidă pentru a susține viața terestră permanentă.

Lipsa unei magnetosfere și atmosfera extrem de subțire a lui Marte reprezintă, de asemenea, o problemă pentru susținerea vieții. Există o mișcare foarte slabă a fluxurilor de căldură pe suprafața planetei, este slab izolată de bombardarea particulelor vântului solar, în plus, atunci când este încălzită, apa se evaporă instantaneu, ocolind starea lichidă din cauza presiunii scăzute. Marte este, de asemenea, în pragul așa-zisului. „moarte geologică”. Sfârșitul activității vulcanice a oprit aparent circulația mineralelor și a elementelor chimice între suprafața și interiorul planetei.

Dovezile sugerează că anterior planeta era mult mai predispusă la viață decât este acum. Cu toate acestea, până în prezent, rămășițele de organisme nu au fost găsite pe el. În cadrul programului Viking, desfășurat la mijlocul anilor 1970, au fost efectuate o serie de experimente pentru a detecta microorganismele în solul marțian. A arătat rezultate pozitive, cum ar fi o creștere temporară a eliberării de CO2 atunci când particulele de sol sunt plasate în apă și medii nutritive. Cu toate acestea, atunci această dovadă a vieții pe Marte a fost contestată de unii oameni de știință [de cine?]. Acest lucru a dus la o lungă dispută cu omul de știință de la NASA Gilbert Lewin, care a susținut că vikingul a descoperit viața. După reevaluarea datelor Viking în lumina cunoștințelor științifice actuale despre extremofili, s-a stabilit că experimentele efectuate nu au fost suficient de perfecte pentru a detecta aceste forme de viață. Mai mult, aceste teste ar putea chiar ucide organismele, chiar dacă acestea ar fi conținute în probe. Testele efectuate de Programul Phoenix au arătat că solul are un pH foarte alcalin și conține magneziu, sodiu, potasiu și clorură. Nutrienții din sol sunt suficienți pentru a susține viața, dar formele de viață trebuie protejate de lumina ultravioletă intensă.

Interesant este că la unii meteoriți de origine marțiană s-au găsit formațiuni care seamănă cu cele mai simple bacterii ca formă, deși sunt inferioare celor mai mici organisme terestre ca dimensiune. Unul dintre acești meteoriți este ALH 84001, găsit în Antarctica în 1984.

Conform rezultatelor observațiilor de pe Pământ și ale datelor de la sonda spațială Mars Express, metanul a fost detectat în atmosfera lui Marte. În condițiile lui Marte, acest gaz se descompune destul de repede, așa că trebuie să existe o sursă constantă de reaprovizionare. O astfel de sursă poate fi fie activitatea geologică (dar nu s-au găsit vulcani activi pe Marte), fie activitatea vitală a bacteriilor.

Observații astronomice de pe suprafața lui Marte

După aterizările vehiculelor automate pe suprafața lui Marte, a devenit posibilă efectuarea de observații astronomice direct de pe suprafața planetei. Datorită poziției astronomice a lui Marte în sistemul solar, a caracteristicilor atmosferei, a perioadei de revoluție a lui Marte și a sateliților săi, imaginea cerului nocturn al lui Marte (și fenomenele astronomice observate de pe planetă) diferă de cea a Pământului și din multe puncte de vedere pare neobișnuit și interesant.

Culoarea cerului pe Marte

În timpul răsăritului și apusului soarelui, cerul marțian la zenit are o culoare roz-roșcat, iar în imediata apropiere a discului Soarelui - de la albastru la violet, care este complet opus imaginii zorilor pământești.

La amiază, cerul lui Marte este galben-portocaliu. Motivul pentru astfel de diferențe față de schema de culori a cerului pământului este proprietățile atmosferei subțiri, rarefiate a lui Marte, care conține praf în suspensie. Pe Marte, împrăștierea razelor Rayleigh (care pe Pământ este cauza culorii albastre a cerului) joacă un rol nesemnificativ, efectul său este slab. Probabil, colorația galben-portocalie a cerului este cauzată și de prezența a 1% magnetită în particulele de praf suspendate constant în atmosfera marțiană și ridicate de furtunile sezoniere de praf. Amurgul începe cu mult înainte de răsărit și durează mult după apus. Uneori, culoarea cerului marțian capătă o nuanță violetă ca urmare a împrăștierii luminii pe microparticulele de gheață de apă din nori (acesta din urmă este un fenomen destul de rar).

soarele și planetele

Dimensiunea unghiulară a Soarelui, observată de pe Marte, este mai mică decât cea vizibilă de pe Pământ și este de 2/3 din aceasta din urmă. Mercurul de pe Marte va fi practic inaccesibil observarii cu ochiul liber din cauza apropierii sale extreme de Soare. Cea mai strălucitoare planetă de pe cerul lui Marte este Venus, pe locul doi se află Jupiter (cei patru sateliți cei mai mari pot fi observați fără telescop), pe al treilea este Pământul.

Pământul este o planetă interioară pentru Marte, la fel cum este Venus pentru Pământ. În consecință, de pe Marte, Pământul este observat ca o stea de dimineață sau de seară, care se ridică înainte de zori sau vizibilă pe cerul serii după apus.

Alungirea maximă a Pământului pe cerul lui Marte va fi de 38 de grade. Cu ochiul liber, Pământul va fi vizibil ca o stea verzuie strălucitoare (magnitudinea maximă vizibilă de aproximativ -2,5), lângă care steaua gălbuie și mai slabă (aproximativ 0,9) a Lunii va fi ușor de distins. Într-un telescop, ambele obiecte vor prezenta aceleași faze. Revoluția Lunii în jurul Pământului va fi observată de pe Marte astfel: la distanța unghiulară maximă a Lunii de Pământ, ochiul liber va separa cu ușurință Luna și Pământul: într-o săptămână „stelele” Lunii iar Pământul se va contopi într-o singură stea nedespărțită de ochi, în altă săptămână Luna va fi din nou vizibilă la distanță maximă, dar pe cealaltă parte a Pământului. Periodic, un observator de pe Marte va putea vedea trecerea (tranzitul) Lunii pe discul Pământului sau, dimpotrivă, acoperirea Lunii de discul Pământului. Distanța maximă aparentă a Lunii față de Pământ (și luminozitatea lor aparentă) atunci când este privită de pe Marte va varia semnificativ în funcție de poziția relativă a Pământului și a lui Marte și, în consecință, de distanța dintre planete. În epoca opozițiilor, vor fi aproximativ 17 minute de arc, la distanța maximă de Pământ și Marte - 3,5 minute de arc. Pământul, ca și alte planete, va fi observat în banda de constelații a Zodiacului. De asemenea, un astronom de pe Marte va putea observa trecerea Pământului peste discul Soarelui, următorul va avea loc pe 10 noiembrie 2084.

Luni - Phobos și Deimos

Trecerea lui Phobos peste discul Soarelui. Poze cu Oportunitate

Phobos, când este observat de pe suprafața lui Marte, are un diametru aparent de aproximativ 1/3 din discul Lunii pe cerul pământului și o magnitudine aparentă de aproximativ -9 (aproximativ ca și Luna în faza primului trimestru) . Phobos se ridică în vest și apune în est, pentru a se ridica din nou 11 ore mai târziu, traversând astfel cerul lui Marte de două ori pe zi. Mișcarea acestei luni rapide pe cer va fi observată cu ușurință în timpul nopții, la fel ca și fazele în schimbare. Ochiul liber poate distinge cea mai mare caracteristică a reliefului Phobos - craterul Stickney. Deimos se ridică la est și apune în vest, arată ca o stea strălucitoare fără un disc vizibil vizibil, de aproximativ -5 magnitudine (puțin mai strălucitoare decât Venus pe cerul pământului), traversând încet cerul timp de 2,7 zile marțiane. Ambii sateliți pot fi observați pe cerul nopții în același timp, caz în care Phobos se va deplasa spre Deimos.

Luminozitatea Phobos și Deimos este suficientă pentru ca obiectele de pe suprafața lui Marte să arunce umbre ascuțite pe timp de noapte. Ambii sateliți au o înclinare relativ mică a orbitei către ecuatorul lui Marte, ceea ce exclude observarea lor în latitudinile nordice și sudice înalte ale planetei: de exemplu, Phobos nu se ridică niciodată deasupra orizontului la nord de 70,4 ° N. SH. sau la sud de 70,4°S SH.; pentru Deimos aceste valori sunt 82,7°N. SH. şi 82,7°S SH. Pe Marte, o eclipsă de Phobos și Deimos poate fi observată atunci când intră în umbra lui Marte, precum și o eclipsă de Soare, care este doar inelară datorită dimensiunii unghiulare mici a lui Phobos în comparație cu discul solar.

Sfera celestiala

Polul nord de pe Marte, din cauza înclinării axei planetei, se află în constelația Cygnus (coordonate ecuatoriale: ascensiune dreaptă 21h 10m 42s, declinație +52° 53.0? și nu este marcat de o stea strălucitoare: cea mai apropiată de pol este o stea slabă de magnitudinea a șasea BD +52 2880 (alte denumiri ale sale sunt HR 8106, HD 201834, SAO 33185. Polul Sud al lumii (coordonatele 9h 10m 42s și -52° 53.0) este la câteva grade de steaua Kappa Parusov (magnitudine aparentă 2,5) - aceasta, în principiu, poate fi considerată Steaua Polului Sud a lui Marte.

Constelațiile zodiacale ale eclipticii marțiane sunt similare cu cele observate de pe Pământ, cu o diferență: atunci când se observă mișcarea anuală a Soarelui între constelații, acesta (ca și alte planete, inclusiv Pământul), părăsind partea de est a constelației Pești. , va trece timp de 6 zile prin partea de nord a constelației Cetus înainte de a reintra în partea de vest a Peștilor.

Istoria studiului lui Marte

Explorarea lui Marte a început cu mult timp în urmă, chiar acum 3,5 mii de ani, în Egiptul antic. Primele relatări detaliate despre poziția lui Marte au fost făcute de astronomii babilonieni, care au dezvoltat o serie de metode matematice pentru a prezice poziția planetei. Folosind datele egiptenilor și babilonienilor, filozofii și astronomii greci antici (elenistici) au dezvoltat un model geocentric detaliat pentru a explica mișcarea planetelor. Câteva secole mai târziu, astronomii indieni și islamici au estimat dimensiunea lui Marte și distanța sa de Pământ. În secolul al XVI-lea, Nicolaus Copernic a propus un model heliocentric pentru a descrie sistemul solar cu orbite planetare circulare. Rezultatele sale au fost revizuite de Johannes Kepler, care a introdus o orbită eliptică mai precisă pentru Marte, care să coincidă cu cea observată.

În 1659, Francesco Fontana, privind pe Marte printr-un telescop, a realizat primul desen al planetei. El a descris o pată neagră în centrul unei sfere clar definite.

În 1660, două calote polare au fost adăugate punctului negru, adăugate de Jean Dominique Cassini.

În 1888, Giovanni Schiaparelli, care a studiat în Rusia, a dat prenumele detaliilor individuale ale suprafeței: mările Afroditei, Eritreei, Adriaticei, Cimeriei; lacurile Soarelui, Lunar și Phoenix.

Perioada de glorie a observațiilor telescopice ale lui Marte a venit la sfârșitul secolului al XIX-lea - mijlocul secolului al XX-lea. Se datorează în mare parte interesului public și disputelor științifice binecunoscute în jurul canalelor marțiane observate. Dintre astronomii din era prespațială care au făcut observații telescopice ale lui Marte în această perioadă, cei mai cunoscuți sunt Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Ei au fost cei care au pus bazele areografiei și au compilat primele hărți detaliate ale suprafeței lui Marte - deși s-au dovedit a fi aproape complet greșite după ce sondele automate au zburat pe Marte.

Colonizarea lui Marte

Vedere estimată a lui Marte după terraformare

Relativ aproape de condițiile naturale terestre fac această sarcină oarecum mai ușoară. În special, există locuri de pe Pământ în care condițiile naturale sunt similare cu cele de pe Marte. Temperaturile extrem de scăzute din Arctica și Antarctica sunt comparabile chiar și cu cele mai scăzute temperaturi de pe Marte, iar la ecuatorul lui Marte în lunile de vară este la fel de cald (+20 ° C) ca pe Pământ. De asemenea, pe Pământ există deșerturi asemănătoare ca aspect cu peisajul marțian.

Dar există diferențe semnificative între Pământ și Marte. În special, câmpul magnetic al lui Marte este mai slab decât cel al pământului de aproximativ 800 de ori. Împreună cu o atmosferă rarefiată (de sute de ori în comparație cu Pământul), aceasta crește cantitatea de radiații ionizante care ajung la suprafața sa. Măsurătorile efectuate de vehiculul fără pilot american The Mars Odyssey au arătat că fondul de radiații pe orbita lui Marte este de 2,2 ori mai mare decât fondul de radiații de la Stația Spațială Internațională. Doza medie a fost de aproximativ 220 miliradi pe zi (2,2 miligray pe zi sau 0,8 gray pe an). Cantitatea de radiații primită ca urmare a rămânerii într-un astfel de fundal timp de trei ani se apropie de limitele de siguranță stabilite pentru astronauți. Pe suprafața lui Marte, fondul de radiație este oarecum mai mic, iar doza este de 0,2-0,3 Gy pe an, variind semnificativ în funcție de teren, altitudine și câmpurile magnetice locale.

Compoziția chimică a mineralelor comune pe Marte este mai diversă decât cea a altor corpuri cerești din apropierea Pământului. Potrivit corporației 4Frontiers, acestea sunt suficiente pentru a furniza nu numai Marte însuși, ci și Luna, Pământul și centura de asteroizi.

Timpul de zbor de la Pământ la Marte (cu tehnologiile actuale) este de 259 de zile într-o semielipsă și de 70 de zile într-o parabolă. Pentru a comunica cu potențialele colonii se poate folosi comunicarea radio, care are o întârziere de 3-4 minute în fiecare direcție în timpul celei mai apropiate apropieri a planetelor (care se repetă la fiecare 780 de zile) și aproximativ 20 de minute. la distanța maximă a planetelor; vezi Configurare (astronomie).

Până în prezent, nu s-au făcut demersuri practice pentru colonizarea lui Marte, însă se dezvoltă colonizarea, de exemplu proiectul Centenary Spacecraft, dezvoltarea unui modul de locuire pentru rămânerea pe planeta Deep Space Habitat.

» Caracteristicile lui Marte

Marte este a patra planetă de la Soare din sistemul solar. Uneori Marte este numit și planeta roșie din cauza învelișului caracteristic maro-roșcat care acoperă întregul corp ceresc.

Raza lui Marte este aproximativ jumătate din raza Pământului, iar din punct de vedere al masei este de aproximativ zece ori inferioară planetei noastre.

Când fierul intră în contact cu aerul, se formează pe el un strat de rugină brun-roșcat. Și deoarece suprafața lui Marte conține o cantitate mare de astfel de praf, planeta însăși arată roșie. În plus, din cauza prafului ruginit, atmosfera lui Marte are și o ușoară nuanță roz-roșu. Potrivit oamenilor de știință, acest praf a apărut ca urmare a erupțiilor vulcanice.

Un an marțian este perioada necesară pentru ca Marte să se învârtească în jurul Soarelui. Durează puțin mai mult de doi ani pământeni și are 687 de zile pământești.

Clima pe Marte este mai rece decât pe Pământ. Acest lucru se datorează faptului că Planeta Roșie este mai departe de Soare. Temperatura medie de iarnă este de -70 °C, iar uneori termometrul poate scădea până la -125 °C. Vara temperatura crește la +20 °C. Atmosfera de pe Marte este 80% dioxid de carbon și este foarte subțire.

Mai mult, o atmosferă rarefiată nu poate îndeplini o funcție de protecție și nu poate reține căldura, așa cum face atmosfera Pământului. Prin urmare, pe Marte se observă diferențe mari de temperatură iarna și vara.

Presiunea atmosferică de pe suprafața planetei este de aproximativ 150 de ori mai mică decât cea a Pământului.

Marte are cele mai puternice furtuni de praf dintre orice planetă din sistemul solar. Ele durează luni de zile pe toată planeta. Un câmp magnetic foarte instabil și extrem de slab a fost înregistrat pe Marte. Acest lucru indică absența unui miez de metal lichid, cum ar fi, de exemplu, Pământul.

Relieful planetei

Pe suprafața lui Marte există atât zone muntoase înalte, cât și zone plane. În același timp, munții și dealurile sunt situate în partea de sud a planetei, iar câmpiile sunt în partea de nord. Oamenii de știință încă nu pot explica această caracteristică a reliefului planetei.

Muntele Olimp este situat aproape de ecuatorul lui Marte. Se știe că diametrul bazei sale este de 600 km, iar înălțimea este de aproximativ 22 km. Olimpul este considerat cel mai înalt munte nu numai de pe Marte, ci și de pe toate planetele sistemului solar. Este atât de mare încât astronomii l-au putut vedea printr-un telescop deja în secolul al XIX-lea!

Un alt mister al lui Marte i-a îngrijorat pe oamenii de știință de ceva timp. Acestea sunt așa-numitele canale marțiane, care au fost observate de unul dintre astronomi la sfârșitul secolului al XIX-lea. La o examinare mai atentă, s-a dovedit că aceasta este de fapt o iluzie optică. Cu mii de ani în urmă, clima de pe Marte era mult diferită de cea modernă: se știe că pe suprafața acestei planete curgeau râuri. Apoi s-au uscat, iar în pozele făcute din spațiu se mai văd albiile secate.

Structura planetei

Din punct de vedere al structurii interne, Marte nu este foarte diferit de alte planete terestre. Suprafața planetei roșii este acoperită cu crustă, a cărei grosime variază de la 50 la 125 km. Sub crustă se află o manta de silicat, în interiorul acesteia este un miez parțial lichid.

Luni de Marte

La mijlocul secolului al XIX-lea. Astronomii au descoperit că Marte are două luni. Corpurile cerești cu o formă alungită neregulată au fost numite Phobos și Deimos, care în greaca veche înseamnă „frică” și „groază”. Cu toate acestea, dimensiunile sateliților nu corespund deloc cu numele lor. Ambii sateliți sunt destul de mici: Phobos nu are mai mult de 30 de km, iar Deimos este și mai mic.

Marte aparține planetelor terestre (a 4-a ca distanță de la Soare). Atmosfera este rarefiată, iar relieful este un complex de cratere de impact, munți vulcanici, deșerturi, văi și calote polare. Culoarea principală a planetei este roșu-portocaliu din cauza oxidului de fier, motiv pentru care este numită planeta roșie. Întâlnesc și alte culori: auriu, maro, maro-verzui. O astfel de varietate de nuanțe este dată de mineralele prezente în sol.

Densitatea acoperirii solului este mai mică decât pe Pământ. Este egal cu 3,933 g / cm³, iar pentru Pământ acest indicator corespunde cu 5,518 g / cm³. Dimensiunea lui Marte în raport cu Pământul nu este în favoarea primei. Planeta roșie are aproximativ jumătate din diametrul Pământului, cu o suprafață puțin mai mică decât suprafața terestră a Pământului. În cifre arată așa:

Raza ecuatorială: 3396,2 km (0,52 Pământ);

Raza polară: 3376,2 km (0,51 Pământ);

Raza medie: 3389,5 km (0,53 Pământ);

Suprafata: 144.371.391 mp. km (0,25 Pământ).

Pentru comparație, suprafața planetei albastre Pământ este de 148.939.063 de metri pătrați. km. Aceasta este doar 29,2% din suprafața totală a Pământului. Orice altceva este ocupat de mări și oceane.

De asemenea, trebuie să știți că volumul lui Marte este de 15% din volumul planetei albastre, iar masa sa ajunge la 11% din pământ. În consecință, gravitația este doar 38% din cea a pământului. În cifre, masa planetei roșii este: 6,423 × 10 23 kg, față de 5,974 × 10 24 kg a pământului.

Relieful lui Marte are multe caracteristici unice. Pe planeta roșie se află cel mai înalt munte din sistemul solar - Muntele Olimp (27 km înălțime). La fel și cel mai mare canion Mariner. Aceasta nu mai este pe nicio planetă din sistemul solar. Cu toate acestea, pe luna lui Pluto Charone, canionul este mare.

Emisferele sudice și dreaptă sunt fundamental diferite în relief. Există o ipoteză că aproape toată emisfera nordică este un crater de impact. Din punct de vedere al suprafeței, ocupă aproape 40% din suprafața planetei, iar dacă acesta este într-adevăr un crater, atunci este cel mai mare din sistemul solar.

Acest crater ipotetic se numește Bazinul Polului Nord. Unii experți cred că s-a format în urmă cu 4 miliarde de ani din impactul unui corp cosmic cu un diametru de 1900 km și o masă de 2% din masa lui Marte. Dar în prezent, acest bazin nu este recunoscut ca crater de impact.

Dimensiunile exterioare ale lui Marte nu sunt foarte impresionante. Planeta roșie pierde în mod semnificativ în fața Pământului în toate privințele. În plus, are un câmp magnetic slab, care este direct legat de intestinele corpului cosmic. Miezul semi-lichid are o rază de aproximativ 1800 km. Este format din fier, nichel și 17% sulf. Conține de 2 ori mai multe elemente luminoase decât Pământul. Mantaua este situată în jurul miezului. Procesele vulcanice și tectonice depind de el, dar în prezent este inactiv.

Intestinele planetei roșii sunt „împachetate” în crusta marțiană. Este dominat de elemente precum fier, potasiu, magneziu, calciu, aluminiu. Grosimea medie a crustei este de 50 km, iar cea maximă este de 125 km. Grosimea scoarței terestre este în medie de 40 km, astfel că, conform acestui indicator, Marte depășește planeta albastră. Dar, în general, este un mic corp cosmic, care este al doilea cel mai important vecin al Pământului după Lună.

Vladislav Ivanov

PLANETA ROSIE MARTE

Marte este prima planetă din sistemul solar după Pământ, față de care de ceva timp oamenii au început să manifeste un interes deosebit, cauzat de speranța că există viață extraterestră dezvoltată.

Planeta este numită Marte în onoarea vechiului zeu roman al războiului (la fel ca Ares în mitologia greacă antică) pentruculoarea sa roșie-sânge, datorită prezenței oxidului de fier în solul de pe Marte.

Principalele caracteristici

Marte este a patra cea mai mare planetă de la Soare și a șaptea cea mai mare planetă din sistemul solar.Poate fi văzut de pe Pământ cu ochiul liber. Este al doilea ca strălucire, după Venus, Lună și Soare.

Marte are aproape jumătate din dimensiunea Pământului - raza lui ecuatorială este3.396,9 kilometri (53,2% din pământ). Suprafața lui Marte este aproximativ egală cu suprafața terestră a Pământului.

Distanța medie de la Marte la Soare este de 228 de milioane de kilometri, perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 687 de zile pământești.

Distanța minimă de la Marte la Pământ este de 55,75 milioane de kilometri, cea maximă este de aproximativ 401 milioane de kilometri.

Marte este cel mai aproape de Pământ în timpul opoziției, când planeta se află în direcția opusă față de Soare.Distanțele dintre Pământ și Marte în momentele confruntării variază de la 55 la 102 milioane de kilometri. O mare opoziție se numește atunci când distanța dintre două planete devine mai mică de 60 de milioane de kilometri. Marea opoziție a Pământului și Marte se repetă la fiecare 15-17 ani (ultima a fost în august 2003).Și cele obișnuite - la fiecare 26 de luni în diferite puncte de pe orbita lui Marte și a Pământului.

Marte are o perioadă de rotație și anotimpuri similare cu cele ale Pământului, dar clima sa este mult mai rece și mai uscată decât cea a Pământului.

Perioada de rotație a planetei este de 24 ore 37 minute 22,7 secunde.

Pe Marte, ca și pe Pământ, există doi poli, nord și sud. Marte se rotește suficient de repede încât să aibă o formă ușor aplatizată la ambii poli. În același timp, raza polară a planetei este cu aproximativ 21 de kilometri mai mică decât cea ecuatorială.

Anul marțian este format din 668,6 zile solare marțiane, numite sol.

Masa planetei Marte este de 6,418 × 1023 kilograme (11% din masa Pământului).

Marte are doi sateliți naturali, Phobos și Deimos, și trei sateliți artificiali.

Din februarie 2009, există trei nave spațiale operaționale care orbitează Marte: Mars Odyssey, Mars Express și Mars Reconnaissance Orbiter, mai mult decât orice altă planetă, cu excepția Pământului.

Există mai multe aterizare și rover inactive pe suprafața lui Marte care și-au încheiat misiunile.

Clima lui Marte

Clima pe Marte, ca și pe Pământ, este sezonieră. Schimbarea anotimpurilor pe Marte are loc cam în același mod ca pe Pământ, dar clima acolo este mai rece și mai uscată decât a noastră. În sezonul rece, chiar și în afara calotelor polare, la suprafață se poate forma îngheț ușor. O poză cu îngheț a fost făcută odată de aeronava Viking 2..

Roverul pe Marte „Phoenix” a reușit la un moment datpentru a repara zăpada care cădea pe Marte în timpul„Iarna marțiană”. Ninsorile pe Marte au fost înregistrate cu ajutorul unui laser, care este echipat cu un rover. Roverul a reusit sa fixeze zapada cu ajutorul unui laser special cu care era echipat. Zăpada a căzut de la o înălțime de aproximativ 4000 de metri, dar nu a ajuns la suprafața planetei, dizolvându-se în aer.

Schimbarea anotimpurilor pe Marte este asigurată deînclinarea axei sale de rotație. În acest caz, alungirea orbitei duce la diferențe mari în durata anotimpurilor. Spre deosebire de cele pământești, care au aceeași durată de 3 luni. Marte are primăvara și vara nordică, care cad în partea de orbită care este cea mai îndepărtată de Soare. Aceste anotimpuri durează împreună 371 de sol, adică mai mult de jumătate din anul marțian. Prin urmare, pe Marte, verile nordice sunt lungi și răcoroase, în timp ce verile sudice sunt scurte și calde.

Marte se caracterizează printr-o scădere bruscă a temperaturii. Temperaturile de la ecuatorul planetei variază de la +30°C la prânz până la -80°C la miezul nopții. În apropierea polilor, temperatura scade uneori la -143°C, temperatură la care se condensează dioxidul de carbon. Marte este o lume foarte rece, dar clima acolo nu este mult mai aspră decât în ​​Antarctica.

În prezent, nu există apă lichidă pe Marte. Cu toate acestea, cel mai probabil, calotele polare albe, descoperite în 1704, constau din gheață de apă amestecată cu dioxid de carbon solid. În timpul iernii, se extind pe o treime (calota polară de sud - jumătate) din distanța până la ecuator. În primăvară, această gheață se topește parțial și un val de întunecare se răspândește de la poli la ecuator, care anterior a fost confundat cu plantele marțiane.

Aspectul lui Marte variază foarte mult în funcție de perioada anului. În primul rând, schimbările în calotele polare sunt izbitoare. Ele cresc și se micșorează, creând fenomene sezoniere în atmosferă și pe suprafața lui Marte.Calotele polare constau din două componente: sezonier - dioxid de carbon și secular - gheață de apă. Grosimea capacelor poate varia de la 1 metru la 3,7 kilometri.

Anterior, mulți cercetători credeau serios că mai există apă în stare lichidă pe suprafața lui Marte. Această opinie s-a bazat pe observații ale schimbărilor periodice în zonele luminoase și întunecate, în special la latitudinile polare, care erau similare cu continentele și mările.

Canelurile întunecate de pe suprafața lui Marte au fost explicate de unii observatori ca canale pentru apa lichidă.

Ulterior s-a dovedit că aceste brazde nu existau de fapt, ci erau doar o iluzie optică.

Studiile efectuate de nava spațială Mariner 4 în 1965 au arătat că în prezent nu există apă lichidă pe Marte.

Din cauza presiunii scăzute, apa nu poate exista în stare lichidă pe suprafața lui Marte. Cu o presiune atât de mică care acționează în prezent asupra planetei, fierbe la temperaturi foarte scăzute, dar este probabil că condițiile au fost diferite în trecut și, prin urmare, prezența vieții primitive pe planetă nu poate fi exclusă.

Pe 31 iulie 2008, pe Marte a fost descoperită apă în stare de gheață la locul de aterizare al navei spațiale Phoenix de la NASA. Aparatul a găsit depozite de gheață direct în pământ.

Datele de la roverele Spirit și Opportunity ale NASA oferă, de asemenea, dovezi pentru prezența apei în trecut (mineralele au descoperit că s-ar putea forma doar ca urmare a expunerii prelungite la apă).

Un ghețar de sute de metri grosime acoperă o suprafață de mii de kilometri pătrați, iar studiul său ulterioar poate oferi informații despre istoria climei marțiane.

Conform conceptelor moderne, volumul total de gheață închis în calota polară a emisferei nordice este de aproximativ 1,5 milioane de kilometri, prin urmare, în forma topită, această gheață nu ar putea forma un ocean gigant, care, conform multor cercetători, odată acoperit. aproape toată emisfera nordică.emisfera lui Marte. Astfel, rămâne un mister unde s-a dus apa care a abundat cândva pe planeta acum aridă.

Probabilîn trecut, climatul lui Marte poate să fi fost mai cald și mai umed, iar apă lichidă era prezentă la suprafață și chiar a plouat.

Câmpul magnetic și atmosfera lui Marte

Marte are un câmp magnetic, dar este slab și extrem de instabil. În diferite părți ale planetei, poate diferi de la 1,5 la 2 ori. În același timp, polii magnetici ai planetei nu coincid cu cei fizici. Acest lucru sugerează că nucleul de fier al lui Marte este mai mult sau mai puțin nemișcat în raport cu scoarța sa, adică mecanismul responsabil pentru câmpul magnetic al Pământului nu funcționează pe Marte.

Modelele moderne ale structurii interne a lui Marte sugerează că Marte este alcătuit dintr-o crustă cu o grosime medie de 50 de kilometri (și o grosime maximă de până la 130 de kilometri), o manta de silicat (manta îmbogățită în fier) ​​cu o grosime de 1800 de kilometri și un nucleu cu o rază de 1480 de kilometri.

Conform calculelor, nucleul lui Marte are o masă de până la 9% din masa planetei. Este format din fier și aliajele sale, în timp ce miezul este în stare lichidă.

Poate că, în trecutul îndepărtat, ca urmare a unei coliziuni cu un corp ceresc mare, rotația nucleului s-a oprit, precum și pierderea volumului principal al atmosferei.Se crede că pierderea câmpului magnetic a avut loc acum aproximativ 4 miliarde de ani.

Deoarece câmpul magnetic al lui Marte este atât de slab, vântul solar pătrunde liber în atmosfera sa. Din această cauză, multe reacții sub influența radiației solare pe Marte au loc aproape la suprafața sa.Pe Pământ, un câmp magnetic puternic nu transmite radiația solară, așa că toate aceste reacții au loc în ionosferă și mai sus.

Ionosfera marțiană se întinde pe suprafața planetei de la 110 la 130 de kilometri.

Atmosfera lui Marte este 95% dioxid de carbon. Atmosfera mai conține 2,5-2,7% azot, 1,5-2% argon, 0,13% oxigen, 0,1% vapori de apă, 0,07% monoxid de carbon.

În plus, atmosfera lui Marte este foarte rarefiată. Presiunea de la suprafața lui Marte este de 160 de ori mai mică decât cea a Pământului la nivelul mediu al suprafeței. Datorită diferenței mari de altitudine de pe Marte, presiunea de suprafață variază foarte mult.

Spre deosebire de Pământ, masa atmosferei marțiane variază foarte mult pe parcursul anului din cauza topirii și înghețului calotelor polare care conțin dioxid de carbon.

Există dovezi că atmosfera ar fi fost mai densă în trecut.

Topografia lui Marte

Studiile au arătat că două treimi din suprafața lui Marte este ocupată de zone luminoase, numite continente, iar treimea rămasă este zone întunecate, numite mări. Natura zonelor întunecate este încă o chestiune de controversă.Dar, de fapt, nu a fost găsită apă în mările marțiane.

Mările sunt concentrate în principal în emisfera sudică a planetei. Există doar două mari mari în emisfera nordică - Acidalian și Marele Syrt.

Imaginile la scară largă arată că, de fapt, zonele întunecate constau din grupuri de benzi întunecate și pete asociate cu cratere, dealuri și alte obstacole în calea vântului. Modificările sezoniere și pe termen lung ale dimensiunii și formei lor sunt aparent asociate cu o schimbare a raportului suprafețelor acoperite cu materie luminoasă și întunecată.

Emisferele lui Marte sunt destul de diferite în natura suprafeței. Suprafața lui Marte are o culoare roșiatică din cauza impurităților mari de oxizi de fier.

Peste tot pe suprafața lui Marte se află bolovani - bucăți de roci vulcanice care s-au desprins în timpul cutremurelor sau căderilor de meteoriți.

Din când în când întâlniți cratere - rămășițe de impacturi de meteoriți.

În unele locuri, suprafața este acoperită cu roci multistratificate, asemănătoare cu rocile sedimentare terestre rămase după retragerea mării.

În emisfera sudică, suprafața se află la 1-2 kilometri deasupra nivelului mediu și este dens punctată cu cratere. Această parte a lui Marte seamănă cu continentele lunare.

Un număr mare de cratere din emisfera sudică poate indica faptul că suprafața de aici este veche - 3-4 miliarde de ani.

Roverele care explorau planeta și-au lăsat amprentele pe suprafața neatinsă.

În nord, suprafața este în mare parte sub medie, cu puține cratere și în cea mai mare parte câmpii relativ netede, formate probabil de inundațiile de lavă și eroziunea solului.

În emisfera nordică există două zone de vulcani mari - Tarsis și Elysium.

Tharsis este o vastă câmpie vulcanică lungă de 2000 de kilometri, atingând o înălțime de 10 kilometri peste nivelul mediu. Are trei vulcani mari.

La marginea Tarsis se află cel mai înalt munte de pe Marte și de pe planetele sistemului solar - vulcanul marțian stins Olimp.

Olympus atinge 27 de kilometri înălțime și 550 de kilometri în diametru. Stâncile care înconjoară vulcanul, ajung pe alocuri la o înălțime de 7 kilometri.

În prezent, toți vulcanii marțieni nu sunt activi. Urmele de cenușă vulcanică găsite pe versanții altor munți sugerează că Marte a fost cândva activ vulcanic.

Un peisaj tipic al lui Marte este deșertul marțian.

Dune de nisip, canioane gigantice și fisuri, precum și cratere de meteoriți au fost fotografiate pe Marte. Cel mai grandios sistem de canioane - Valea Marinerului - se întinde pe aproape 4.500 de kilometri (un sfert din circumferința planetei), atingând o lățime de 600 de kilometri în lățime și 7-10 kilometri în adâncime.

Solul lui Marte

Compoziția stratului de suprafață al solului marțian, conform datelor aterizatoarelor, este diferită în diferite locuri.

Solul constă în principal din silice (20-25%), care conține un amestec de hidrați de oxizi de fier (până la 15%), dând solului o culoare roșiatică. Solul conține impurități semnificative de compuși de sulf, calciu, aluminiu, magneziu și sodiu. Raportul de aciditate și alți parametri ai solurilor marțiane sunt aproape de cei ai pământului și, teoretic, ar fi posibil să crească plante pe ele.

Din comunicările chimistului principal de cercetare Sam Kunaves:

„De fapt, am constatat că solul de pe Marte îndeplinește cerințele și, de asemenea, conține elementele necesare pentru apariția și menținerea vieții, atât în ​​trecut, cât și în prezent, și în viitor... .. Un astfel de sol este destul de potrivit pentru cultivarea diferitelor plante, cum ar fi sparanghelul. Nu există nimic aici care să facă viața imposibilă. Dimpotrivă, cu fiecare nou studiu, găsim dovezi suplimentare în favoarea posibilității existenței sale.”

Fenomene interesante pe Marte

Sonda spațială Mars Odyssey a descoperit gheizere active pe calota polară de sud a lui Marte. Jeturile de dioxid de carbon cu încălzire de primăvară se sparg la o înălțime mare, purtând cu ei praf și nisip. Topirea prin primăvară a calotelor polare duce la o creștere bruscă a presiunii atmosferice și la deplasarea unor mase mari de gaz în emisfera opusă.

Viteza vântului care bate în același timp este de 10-40 m/s, uneori până la 100 m/s. Vântul ridică o cantitate mare de praf de la suprafață, ceea ce duce la furtuni de praf. Furtunile puternice de praf ascund aproape complet suprafața planetei. Furtunile de praf au un efect vizibil asupra distribuției temperaturii în atmosfera marțiană.

După aterizările vehiculelor automate pe suprafața lui Marte, a devenit posibilă efectuarea de observații astronomice direct de pe suprafața planetei.

Imaginea cerului nopții de pe Marte (și fenomenele astronomice observate de pe planetă) diferă de cea a pământului și, în multe privințe, pare neobișnuită și interesantă.

De exemplu, la amiază, cerul lui Marte este galben-portocaliu. Motivul pentru astfel de diferențe față de schema de culori a cerului pământului este proprietățile atmosferei subțiri, rarefiate a lui Marte, care conține praf în suspensie.

Probabil, culoarea galben-portocalie a cerului este cauzată de prezența a 1% magnetită în particulele de praf care sunt suspendate constant în atmosfera marțiană și ridicate de furtunile sezoniere de praf. Durata furtunilor poate ajunge la 50-100 de zile.

Zorii de seară pe Marte transformă cerul într-un roșu aprins sau portocaliu intens.