> > > Atmosfera lui Marte

Marte - atmosfera planetei: straturi ale atmosferei, compoziție chimică, presiune, densitate, comparație cu Pământul, cantitatea de metan, vechea planetă, cercetare cu fotografie.

DARatmosfera lui Marte este doar 1% din pământ, așa că nu există protecție față de Planeta Roșie radiatie solara, precum și condițiile normale de temperatură. Compoziția atmosferei lui Marte este reprezentată de dioxid de carbon (95%), azot (3%), argon (1,6%) și mici impurități de oxigen, vapori de apă și alte gaze. De asemenea, este umplut cu particule mici de praf, care fac planeta să pară roșie.

Cercetătorii cred că mai devreme stratul atmosferic a fost dens, dar s-a prăbușit acum 4 miliarde de ani. Fără magnetosferă, vântul solar se prăbușește în ionosferă și reduce densitatea atmosferică.

Acest lucru a condus la un indicator de presiune scăzută - 30 Pa. Atmosfera se extinde pe 10,8 km. Conține mult metan. În plus, emisiile puternice sunt vizibile în anumite zone. Există două locații, dar sursele nu au fost încă descoperite.

Se produc 270 de tone de metan pe an. Care înseamnă vorbim despre un proces activ subteran. Cel mai probabil, aceasta este activitatea vulcanică, impactul cometelor sau serpentinizarea. Cea mai atractivă opțiune este viața microbiană metanogenă.

Acum știți despre prezența atmosferei lui Marte, dar, din păcate, este pregătită să-i extermine pe coloniști. Împiedică acumularea apei lichide, este deschisă la radiații și este extrem de rece. Dar în următorii 30 de ani, suntem încă concentrați pe dezvoltare.

Disiparea atmosferelor planetare

Astrofizicianul Valery Shematovici despre evoluția atmosferelor planetare, a sistemelor exoplanetare și a pierderii atmosferei marțiane:

Dioxid de carbon	95,32 %
Azot	2,7 %
argon	1,6 %
Oxigen	0,13 %
Monoxid de carbon	0,07 %
vapor de apă	0,03 %
oxid nitric (II)	0,013 %
Neon	0,00025 %
Krypton	0,00003 %
Xenon	0,000008 %
Ozon	0,000003 %
Formaldehidă	0,0000013 %

Atmosfera lui Marte- învelișul gazos care înconjoară planeta Marte. Diferă semnificativ de atmosfera pământului atât în ​​compoziția chimică, cât și în parametrii fizici. Presiunea la suprafață este de 0,7-1,155 kPa (1/110 din cea a pământului, sau egală cu cea a pământului la o altitudine de peste treizeci de kilometri de suprafața pământului). Grosimea aproximativă a atmosferei este de 110 km. Masa aproximativă a atmosferei este de 2,5 10 16 kg. Marte are un câmp magnetic foarte slab (comparativ cu cel al Pământului) și, ca urmare, vântul solar provoacă disipare. gazele atmosfericeîn spațiu cu o viteză de 300 ± 200 de tone pe zi (în funcție de activitatea solară actuală și de distanța de la Soare).

Compoziție chimică

Cu 4 miliarde de ani în urmă, atmosfera lui Marte conținea o cantitate de oxigen comparabilă cu ponderea pe care o avea pe Pământul tânăr.

Fluctuațiile de temperatură

Deoarece atmosfera lui Marte este foarte rarefiată, nu atenuează fluctuațiile zilnice ale temperaturii suprafeței. Temperaturile la ecuator variază de la +30°C în timpul zilei până la -80°C noaptea. Temperaturile pot scădea la -143°C la poli. Cu toate acestea, fluctuațiile de temperatură diurne nu sunt la fel de semnificative ca pe Luna și Mercur fără atmosferă. Densitatea scăzută nu împiedică atmosfera să formeze furtuni de praf și tornade la scară largă, vânturi, ceață, nori și să afecteze clima și suprafața planetei.

Primele măsurători ale temperaturii lui Marte folosind un termometru plasat în centrul unui telescop reflectorizant au fost făcute la începutul anilor 1920. Măsurătorile efectuate de W. Lampland în 1922 au dat o temperatură medie a suprafeței lui Marte de 245 (−28°C), E. Pettit și S. Nicholson în 1924 au obținut 260 K (−13°C). O valoare mai mică a fost obținută în 1960 de W. Sinton și J. Strong: 230 K (−43°C).

ciclu anual

Masa atmosferei în timpul anului variază foarte mult datorită condensării în calotele polare a unor volume mari de dioxid de carbon iarna și evaporării vara.

Marte, a patra planetă cea mai îndepărtată de Soare, a fost multă vreme obiectul unei atenții deosebite a științei mondiale. Această planetă este foarte asemănătoare cu Pământul, cu o singură excepție, mică, dar fatală - atmosfera lui Marte nu este mai mult de un procent din volumul atmosferei terestre. Învelișul de gaz al oricărei planete este factorul determinant care îi modelează aspectul și condițiile la suprafață. Se știe că toate lumi solide sistem solar format în aproximativ aceleași condiții la o distanță de 240 de milioane de kilometri de Soare. Dacă condițiile pentru formarea Pământului și a lui Marte au fost aproape aceleași, atunci de ce sunt aceste planete atât de diferite acum?

Totul ține de dimensiune - Marte, format din același material ca și Pământul, avea cândva un miez de metal lichid și fierbinte, ca planeta noastră. Dovadă - mulți vulcani dispăruți pe Dar „planeta roșie” este mult mai mic decât Pământul. Ceea ce înseamnă că se răcește mai repede. Când miezul lichid s-a răcit și s-a solidificat în cele din urmă, procesul de convecție s-a încheiat și, odată cu acesta, a dispărut și scutul magnetic al planetei, magnetosfera. Ca urmare, planeta a rămas fără apărare împotriva energiei distructive a Soarelui, iar atmosfera lui Marte a fost aproape complet zburată de vântul solar (un flux gigant de particule ionizate radioactive). „Planeta roșie” s-a transformat într-un deșert lipsit de viață, plictisitor...

Acum, atmosfera de pe Marte este un înveliș subțire de gaz rarefiat, incapabil să reziste pătrunderii celui mortal care arde suprafața planetei. Relaxarea termică a lui Marte este cu câteva ordine de mărime mai mică decât cea a lui Venus, de exemplu, a cărei atmosferă este mult mai densă. Atmosfera lui Marte, care are o capacitate termică prea scăzută, formează indicatori de viteză medie zilnică a vântului mai pronunțați.

Compoziția atmosferei lui Marte se caracterizează printr-un conținut foarte ridicat (95%). Atmosfera mai conține azot (aproximativ 2,7%), argon (aproximativ 1,6%) și o cantitate mică de oxigen (nu mai mult de 0,13%). Presiunea atmosferică a lui Marte este de 160 de ori mai mare decât cea de la suprafața planetei. Spre deosebire de atmosfera Pământului, învelișul gazos de aici are un caracter pronunțat schimbător, datorită faptului că calotele polare ale planetei, conținând o cantitate mare dioxid de carbon, se topesc și se îngheață pe parcursul unui ciclu anual.

Conform datelor primite de la sonda spațială de cercetare Mars Express, atmosfera lui Marte conține o anumită cantitate de metan. Particularitatea acestui gaz este descompunerea lui rapidă. Aceasta înseamnă că undeva pe planetă trebuie să existe o sursă de reaprovizionare cu metan. Aici pot exista doar două opțiuni - fie activitate geologică, a cărei urme nu au fost încă descoperite, fie activitatea vitală a microorganismelor, care ne poate transforma ideea despre prezența centrelor vieții în sistemul solar.

Un efect caracteristic al atmosferei marțiane sunt furtunile de praf care pot răvăși luni de zile. Această pătură densă de aer a planetei constă în principal din dioxid de carbon cu incluziuni minore de oxigen și vapori de apă. Un astfel de efect persistent se datorează gravitației extrem de scăzute a lui Marte, care permite chiar și unei atmosfere super-rareficate să ridice miliarde de tone de praf de la suprafață și să rețină mult timp.

Când vorbim despre schimbările climatice, dăm din cap cu tristețe - oh, cât de mult s-a schimbat planeta noastră de-a lungul anilor. timpuri recente cât de poluată este atmosfera... Cu toate acestea, dacă vrem să vedem un exemplu adevărat despre cât de fatale pot fi schimbările climatice, atunci va trebui să o căutăm nu pe Pământ, ci dincolo. Marte este foarte potrivit pentru acest rol.

Ceea ce a fost aici acum milioane de ani nu poate fi comparat cu imaginea de astăzi. Astăzi, Marte este un frig amar la suprafață, presiune scăzută, o atmosferă foarte subțire și rarefiată. În fața noastră se află doar o umbră palidă a lumii anterioare, a cărei temperatură la suprafață nu era cu mult mai mică decât temperatura actuală de pe pământ, iar prin câmpii și chei s-a repezit. râuri adânci. Poate chiar aici viata organica, cine știe? Toate acestea sunt în trecut.

Din ce este formată atmosfera lui Marte?

Acum chiar respinge posibilitatea ca ființe vii să trăiască aici. Vremea marțiană este modelată de mulți factori, inclusiv creșterea ciclică și topirea calotelor glaciare, vaporii de apă atmosferici și furtunile sezoniere de praf. Uneori, furtunile uriașe de praf acoperă întreaga planetă deodată și pot dura luni de zile, transformând cerul într-un roșu intens.

Atmosfera lui Marte este de aproximativ 100 de ori mai subțire decât cea a Pământului și are 95% dioxid de carbon. Compoziția exactă a atmosferei marțiane este:

• Dioxid de carbon: 95,32%
• Azot: 2,7%
• Argon: 1,6%
• Oxigen: 0,13%
• Monoxid de carbon: 0,08%

În plus, în cantități mici există: apă, oxizi de azot, neon, hidrogen greu, cripton și xenon.

Cum a apărut atmosfera lui Marte? La fel ca pe Pământ - ca urmare a degazării - eliberarea de gaze din intestinele planetei. Cu toate acestea, forța gravitației pe Marte este mult mai mică decât pe Pământ, deci majoritatea gazele scapă în spaţiul mondialși doar o mică parte dintre ei este capabilă să rămână în jurul planetei.

Ce sa întâmplat cu atmosfera lui Marte în trecut?

În zorii existenței sistemului solar, adică acum 4,5-3,5 miliarde de ani, Marte avea o atmosferă suficient de densă, datorită căreia apa putea fi sub formă lichidă la suprafața sa. Fotografii orbitale arată contururile vaste văile râurilor, contururile unui ocean antic de pe suprafața planetei roșii, iar rover-urile au găsit de mai multe ori mostre de compuși chimici care ne dovedesc că ochii nu mint - toate acestea familiare. ochiul uman detaliile reliefului de pe Marte s-au format în aceleași condiții ca pe Pământ.

Nu exista nicio îndoială că era apă pe Marte, nu există întrebări aici. Singura întrebare este, de ce a sfârșit prin a dispărea?

Teoria principală pe această temă arată cam așa: cândva, Marte avea o radiație solară care reflecta eficient, dar în timp a început să slăbească și aproape a dispărut acum aproximativ 3,5 miliarde de ani (focare locale separate. camp magnetic, iar în ceea ce privește puterea destul de comparabilă cu pământul, există pe Marte și acum). Deoarece dimensiunea lui Marte este aproape jumătate din cea a Pământului, gravitația sa este mult mai slabă decât cea a planetei noastre. Combinația acestor doi factori (pierderea câmpului magnetic și gravitație slabă) a condus la aceasta. că vântul solar a început să „elimine” moleculele luminoase din atmosfera planetei, subțiandu-l treptat. Așadar, în câteva milioane de ani, Marte s-a transformat în rolul unui măr, din care pielea a fost tăiată cu grijă cu un cuțit.

Câmpul magnetic slăbit nu a mai putut „stinge” în mod eficient radiația cosmică, iar soarele s-a transformat dintr-o sursă de viață într-un ucigaș pentru Marte. Iar atmosfera subțiată nu a mai putut reține căldura, așa că temperatura de pe suprafața planetei a scăzut la o valoare medie de -60 de grade Celsius, doar într-o zi de vară la ecuator, ajungând la +20 de grade.

Deși atmosfera lui Marte este acum de aproximativ 100 de ori mai subțire decât cea a Pământului, este totuși suficient de groasă pentru ca procesele de formare a vremii să aibă loc în mod activ pe planeta roșie, au căzut precipitații, au apărut nori și vânturi.

„Dust Devil” - o mică tornadă pe suprafața lui Marte, fotografiată de pe orbita planetei

Radiații, furtuni de praf și alte caracteristici ale lui Marte

Radiația aproape de suprafata planetei este periculos, insa, conform datelor NASA obtinute din colectarea de analize de catre roverul Curiosity, rezulta ca chiar si pentru o perioada de 500 de zile de sedere pe Marte (+360 de zile pe drum), astronautii (inclusiv echipament de protecție) ar primi „doză” de radiație egală cu 1 sievert (~100 roentgens). Această doză este periculoasă, dar cu siguranță nu va ucide un adult „pe loc”. Se crede că 1 sievert de radiație primit crește riscul astronautului de a dezvolta cancer cu 5%. Potrivit oamenilor de știință, de dragul științei, poți trece la mari greutăți, în special la primul pas către Marte, chiar dacă promite probleme de sănătate în viitor... Acesta este cu siguranță un pas către nemurire!

Pe suprafața lui Marte, sezonier, sute de diavoli de praf (tornade) fac furie, ridicând praf din oxizi de fier (rugina, într-un mod simplu) în atmosferă, care acoperă din belșug pustiul marțian. Praful de Marte este foarte fin, ceea ce, combinat cu gravitația scăzută, duce la faptul că o cantitate semnificativă din acesta este întotdeauna prezentă în atmosferă, atingând concentrații deosebit de mari toamna și iarna în emisferele nordice, iar primăvara și vara în emisferele sudice ale planetei.

furtuni de nisip pe Marte- cel mai mare din sistemul solar, capabil să acopere întreaga suprafață a planetei și uneori să meargă luni de zile. Principalele anotimpuri ale furtunilor de praf de pe Marte sunt primăvara și vara.

Mecanismul unor fenomene meteorologice atât de puternice nu este pe deplin înțeles, dar cu cotă mare probabilitatea este explicată prin următoarea teorie: atunci când un număr mare de particule de praf se ridică în atmosferă, aceasta duce la încălzirea bruscă a acesteia prin inaltime mare. Masele calde de gaze se năpustesc spre regiunile reci ale planetei, generând vânt. Praful de Marte, așa cum am menționat deja, este foarte ușor, așa că un vânt puternic ridică și mai mult praf, care la rândul său încălzește și mai mult atmosfera și generează vânturi și mai puternice, care la rândul lor ridică și mai mult praf... și așa mai departe!

Nu plouă pe Marte și de unde pot veni în frig la -60 de grade? Dar uneori ninge. Adevărat, o astfel de zăpadă nu constă din apă, ci din cristale de dioxid de carbon, iar proprietățile ei sunt mai mult ca ceață decât zăpada („fulgii de zăpadă” sunt prea mici), dar asigurați-vă că aceasta este zăpadă adevărată! Doar cu specificul local.

În general, „zăpada” se întinde pe aproape întregul teritoriu al lui Marte, iar acest proces este ciclic - noaptea, dioxidul de carbon îngheață și se transformă în cristale, cade la suprafață și se dezgheță în timpul zilei și revine din nou în atmosferă. Cu toate acestea, la polii nord și sud ai planetei, în perioada de iarna, înghețul domnește până la -125 de grade, prin urmare, odată ce a căzut sub formă de cristale, gazul nu se mai evaporă și se află într-un strat până la primăvară. Având în vedere dimensiunea calotelor de zăpadă de pe Marte, este necesar să spunem că iarna concentrația de dioxid de carbon din atmosferă scade cu zeci de procente? Atmosfera devine și mai rarefiată și, ca urmare, întârzie și mai mult mai putina caldura… Marte se scufundă în iarnă.

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 grup terestru cu atmosferă rarefiată (presiunea de lângă 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 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 îndepărtată planetă de 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 marțian stins Muntele Olimp - cel mai mult munte înaltîn sistemul solar, iar Valea Mariner este cel mai mare canion. În plus, în iunie 2008, trei lucrări publicate în revista Nature au oferit 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 apa in stare lichida. S-a dovedit ulterior că aceste brazde erau o iluzie optică.

Din cauza presiunii scăzute, apa nu poate exista în stare lichidă pe suprafața lui Marte, dar este posibil ca condițiile să fi fost diferite în trecut și, prin urmare, prezența viata primitiva 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 acest moment a explorat 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 de pe pământ, 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 încât 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). Accelerare cădere liberă la ecuator este 3,711 m/s (0,378 Pământ); primul viteza spatiala este de 3,6 km/s, iar al doilea 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 marțian zile solare(numite săruri).

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 sol, 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 semigrea- 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. Când suficient temperatura ridicata apa ar putea exista acolo in stare lichida; 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 spectral Observații AMC Marte-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, ultimele decenii Marte este în proces de încălzire. 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 ar fi putut fi caldă și umedă, iar 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 se ridică în aer un numar mare de nisip si praf. Vortexurile sunt adesea observate pe Pământ (în țări vorbitoare de engleză se numesc demoni de praf – diavol de praf), dar pe Marte pot ajunge la dimensiuni mult mai mari: de 10 ori mai mari si de 50 de ori mai late decat pe Pamant. 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 lumină și materie 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, devreme stadiu geologic plăcile litosferice „s-au unit” (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 corpul spațial de dimensiunea lui Pluto.
Harta topografica Marte, conform 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 înalte. 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 zonă de peisaj haotic din apropierea graniței emisferice, suprafața a cunoscut zone mari de fractură și compresie, uneori urmate de eroziune (datorită alunecărilor de teren sau eliberării catastrofale de panza freatica), precum și inundarea 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 - cupola lui Hecate, Muntele Elysius și cupola 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

Aspect Marte variază foarte mult în funcție de anotimpuri. 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 a deplasării mase mari gaz către 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 izvorului, 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 apropierea polului sudic al lui Marte, când calota polară se topește, arată ca insulă albă, 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. Ghețarul de sute de metri grosime acoperă o suprafață de mii de kilometri pătrați, iar studiul său suplimentar 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 din cauza 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, de asemenea, 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 perioada de varași dispar până la iarnă, „curg în jurul” diverselor obstacole, se îmbină și se depărtează. „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, luată în 2007, unul dintre ele are un diametru de 150 de metri, iar partea iluminată a zidului 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, de asemenea, 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 în inaltime maxima vulcanii poate fi explicat prin faptul că, datorită gravitației mai scăzute de 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

Modele moderne structura interna 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. Presupus, faza de tranzitie modificarea olivină la spinel 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 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 rotit 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 puncte ambigue și este contestată în comunitate stiintifica.

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 marțiană, iar mulți dintre reacții fotochimice sub influența radiației solare, care apar pe Pământ în ionosferă și mai sus, pe Marte poate fi observată aproape la suprafața sa.

Istoria geologică a lui Marte include următoarele trei epoci:

Epoca Noahică (numită după „Ținutul 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 puțin 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.

Lunii lui Marte

sateliți naturali Marte este 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, acestea pot reprezenta capturate câmp gravitațional Asteroizii Marte ca (5261) Eureka din grupul troian de asteroizi. 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 același timp menținând 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 masiv, materialul ejectat în timpul impactului meteoriților fie a lovit din nou la suprafață, fie a căzut pe Marte, în timp ce pe Deimos perioadă lungă de timp a rămas pe orbită în jurul satelitului, așezându-se treptat și ascunzând terenul 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.

Alte numeroase viziuni și anunțuri oameni faimosi a dat naștere așa-numitei „febre 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 marțian 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 zona locuibila, 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 interiorul acestei zone, dar o atmosferă subțire cu presiune scăzută împiedică apariția apei lichide pe o suprafață mare pe o perioadă lungă. 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 vântul solarîn 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 elemente chimiceîntre suprafaţă şi interior planete.

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. Totuși, atunci acest certificat viața 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. Nutriențiîn sol este suficient pentru a susține viața, dar formele de viață trebuie protejate de intense lumină ultravioletă.

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. Din cauza poziție astronomică Marte în sistemul solar, caracteristicile atmosferei, perioada 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, în multe privințe, pare neobișnuită și interesantă .

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 nuanță violet 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 (cele patru ale sale cel mai mare satelit poate fi observat fără telescop), pe al treilea - Pământul.

Pământul în raport cu Marte este planeta interioara, la fel cum este Venus pe Pământ. În consecință, de pe Marte, Pământul este observat ca dimineață sau Steaua serii, răsărit înainte de zori sau vizibil 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 stelară 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 pe distanta maxima 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 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 distinge cel mai mare detaliu al reliefului din Phobos - craterul Stickney. Deimos se ridică în est și apune în vest, arată ca stea luminoasa fără un disc vizibil vizibil, o magnitudine de aproximativ -5 (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 lume (coordonatele 9h 10m 42s și -52 ° 53,0) este la câteva grade de stea Kappa Sails (magnitudine aparentă 2,5) - aceasta, în principiu, poate fi considerată Sud stea polară 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 rapoarte detaliate despre poziția lui Marte au fost făcute de astronomii babilonieni, care au dezvoltat o serie 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 circulare. orbite planetare. 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. S-a pozat pata neagraîn centrul unei sfere bine 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.

A căzut în perioada de glorie a observațiilor telescopice ale lui Marte sfârşitul 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 Pământ conditii naturale ușurează puțin această sarcină. 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 multe temperaturi scăzute pe Marte, iar pe 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 radiatii ionizante. Măsurătorile efectuate de vehiculul american fără pilot The Mars Odyssey au arătat că fondul de radiații pe orbita lui Marte este de 2,2 ori mai mare decât fondul de radiație la International statie spatiala. 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 4Frontiers Corporation, 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.