Mars, štvrtá planéta od Slnka, je jednou z najmenších planét slnečnej sústavy – v tomto ohľade je na druhom mieste za veľmi drobným Merkúrom. Ak porovnáme Mars so Zemou, potom porovnanie na prvý pohľad zjavne nebude v prospech prvého:
- priemer Marsu je 53% priemeru Zeme (6739,8 km oproti 12742 km).
- Hmotnosť Marsu je len 10,7% hmotnosti Zeme.
- celková plocha Marsu je len o niečo menšia ako plocha Zeme (144 371 391 km² oproti 148 940 000 km²).
Odpoveď na jednoduchú otázku – aký veľký je Mars, však nie je taká jednoduchá, pretože hovoríme o celej planéte, aj keď nie príliš pôsobivej veľkosti. Všetko záleží na tom, čo porovnávate a ako myslíte!
Priemer a obvod Marsu
Napriek zjavnej správnosti tvaru Mars nie je guľa, ale sféroid sploštený od pólov (ako však Zem). Čo to znamená? Je to jednoduché – každá planéta sa otáča okolo svojej osi, a hoci si to z povrchu nevšimneme, pre vonkajšieho pozorovateľa je táto rotácia extrémne rýchla. Mars napríklad urobí kompletnú revolúciu okolo svojej osi za 24,6 hodiny (v tomto prípade ide o trvanie marťanského dňa). Planéta sa otáča a pôsobením odstredivých síl je jej hmotnosť rozložená nerovnomerne, v dôsledku čoho sa planéta „stlačí“ na póloch a „praskne“ na rovníku.
Vďaka tomu je priemer Marsu pozdĺž rovníka 6 794 km, ale priemer od pólu k pólu je 6 752 km. Obvod Marsu pozdĺž rovníka sa teda bude rovnať 21343 km a pozdĺž pólov - 21244 km.
Hmotnosť a gravitácia na Marse
Hmotnosť Marsu je 6,42 x 10 23 kg, čo je asi 10-krát menej ako hmotnosť Zeme. To samozrejme ovplyvňuje aj gravitačnú silu. Gravitačná sila na Marse je 38% zemskej príťažlivosti, takže 100-kilogramový človek na Zemi by vážil na Marse 38 kilogramov.
To, mimochodom, vysvetľuje povahu "marťanských meteoritov", ktoré sa nachádzajú aj na Zemi - je tu oveľa jednoduchšie, aby kameň vyrazený silným úderom z povrchu planéty opustil planétu s nízkou gravitáciou.
Mars záznamy
Napriek skromnej veľkosti je na Marse niečo, čo svojimi parametrami dokáže prekvapiť každého. Sú tu minimálne dve také veci: Mariner Valley a Mount Olympus.
Mariner Valley V roku 1971 ju objavila sonda Mariner 9, ide o gigantický kaňonový systém, ktorý sa tiahne 4000 kilometrov od východu na západ a je hlboký až 10 kilometrov. Ak by bol tento vrak na Zemi, prekonal by celú Austráliu zo severu na juh, alebo, povedzme, územie Spojených štátov amerických zo západu na východ! Čo povedať o Marse - tu sa Mariner Valley rozprestiera na 1/5 povrchu planéty a vyzerá ako monštruózna jazva, ktorú v nepamäti zanechalo obrovské kozmické teleso, ktoré tangenciálne zasiahlo Mars.
Mount Olympus skutočne hodný svojho mena - obrovská vyhasnutá sopka sa týči 27 kilometrov nad povrchom Marsu - len si pomyslite, toto sú tri Mount Everest naukladané jeden na druhom! Olymp je taký veľký, že nemá v slnečnej sústave obdoby – taká obrovská sopka je len na Marse. Priemer Olympu je 600 kilometrov. Na prejdenie takejto vzdialenosti v priamom smere pri jazde autom rýchlosťou 90 km/h by ste potrebovali jazdiť 7 hodín.
Mars je štvrtá najväčšia planéta od Slnka a siedma (predposledná) najväčšia planéta slnečnej sústavy; hmotnosť planéty je 10,7% hmotnosti Zeme. Pomenovaný po Marsovi - starorímskom bohu vojny, ktorý zodpovedá starogréckemu Aresovi. Mars je niekedy označovaný ako „červená planéta“ kvôli červenkastému odtieňu povrchu, ktorý mu dodáva oxid železa.
Mars je terestriálna planéta so riedkou atmosférou (tlak na povrchu je 160-krát menší ako na Zemi). Rysy povrchového reliéfu Marsu možno považovať za impaktné krátery, ako sú krátery na Mesiaci, ako aj sopky, údolia, púšte a polárne ľadové čiapky ako na Zemi.
Mars má dva prirodzené satelity – Phobos a Deimos (v preklade zo starej gréčtiny – „strach“ a „hrôza“ – mená dvoch synov Aresa, ktorí ho sprevádzali v boji), ktoré sú pomerne malé (Phobos – 26x21 km, Deimos - 13 km v priemere) a majú nepravidelný tvar.
Veľké opozície Marsu, 1830-2035
| rok | dátum | Vzdialenosť a. e. |
|---|---|---|
| 1830 | 19. septembra | 0,388 |
| 1845 | 18. august | 0,373 |
| 1860 | 17. júla | 0,393 |
| 1877 | 5. septembra | 0,377 |
| 1892 | 4. august | 0,378 |
| 1909 | 24. septembra | 0,392 |
| 1924 | 23. augusta | 0,373 |
| 1939 | 23. júla | 0,390 |
| 1956 | 10. septembra | 0,379 |
| 1971 | 10. august | 0,378 |
| 1988 | 22. septembra | 0,394 |
| 2003 | 28. august | 0,373 |
| 2018 | 27. júla | 0,386 |
| 2035 | 15. septembra | 0,382 |
Mars je štvrtá najvzdialenejšia od Slnka (po Merkúre, Venuši a Zemi) a siedma najväčšia (hmotnosťou a priemerom presahuje iba Merkúr) planéta slnečnej sústavy. Hmotnosť Marsu je 10,7 % hmotnosti Zeme (6,423 1023 kg oproti 5,9736 1024 kg pre Zem), objem je 0,15 objemu Zeme a priemerný lineárny priemer je 0,53 priemeru Zeme. (6800 km).
Reliéf Marsu má mnoho jedinečných vlastností. Vyhasnutá marťanská sopka Mount Olympus je najvyššou horou slnečnej sústavy a Mariner Valley je najväčším kaňonom. Okrem toho v júni 2008 tri práce publikované v časopise Nature predložili dôkazy o existencii najväčšieho známeho impaktného krátera v slnečnej sústave na severnej pologuli Marsu. Je 10 600 km dlhý a 8 500 km široký, teda asi štyrikrát väčší ako doteraz najväčší impaktný kráter objavený na Marse, blízko jeho južného pólu.
Okrem podobnej topografie povrchu má Mars rotačné obdobie a ročné obdobia podobné ako na Zemi, no jeho klíma je oveľa chladnejšia a suchšia ako na Zemi.
Až do prvého preletu Marsu sondou Mariner 4 v roku 1965 mnohí výskumníci verili, že na jeho povrchu je tekutá voda. Tento názor bol založený na pozorovaniach periodických zmien vo svetlých a tmavých oblastiach, najmä v polárnych zemepisných šírkach, ktoré boli podobné kontinentom a moriam. Tmavé brázdy na povrchu Marsu niektorí pozorovatelia interpretovali ako zavlažovacie kanály pre tekutú vodu. Neskôr sa ukázalo, že tieto brázdy boli optickým klamom.
Kvôli nízkemu tlaku nemôže voda na povrchu Marsu existovať v tekutom stave, no je pravdepodobné, že v minulosti boli podmienky iné, a preto nemožno vylúčiť prítomnosť primitívneho života na planéte. 31. júla 2008 bola objavená voda v stave ľadu na Marse vesmírnou loďou Phoenix od NASA.
Vo februári 2009 mala orbitálna výskumná konštelácia na obežnej dráhe Marsu tri funkčné kozmické lode: Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Satellite, viac ako okolo ktorejkoľvek inej planéty okrem Zeme.
Povrch Marsu v súčasnosti skúmajú dva rovery: „Spirit“ a „Opportunity“. Na povrchu Marsu je tiež niekoľko neaktívnych pristávacích modulov a roverov, ktoré ukončili výskum.
Geologické údaje, ktoré zozbierali, naznačujú, že väčšina povrchu Marsu bola predtým pokrytá vodou. Pozorovania za posledné desaťročie umožnili na niektorých miestach povrchu Marsu odhaliť slabú aktivitu gejzírov. Podľa pozorovaní zo sondy Mars Global Surveyor niektoré časti južnej polárnej čiapky Marsu postupne ustupujú.
Mars je možné vidieť zo Zeme voľným okom. Jeho zdanlivá hviezdna magnitúda dosahuje 2,91 m (pri najbližšom priblížení k Zemi), pričom jasnosť podlieha iba Jupiteru (a aj to nie vždy počas veľkej konfrontácie) a Venuši (ale iba ráno alebo večer). Spravidla je počas veľkej opozície oranžový Mars najjasnejším objektom na nočnej oblohe Zeme, ale to sa stáva len raz za 15-17 rokov na jeden až dva týždne.
Orbitálne charakteristiky
Minimálna vzdialenosť z Marsu k Zemi je 55,76 milióna km (keď je Zem presne medzi Slnkom a Marsom), maximálna je asi 401 miliónov km (keď je Slnko presne medzi Zemou a Marsom).
Priemerná vzdialenosť od Marsu k Slnku je 228 miliónov km (1,52 AU), doba obehu okolo Slnka je 687 pozemských dní. Dráha Marsu má pomerne výraznú excentricitu (0,0934), takže vzdialenosť od Slnka sa pohybuje od 206,6 do 249,2 miliónov km. Sklon obežnej dráhy Marsu je 1,85°.
Mars je najbližšie k Zemi počas opozície, keď je planéta v opačnom smere od Slnka. Opozície sa opakujú každých 26 mesiacov na rôznych miestach obežnej dráhy Marsu a Zeme. Ale raz za 15-17 rokov nastane opozícia v čase, keď je Mars blízko svojho perihélia; v týchto takzvaných veľkých opozíciách (posledná bola v auguste 2003) je vzdialenosť k planéte minimálna a Mars dosahuje svoju najväčšiu uhlovú veľkosť 25,1" a jasnosť 2,88 m.
fyzicka charakteristika
Porovnanie veľkosti Zeme (priemerný polomer 6371 km) a Marsu (priemerný polomer 3386,2 km)
Z hľadiska lineárnej veľkosti je Mars takmer polovičný ako Zem – jeho rovníkový polomer je 3396,9 km (53,2 % zemského). Plocha povrchu Marsu je približne rovnaká ako plocha Zeme.
Polárny polomer Marsu je asi o 20 km menší ako ten rovníkový, aj keď doba rotácie planéty je dlhšia ako doba Zeme, čo dáva dôvod predpokladať zmenu rýchlosti rotácie Marsu s časom.
Hmotnosť planéty je 6,418 1023 kg (11% hmotnosti Zeme). Zrýchlenie voľného pádu na rovníku je 3,711 m/s (0,378 Zeme); prvá úniková rýchlosť je 3,6 km/sa druhá je 5,027 km/s.
Doba rotácie planéty je 24 hodín 37 minút 22,7 sekúnd. Marťanský rok teda pozostáva z 668,6 marťanských slnečných dní (nazývaných sols).
Mars sa otáča okolo svojej osi, ktorá je naklonená k kolmej rovine obežnej dráhy pod uhlom 24°56?. Naklonenie osi rotácie Marsu spôsobuje zmenu ročných období. Predlžovanie obežnej dráhy zároveň vedie k veľkým rozdielom v ich trvaní – napríklad severná jar a leto spolu trvajú 371 sólov, teda výrazne viac ako polovicu marťanského roka. Zároveň dopadajú na tú časť obežnej dráhy Marsu, ktorá je od Slnka najďalej. Preto sú na Marse letá na severe dlhé a chladné, zatiaľ čo letá na juhu sú krátke a horúce.
Atmosféra a klíma
Atmosféra Marsu, fotografia sondy Viking, 1976. Halleov „smajlíkový kráter“ je viditeľný vľavo
Teplota na planéte sa pohybuje od -153 na póle v zime po vyše +20 °C na rovníku na poludnie. Priemerná teplota je -50°C.
Atmosféra Marsu, ktorá pozostáva hlavne z oxidu uhličitého, je veľmi riedka. Tlak na povrchu Marsu je 160-krát menší ako na Zemi – 6,1 mbar na priemernej úrovni povrchu. Kvôli veľkému výškovému rozdielu na Marse sa tlak v blízkosti povrchu značne líši. Približná hrúbka atmosféry je 110 km.
Podľa NASA (2004) atmosféra Marsu pozostáva z 95,32 % oxidu uhličitého; ďalej obsahuje 2,7 % dusíka, 1,6 % argónu, 0,13 % kyslíka, 210 ppm vodnej pary, 0,08 % oxidu uhoľnatého, oxidu dusnatého (NO) - 100 ppm, neónu (Ne) - 2,5 ppm, poloťažkej vody vodík- deutérium-kyslík (HDO) 0,85 ppm, kryptón (Kr) 0,3 ppm, xenón (Xe) - 0,08 ppm.
Podľa údajov zostupového vozidla AMS Viking (1976) sa v atmosfére Marsu stanovilo asi 1-2% argónu, 2-3% dusíka a 95% oxidu uhličitého. Podľa údajov AMS "Mars-2" a "Mars-3" je spodná hranica ionosféry vo výške 80 km, maximálna hustota elektrónov 1,7 105 elektrónov / cm3 sa nachádza v nadmorskej výške 138 km. , ďalšie dve maximá sú vo výškach 85 a 107 km.
Rádiová translucencia atmosféry pri rádiových vlnách 8 a 32 cm AMS „Mars-4“ 10. februára 1974 ukázala prítomnosť nočnej ionosféry Marsu s hlavným ionizačným maximom vo výške 110 km a hustotou elektrónov. 4,6 103 elektrónov / cm3, ako aj sekundárne maximá vo výške 65 a 185 km.
Atmosférický tlak
Podľa údajov NASA za rok 2004 je tlak atmosféry na strednom polomere 6,36 mb. Hustota na povrchu je ~0,020 kg/m3, celková hmotnosť atmosféry je ~2,5 1016 kg.
Zmena atmosférického tlaku na Marse v závislosti od dennej doby, zaznamenaná pristávacím modulom Mars Pathfinder v roku 1997.
Na rozdiel od Zeme sa hmotnosť marťanskej atmosféry počas roka značne mení v dôsledku topenia a zamŕzania polárnych čiapok obsahujúcich oxid uhličitý. Počas zimy je 20-30 percent celej atmosféry zamrznutých na polárnej čiapočke, ktorá pozostáva z oxidu uhličitého. Sezónne tlakové straty sú podľa rôznych zdrojov nasledovné hodnoty:
Podľa NASA (2004): od 4,0 do 8,7 mbar pri priemernom polomere;
Podľa Encarta (2000): 6 až 10 mbar;
Podľa Zubrina a Wagnera (1996): 7 až 10 mbar;
Podľa pristávacieho modulu Viking-1: od 6,9 do 9 mbar;
Podľa pristávacieho modulu Mars Pathfinder: od 6,7 mbar.
Hellas Impact Basin je najhlbšie miesto na nájdenie najvyššieho atmosférického tlaku na Marse
Na mieste pristátia sondy AMC Mars-6 v Eritrejskom mori bol zaznamenaný povrchový tlak 6,1 milibarov, ktorý sa v tom čase považoval za priemerný tlak na planéte a od tejto úrovne bolo dohodnuté počítať výšky a hlbiny na Marse. Podľa údajov tohto zariadenia, získaných pri zostupe, sa tropopauza nachádza vo výške asi 30 km, kde je tlak 5·10-7 g/cm3 (ako na Zemi vo výške 57 km).
Oblasť Hellas (Mars) je taká hlboká, že atmosférický tlak dosahuje asi 12,4 milibarov, čo je nad trojným bodom vody (~ 6,1 mb) a pod bodom varu. Pri dostatočne vysokej teplote by tam mohla existovať voda v kvapalnom stave; pri tomto tlaku však voda vrie a mení sa na paru už pri +10 °C.
Na vrchole najvyššej 27 km sopky Olympus môže byť tlak medzi 0,5 a 1 mbar (Zurek 1992).
Pred pristátím na povrchu Marsu sa meral tlak zoslabením rádiových signálov z AMS Mariner-4, Mariner-6 a Mariner-7, keď vstúpili do marťanského disku – 6,5 ± 2,0 mb na priemernej úrovni povrchu, čo je 160 krát menej ako pozemské; rovnaký výsledok ukázali spektrálne pozorovania AMS Mars-3. Zároveň v oblastiach nachádzajúcich sa pod priemernou úrovňou (napríklad v marťanskej Amazónii) tlak podľa týchto meraní dosahuje 12 mb.
Od 30. rokov 20. storočia Sovietski astronómovia sa pokúsili určiť tlak atmosféry pomocou fotografickej fotometrie – rozložením jasu pozdĺž priemeru disku v rôznych rozsahoch svetelných vĺn. Za týmto účelom francúzski vedci B. Lyo a O. Dollfus uskutočnili pozorovania polarizácie svetla rozptýleného marťanskou atmosférou. Súhrn optických pozorovaní publikoval americký astronóm J. de Vaucouleurs v roku 1951 a získali tlak 85 mb, takmer 15-krát nadhodnotený v dôsledku rušenia atmosférickým prachom.
Klíma
Mikroskopická fotografia 1,3 cm hematitového uzlíka urobená roverom Opportunity 2. marca 2004 ukazuje prítomnosť tekutej vody v minulosti
Klíma, podobne ako na Zemi, je sezónna. V chladnom období sa aj mimo polárnych čiapok môže na povrchu vytvárať slabý mráz. Prístroj Phoenix zaznamenal sneženie, no snehové vločky sa vyparili skôr, ako sa dostali na povrch.
Podľa NASA (2004) je priemerná teplota ~210 K (-63 °C). Podľa pristávacích modulov Viking je denný teplotný rozsah od 184 K do 242 K (od -89 do -31 °C) (Viking-1) a rýchlosť vetra: 2-7 m/s (leto), 5-10 m /s (jeseň), 17-30 m/s (prašná búrka).
Priemerná teplota troposféry Marsu je podľa pristávacej sondy Mars-6 228 K, v troposfére klesá teplota v priemere o 2,5 stupňa na kilometer a stratosféra nad tropopauzou (30 km) má takmer konštantnú teplotu. 144 tisíc.
Podľa výskumníkov z Carl Sagan Center prebieha na Marse v posledných desaťročiach proces otepľovania. Iní odborníci sa domnievajú, že na takéto závery je ešte priskoro.
Existujú dôkazy, že v minulosti mohla byť atmosféra hustejšia a klíma teplá a vlhká a na povrchu Marsu existovala tekutá voda a pršalo. Dôkazom tejto hypotézy je analýza meteoritu ALH 84001, ktorá ukázala, že asi pred 4 miliardami rokov bola teplota Marsu 18 ± 4 °C.
prachové víry
Víry prachu odfotografované roverom Opportunity 15. mája 2005. Čísla v ľavom dolnom rohu označujú čas v sekundách od prvej snímky
Od 70. rokov 20. storočia v rámci programu Viking, ale aj rover Opportunity a ďalšie vozidlá boli zaznamenané početné prachové víry. Ide o vzduchové turbulencie, ktoré sa vyskytujú v blízkosti povrchu planéty a vynášajú do vzduchu veľké množstvo piesku a prachu. Na Zemi sú často pozorované víry (v anglicky hovoriacich krajinách sa im hovorí prachový démon - prachový diabol), no na Marse môžu dosahovať oveľa väčšie veľkosti: 10-krát väčšie a 50-krát širšie ako Zem. V marci 2005 vír vyčistil solárne panely z roveru Spirit.
Povrch
Dve tretiny povrchu Marsu zaberajú svetlé oblasti nazývané kontinenty, asi tretinu tmavé oblasti nazývané moria. Moria sú sústredené hlavne na južnej pologuli planéty, medzi 10 a 40° zemepisnej šírky. Na severnej pologuli sú len dve veľké moria – Acidalské a Veľké Syrtské.
Povaha tmavých oblastí je stále predmetom sporov. Pretrvávajú aj napriek tomu, že na Marse zúria prachové búrky. Kedysi to slúžilo ako argument v prospech predpokladu, že tmavé oblasti sú pokryté vegetáciou. Teraz sa verí, že sú to len oblasti, z ktorých sa vďaka ich reliéfu ľahko vyfúkne prach. Veľkoplošné snímky ukazujú, že v skutočnosti tmavé oblasti pozostávajú zo skupín tmavých pásov a škvŕn spojených s krátermi, kopcami a inými prekážkami v ceste vetrov. Sezónne a dlhodobé zmeny ich veľkosti a tvaru sú zrejme spojené so zmenou pomeru povrchových plôch pokrytých svetlou a tmavou hmotou.
Pologule Marsu sú celkom odlišné v povahe povrchu. Na južnej pologuli je povrch 1-2 km nad strednou úrovňou a je husto posiaty krátermi. Táto časť Marsu pripomína mesačné kontinenty. Na severe je väčšina povrchu podpriemerná, je tu málo kráterov a hlavnú časť zaberajú pomerne hladké pláne, ktoré vznikli pravdepodobne v dôsledku zaplavovania lávou a erózie. Tento rozdiel medzi hemisférami zostáva predmetom diskusie. Hranica medzi hemisférami sleduje približne veľkú kružnicu so sklonom 30° k rovníku. Hranica je široká a nepravidelná a tvorí svah smerom na sever. Pozdĺž nej sa nachádzajú najviac erodované oblasti povrchu Marsu.
Na vysvetlenie asymetrie hemisfér boli predložené dve alternatívne hypotézy. Podľa jedného z nich sa v ranom geologickom štádiu litosférické dosky "spojili" (možno náhodou) do jednej pologule, ako je kontinent Pangea na Zemi, a potom "zamrzli" v tejto polohe. Ďalšia hypotéza zahŕňa zrážku Marsu s vesmírnym telesom veľkosti Pluta.
Topografická mapa Marsu z Mars Global Surveyor, 1999
Veľký počet kráterov na južnej pologuli naznačuje, že povrch je tu starý - 3-4 miliardy rokov. Existuje niekoľko typov kráterov: veľké krátery s plochým dnom, menšie a mladšie miskovité krátery podobné mesiacu, krátery obklopené valom a vyvýšené krátery. Posledné dva typy sú na Marse jedinečné – lemované krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde tekuté výrony tiekli po povrchu, a vyvýšené krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde prikrývka kráterov chránila povrch pred veternou eróziou. Najväčšou črtou pôvodu dopadu je Hellasská planina (približne 2100 km v priemere).
V oblasti chaotickej krajiny v blízkosti hemisférickej hranice došlo na povrchu k veľkým oblastiam zlomenín a kompresie, po ktorých niekedy nasledovala erózia (v dôsledku zosuvov pôdy alebo katastrofického uvoľnenia podzemnej vody) a zaplavenie tekutou lávou. Chaotické krajiny sa často nachádzajú na čele veľkých kanálov prerezaných vodou. Najprijateľnejšou hypotézou ich spoločného vzniku je náhle topenie podpovrchového ľadu.
Údolia Mariner Valley na Marse
Na severnej pologuli sa okrem rozsiahlych vulkanických plání nachádzajú dve oblasti veľkých sopiek – Tharsis a Elysium. Tharsis je rozľahlá vulkanická nížina s dĺžkou 2000 km, siahajúca do výšky 10 km nad priemer. Nachádzajú sa na ňom tri veľké štítové sopky – Mount Arsia, Mount Pavlina a Mount Askriyskaya. Na okraji Tharsis je najvyššia hora na Marse a v slnečnej sústave, hora Olymp. Olymp dosahuje výšku 27 km vo vzťahu k svojej základni a 25 km vo vzťahu k priemernej úrovni povrchu Marsu a pokrýva oblasť s priemerom 550 km, obklopenú útesmi, miestami dosahujúcimi 7 km. výška. Objem hory Olymp je 10-krát väčší ako objem najväčšej sopky na Zemi, Mauna Kea. Nachádza sa tu aj niekoľko menších sopiek. Elysium – kopec až šesť kilometrov nad priemernou úrovňou, s tromi sopkami – kupolou Hecate, Mount Elysius a kupolou Albor.
Podľa iných (Faure a Mensing, 2007) je výška Olympu 21 287 metrov nad nulou a 18 kilometrov nad okolím a priemer základne je približne 600 km. Základňa sa rozkladá na ploche 282 600 km2. Kaldera (depresia v strede sopky) je 70 km široká a 3 km hlboká.
Tharsis pahorkatinu tiež pretínajú mnohé tektonické zlomy, často veľmi zložité a rozsiahle. Najväčšie z nich - údolia Mariner - sa tiahnu v zemepisnej šírke takmer 4000 km (štvrtina obvodu planéty), pričom dosahujú šírku 600 a hĺbku 7-10 km; tento zlom je veľkosťou porovnateľný s východoafrickým riftom na Zemi. Na jej strmých svahoch dochádza k najväčším zosuvom pôdy v slnečnej sústave. Údolia Mariner Valley sú najväčším známym kaňonom v slnečnej sústave. Kaňon, ktorý v roku 1971 objavila sonda Mariner 9, by mohol pokryť celé územie Spojených štátov amerických, od oceánu po oceán.
Panoráma krátera Victoria nasnímaná roverom Opportunity. Natáčalo sa tri týždne, medzi 16. októbrom a 6. novembrom 2006.
Panoráma povrchu Marsu v oblasti Husband Hill nasnímaná roverom Spirit 23. – 28. novembra 2005.
Ľad a polárne ľadové čiapky
Severná polárna čiapočka v lete, foto od Mars Global Surveyor. Dlhý široký zlom, ktorý pretína uzáver vľavo - Severný zlom
Vzhľad Marsu sa značne líši v závislosti od ročného obdobia. V prvom rade sú markantné zmeny na polárnych čiapkach. Rastú a zmenšujú sa a vytvárajú sezónne javy v atmosfére a na povrchu Marsu. Južná polárna čiapka môže dosahovať zemepisnú šírku 50°, severná aj 50°. Priemer stálej časti severnej polárnej čiapky je 1000 km. Keď sa polárna čiapočka v jednej z pologúľ na jar vzďaľuje, detaily povrchu planéty začínajú tmavnúť.
Polárne čiapky sa skladajú z dvoch zložiek: sezónne - oxid uhličitý a svetské - vodný ľad. Podľa satelitu Mars Express sa hrúbka čiapok môže pohybovať od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey objavila aktívne gejzíry na južnej polárnej čiapočke Marsu. Podľa odborníkov z NASA sa prúdy oxidu uhličitého s jarným otepľovaním rozbíjajú do veľkej výšky a berú so sebou prach a piesok.
Fotografie Marsu zobrazujúce prachovú búrku. jún – september 2001
Jarné topenie polárnych čiapok vedie k prudkému zvýšeniu atmosférického tlaku a presunu veľkých más plynu na opačnú pologuľu. Rýchlosť súčasne fúkajúcich vetrov je 10-40 m/s, miestami až 100 m/s. Vietor zdvíha z povrchu veľké množstvo prachu, čo vedie k prachovým búrkam. Silné prachové búrky takmer úplne skrývajú povrch planéty. Prachové búrky majú citeľný vplyv na rozloženie teplôt v atmosfére Marsu.
V roku 1784 astronóm W. Herschel upozornil na sezónne zmeny veľkosti polárnych čiapok, analogicky s topením a mrazením ľadu v polárnych oblastiach Zeme. V 60. rokoch 19. storočia francúzsky astronóm E. Lie pozoroval vlnu tmavnutia okolo topiacej sa jarnej polárnej čiapočky, čo bolo následne interpretované hypotézou o šírení topiacej sa vody a raste vegetácie. Spektrometrické merania, ktoré sa uskutočnili na začiatku 20. storočia. na Lovell Observatory vo Flagstaffe však W. Slifer nepreukázal prítomnosť línie chlorofylu, zeleného pigmentu suchozemských rastlín.
Z fotografií Mariner-7 bolo možné určiť, že polárne čiapky sú hrubé niekoľko metrov a nameraná teplota 115 K (-158 ° C) potvrdila možnosť, že pozostáva zo zamrznutého oxidu uhličitého - „suchého ľadu“.
Kopec, ktorý sa nazýval Mitchell Mountains, ktorý sa nachádza v blízkosti južného pólu Marsu, vyzerá ako biely ostrov, keď sa polárna čiapka roztopí, pretože ľadovce sa v horách, vrátane Zeme, neskôr roztopia.
Údaje z marťanského prieskumného satelitu umožnili odhaliť výraznú vrstvu ľadu pod sutinou na úpätí hôr. Ľadovec s hrúbkou stoviek metrov pokrýva plochu tisícok štvorcových kilometrov a jeho ďalšie štúdium môže poskytnúť informácie o histórii marťanskej klímy.
Kanály "rieky" a ďalšie funkcie
Na Marse je veľa geologických útvarov, ktoré pripomínajú vodnú eróziu, najmä vyschnuté korytá riek. Podľa jednej hypotézy tieto kanály mohli vzniknúť v dôsledku krátkodobých katastrofických udalostí a nie sú dôkazom dlhodobej existencie riečneho systému. Nedávne dôkazy však naznačujú, že rieky tiekli geologicky významné časové obdobia. Boli nájdené najmä obrátené kanály (t. j. kanály vyvýšené nad okolitou oblasťou). Na Zemi takéto útvary vznikajú v dôsledku dlhodobého nahromadenia hustých spodných sedimentov s následným vysychaním a zvetrávaním okolitých hornín. Okrem toho existujú dôkazy o posunoch kanálov v delte rieky, keď sa povrch postupne dvíha.
Na juhozápadnej pologuli, v kráteri Eberswalde, bola objavená riečna delta s rozlohou asi 115 km2. Rieka, ktorá deltu obmývala, mala viac ako 60 km.
O prítomnosti vody v minulosti svedčia aj údaje z roverov Spirit a Opportunity NASA (boli nájdené minerály, ktoré sa mohli vytvárať len v dôsledku dlhodobého vystavenia vode). Prístroj "Phoenix" objavil nánosy ľadu priamo v zemi.
Okrem toho sa na svahoch kopcov našli tmavé pruhy, čo naznačuje výskyt tekutej slanej vody na povrchu v našej dobe. Objavujú sa krátko po nástupe letného obdobia a do zimy miznú, „obtekajú“ rôzne prekážky, splývajú a rozchádzajú sa. „Je ťažké si predstaviť, že by takéto štruktúry mohli vzniknúť nie z prúdenia tekutín, ale z niečoho iného,“ povedal zamestnanec NASA Richard Zurek.
Na vulkanickej pahorkatine Tharsis sa našlo niekoľko nezvyčajných hlbokých studní. Súdiac podľa obrázku marťanského prieskumného satelitu z roku 2007, jeden z nich má priemer 150 metrov a osvetlená časť steny siaha nie menej ako 178 metrov do hĺbky. Bola predložená hypotéza o sopečnom pôvode týchto útvarov.
Priming
Elementárne zloženie povrchovej vrstvy marťanskej pôdy podľa údajov landerov nie je na rôznych miestach rovnaké. Hlavnou zložkou pôdy je oxid kremičitý (20-25%), obsahujúci prímes hydrátov oxidov železa (až 15%), ktoré dodávajú pôde červenkastú farbu. Významné sú nečistoty zlúčenín síry, vápnika, hliníka, horčíka, sodíka (niekoľko percent pre každého).
Podľa údajov zo sondy Phoenix NASA (pristátie na Marse 25. mája 2008) sa pomer pH a niektoré ďalšie parametre marťanských pôd približujú k zemským a teoreticky by sa na nich dali pestovať rastliny. „V skutočnosti sme zistili, že pôda na Marse spĺňa požiadavky a obsahuje aj prvky potrebné na vznik a udržanie života v minulosti, v súčasnosti aj v budúcnosti,“ povedal Sam Kunaves, vedúci výskumný chemik projekt. Aj tento zásaditý typ pôdy si podľa neho veľa ľudí nájde na „svojom dvore“ a celkom sa hodí na pestovanie špargle.
V mieste pristátia prístroja je v zemi tiež značné množstvo vodného ľadu. Orbiter Mars Odyssey tiež zistil, že pod povrchom červenej planéty sa nachádzajú nánosy vodného ľadu. Neskôr tento predpoklad potvrdili aj ďalšie zariadenia, no otázku prítomnosti vody na Marse definitívne vyriešili v roku 2008, keď sonda Phoenix, ktorá pristála v blízkosti severného pólu planéty, dostala vodu z marťanskej pôdy.
Geológia a vnútorná štruktúra
V minulosti na Marse, rovnako ako na Zemi, dochádzalo k pohybu litosférických dosiek. Potvrdzujú to vlastnosti magnetického poľa Marsu, polohy niektorých sopiek napríklad v provincii Tharsis, ako aj tvar údolia Mariner Valley. Súčasný stav, keď sopky môžu existovať oveľa dlhšie ako na Zemi a dosahujú gigantické veľkosti, naznačuje, že teraz tento pohyb skôr chýba. Podporuje to skutočnosť, že štítové sopky rastú v dôsledku opakovaných erupcií z toho istého prieduchu počas dlhého časového obdobia. Na Zemi v dôsledku pohybu litosférických dosiek vulkanické body neustále menili svoju polohu, čo obmedzovalo rast štítových sopiek a možno im neumožňovalo dosahovať výšky ako na Marse. Na druhej strane, rozdiel v maximálnej výške sopiek možno vysvetliť tým, že vďaka nižšej gravitácii na Marse je možné postaviť vyššie stavby, ktoré by sa vlastnou váhou nezrútili.
Porovnanie štruktúry Marsu a iných terestrických planét
Moderné modely vnútornej štruktúry Marsu naznačujú, že Mars pozostáva z kôry s priemernou hrúbkou 50 km (a maximálnej hrúbky do 130 km), silikátového plášťa s hrúbkou 1800 km a jadra s polomerom 1480 km. . Hustota v strede planéty by mala dosiahnuť 8,5 g/cm2. Jadro je čiastočne tekuté a tvorí ho najmä železo s prímesou 14-17% (hmotn.) síry a obsah ľahkých prvkov je dvakrát vyšší ako v jadre Zeme. Podľa moderných odhadov sa formovanie jadra zhodovalo s obdobím raného vulkanizmu a trvalo asi miliardu rokov. Čiastočné tavenie plášťových silikátov trvalo približne rovnaký čas. Kvôli nižšej gravitácii na Marse je rozsah tlaku v plášti Marsu oveľa menší ako na Zemi, čo znamená, že má menej fázových prechodov. Predpokladá sa, že fázový prechod modifikácie olivínu na spinel začína v pomerne veľkých hĺbkach - 800 km (400 km na Zemi). Povaha reliéfu a ďalšie znaky naznačujú prítomnosť astenosféry pozostávajúcej zo zón čiastočne roztavenej hmoty. Pre niektoré oblasti Marsu bola zostavená podrobná geologická mapa.
Podľa pozorovaní z obežnej dráhy a analýzy zbierky marťanských meteoritov sa povrch Marsu skladá hlavne z čadiča. Existujú určité dôkazy, ktoré naznačujú, že na časti povrchu Marsu je materiál viac kremenný ako normálny čadič a môže byť podobný andezitovým horninám na Zemi. Tieto isté pozorovania však možno interpretovať v prospech prítomnosti kremenného skla. Významnú časť hlbšej vrstvy tvorí zrnitý prach oxidu železa.
Magnetické pole Marsu
Mars má slabé magnetické pole.
Podľa údajov magnetometrov staníc Mars-2 a Mars-3 je sila magnetického poľa na rovníku asi 60 gamov, na póle 120 gamov, čo je 500-krát slabšie ako na Zemi. Podľa AMS Mars-5 bola sila magnetického poľa na rovníku 64 gama a magnetický moment bol 2,4 1022 orersted cm2.
Magnetické pole Marsu je extrémne nestabilné, na rôznych miestach planéty sa jeho sila môže líšiť 1,5 až 2 krát a magnetické póly sa nezhodujú s fyzikálnymi. To naznačuje, že železné jadro Marsu je relatívne nehybné vo vzťahu k jeho kôre, to znamená, že mechanizmus planetárneho dynama zodpovedný za magnetické pole Zeme na Marse nefunguje. Hoci Mars nemá stabilné planetárne magnetické pole, pozorovania ukázali, že časti zemskej kôry planéty sú zmagnetizované a že v minulosti došlo k obráteniu magnetických pólov týchto častí. Ukázalo sa, že magnetizácia týchto častí je podobná pásovým magnetickým anomáliám v oceánoch.
Jedna teória publikovaná v roku 1999 a opätovne testovaná v roku 2005 (pomocou bezpilotného Mars Global Surveyor) naznačuje, že tieto pásy vykazujú doskovú tektoniku pred 4 miliardami rokov predtým, ako prestalo fungovať dynamo planéty, čo spôsobilo prudké zoslabnutie magnetického poľa. Príčiny tohto prudkého poklesu nie sú jasné. Je predpoklad, že fungovanie dynama 4 mld. rokmi sa vysvetľuje prítomnosťou asteroidu, ktorý rotoval vo vzdialenosti 50-75 tisíc kilometrov okolo Marsu a spôsobil nestabilitu v jeho jadre. Asteroid potom klesol na svoju hranicu Roche a zrútil sa. Samotné toto vysvetlenie však obsahuje nejednoznačnosti a vo vedeckej komunite je sporné.
Geologická história
Globálna mozaika 102 snímok z orbitálnej dráhy Viking 1 z 22. februára 1980.
Možno sa v dávnej minulosti v dôsledku zrážky s veľkým nebeským telesom zastavila rotácia jadra, ako aj strata hlavného objemu atmosféry. Predpokladá sa, že k strate magnetického poľa došlo asi pred 4 miliardami rokov. V dôsledku slabosti magnetického poľa preniká slnečný vietor atmosférou Marsu takmer bez prekážok a mnohé z fotochemických reakcií pod vplyvom slnečného žiarenia, ktoré sa vyskytujú na Zemi v ionosfére a vyššie, možno na Marse pozorovať takmer v jeho samom povrch.
Geologická história Marsu zahŕňa tieto tri epochy:
Noachovská epocha (pomenovaná podľa „Noachian Land“, oblasť Marsu): vznik najstaršieho existujúceho povrchu Marsu. Pokračovalo to v období pred 4,5 miliardami – 3,5 miliardami rokov. Počas tejto epochy bol povrch zjazvený početnými impaktnými krátermi. Náhorná plošina provincie Tharsis vznikla pravdepodobne v tomto období s neskorším intenzívnym prúdením vody.
Hesperova éra: pred 3,5 miliardami rokov do pred 2,9 - 3,3 miliardami rokov. Toto obdobie je poznačené tvorbou obrovských lávových polí.
Amazonská éra (pomenovaná podľa „Amazonskej nížiny“ na Marse): pred 2,9-3,3 miliardami rokov až do súčasnosti. Oblasti vytvorené počas tejto epochy majú veľmi málo meteoritových kráterov, ale inak sú úplne odlišné. V tomto období vznikla hora Olymp. V tomto čase sa lávové prúdy liali aj v iných častiach Marsu.
Mesiace Marsu
Prirodzenými satelitmi Marsu sú Phobos a Deimos. Obe objavil americký astronóm Asaph Hall v roku 1877. Phobos a Deimos majú nepravidelný tvar a sú veľmi malé. Podľa jednej hypotézy môžu predstavovať asteroidy ako (5261) Eureka z trójskej skupiny asteroidov zachytených gravitačným poľom Marsu. Satelity sú pomenované podľa postáv sprevádzajúcich boha Aresa (teda Marsa) – Phobos a Deimos, zosobňujúci strach a hrôzu, ktorí pomáhali bohu vojny v bitkách.
Oba satelity rotujú okolo svojich osí s rovnakou periódou ako okolo Marsu, preto sú k planéte otočené vždy tou istou stranou. Slapový vplyv Marsu postupne spomaľuje pohyb Phobosu a nakoniec povedie k pádu satelitu na Mars (pri zachovaní súčasného trendu), prípadne k jeho rozpadu. Naopak, Deimos sa vzďaľuje od Marsu.
Oba satelity majú tvar približujúci sa k trojosovému elipsoidu, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) je o niečo väčší ako Deimos (15x12,2x10,4 km). Povrch Deimosu vyzerá oveľa hladšie vďaka tomu, že väčšina kráterov je pokrytá jemnozrnnou hmotou. Je zrejmé, že na Phobos, ktorý je bližšie k planéte a je masívnejší, látka vyvrhnutá počas dopadov meteoritu buď opäť narazila na povrch, alebo dopadla na Mars, zatiaľ čo na Deimos zostala na obežnej dráhe okolo satelitu dlhú dobu, postupne sa usadzovala a skrývala. nerovný terén.
Život na Marse
Populárna predstava, že Mars obývali inteligentní Marťania, sa rozšírila koncom 19. storočia.
Schiaparelliho pozorovania takzvaných kanálov v kombinácii s knihou Percivala Lowella na tú istú tému spopularizovali myšlienku planéty, ktorá bola stále suchšia, chladnejšia, umierala a na ktorej zavlažovanie vykonávala staroveká civilizácia.
Mnohé ďalšie pozorovania a oznámenia slávnych ľudí viedli k takzvanej „Marsovej horúčke“ okolo tejto témy. V roku 1899, pri štúdiu atmosférického rušenia rádiového signálu pomocou prijímačov na Coloradskom observatóriu, vynálezca Nikola Tesla pozoroval opakujúci sa signál. Potom špekuloval, že by mohlo ísť o rádiový signál z iných planét, ako je Mars. V rozhovore z roku 1901 Tesla povedal, že prišiel k myšlienke, že rušenie môže byť spôsobené umelo. Hoci nedokázal rozlúštiť ich význam, bolo pre neho nemožné, aby vznikli úplnou náhodou. Podľa jeho názoru to bol pozdrav z jednej planéty na druhú.
Teslovu teóriu silne podporil slávny britský fyzik William Thomson (Lord Kelvin), ktorý pri návšteve Spojených štátov v roku 1902 povedal, že podľa jeho názoru Tesla zachytil signál Marťanov vyslaných do Spojených štátov. Kelvin však toto vyhlásenie pred odchodom z Ameriky rázne poprel: "V skutočnosti som povedal, že obyvatelia Marsu, ak existujú, určite môžu vidieť New York, najmä svetlo z elektriny."
Dnes sa prítomnosť tekutej vody na jej povrchu považuje za podmienku rozvoja a udržania života na planéte. Existuje aj požiadavka, aby sa obežná dráha planéty nachádzala v takzvanej obývateľnej zóne, ktorá pre slnečnú sústavu začína za Venušou a končí na hlavnej poloosi obežnej dráhy Marsu. Počas perihélia sa Mars nachádza v tejto zóne, ale tenká atmosféra s nízkym tlakom zabraňuje objaveniu sa tekutej vody na veľkej ploche na dlhú dobu. Nedávne dôkazy naznačujú, že akákoľvek voda na povrchu Marsu je príliš slaná a kyslá na to, aby podporovala trvalý pozemský život.
Nedostatok magnetosféry a extrémne tenká atmosféra Marsu sú tiež problémom pre udržanie života. Na povrchu planéty je veľmi slabý pohyb tepelných tokov, je slabo izolovaný od bombardovania časticami slnečného vetra, navyše pri zahriatí sa voda okamžite odparuje a obchádza kvapalné skupenstvo v dôsledku nízkeho tlaku. Mars je tiež na prahu tzv. „geologická smrť“. Koniec sopečnej činnosti zrejme zastavil cirkuláciu minerálov a chemických prvkov medzi povrchom a vnútrom planéty.
Dôkazy naznačujú, že planéta bola predtým oveľa náchylnejšia na život ako teraz. Dodnes sa však na ňom nenašli pozostatky organizmov. V rámci programu Viking, ktorý sa uskutočnil v polovici 70. rokov 20. storočia, sa uskutočnila séria experimentov na detekciu mikroorganizmov v pôde Marsu. Vykázala pozitívne výsledky, ako je dočasné zvýšenie uvoľňovania CO2, keď sa častice pôdy umiestnia do vody a živných médií. Potom však niektorí vedci [kto?] tento dôkaz života na Marse spochybnili. To viedlo k ich zdĺhavému sporu s vedcom z NASA Gilbertom Lewinom, ktorý tvrdil, že Viking objavil život. Po prehodnotení vikingských údajov vo svetle súčasných vedeckých poznatkov o extrémofiloch sa zistilo, že uskutočnené experimenty neboli dostatočne dokonalé na odhalenie týchto foriem života. Navyše tieto testy mohli dokonca zabiť organizmy, aj keď boli obsiahnuté vo vzorkách. Testy uskutočnené programom Phoenix ukázali, že pôda má veľmi zásadité pH a obsahuje horčík, sodík, draslík a chlorid. Živiny v pôde sú dostatočné na podporu života, ale formy života musia byť chránené pred intenzívnym ultrafialovým svetlom.
Je zaujímavé, že v niektorých meteoritoch marťanského pôvodu sa našli útvary, ktoré sa tvarom podobajú najjednoduchším baktériám, aj keď sú veľkosťou nižšie ako najmenšie pozemské organizmy. Jedným z týchto meteoritov je ALH 84001, nájdený v Antarktíde v roku 1984.
Podľa výsledkov pozorovaní zo Zeme a údajov zo sondy Mars Express bol v atmosfére Marsu zistený metán. V podmienkach Marsu sa tento plyn rozkladá pomerne rýchlo, takže musí existovať stály zdroj doplňovania. Takýmto zdrojom môže byť buď geologická aktivita (ale na Marse neboli nájdené žiadne aktívne sopky), alebo životne dôležitá aktivita baktérií.
Astronomické pozorovania z povrchu Marsu
Po pristátiach automatických vozidiel na povrchu Marsu bolo možné vykonávať astronomické pozorovania priamo z povrchu planéty. Vzhľadom na astronomickú polohu Marsu v slnečnej sústave, vlastnosti atmosféry, obdobie revolúcie Marsu a jeho satelitov sa obraz nočnej oblohy Marsu (a astronomických javov pozorovaných z planéty) líši od pozemského resp. v mnohých ohľadoch pôsobí nezvyčajne a zaujímavo.
Farba oblohy na Marse
Počas východu a západu Slnka má marťanská obloha v zenite červeno-ružovú farbu a v tesnej blízkosti disku Slnka - od modrej po fialovú, čo je úplne opačné ako na obrázku pozemských úsvitov.
Na poludnie je obloha Marsu žltooranžová. Dôvodom takýchto rozdielov od farebnej schémy zemskej oblohy sú vlastnosti tenkej, riedkej atmosféry Marsu obsahujúcej suspendovaný prach. Na Marse hrá Rayleighov rozptyl lúčov (ktorý je na Zemi príčinou modrej farby oblohy) nepodstatnú úlohu, jeho účinok je slabý. Žlto-oranžové sfarbenie oblohy je pravdepodobne spôsobené aj prítomnosťou 1% magnetitu v prachových časticiach neustále suspendovaných v marťanskej atmosfére a vyvolaných sezónnymi prachovými búrkami. Súmrak začína dlho pred východom slnka a trvá dlho po západe slnka. Niekedy farba marťanskej oblohy nadobudne fialový odtieň v dôsledku rozptylu svetla na mikročasticiach vodného ľadu v oblakoch (ten je pomerne zriedkavý jav).
slnko a planéty
Uhlová veľkosť Slnka, pozorovaná z Marsu, je menšia ako uhlová veľkosť viditeľná zo Zeme a predstavuje 2/3 tejto veľkosti. Merkúr z Marsu bude pre jeho extrémnu blízkosť k Slnku prakticky nedostupný na pozorovanie voľným okom. Najjasnejšou planétou na oblohe Marsu je Venuša, na druhom mieste je Jupiter (jeho štyri najväčšie satelity možno pozorovať aj bez ďalekohľadu), na treťom je Zem.
Zem je vnútornou planétou Marsu, rovnako ako Venuša pre Zem. V súlade s tým je Zem z Marsu pozorovaná ako ranná alebo večerná hviezda, ktorá vychádza pred úsvitom alebo je viditeľná na večernej oblohe po západe slnka.
Maximálne predĺženie Zeme na oblohe Marsu bude 38 stupňov. Voľným okom bude Zem viditeľná ako jasná (maximálna viditeľná magnitúda asi -2,5) zelenkastá hviezda, vedľa ktorej bude ľahko rozlíšiteľná žltkastá a slabšia (asi 0,9) hviezda Mesiaca. V ďalekohľade budú oba objekty vykazovať rovnaké fázy. Otáčanie Mesiaca okolo Zeme bude z Marsu pozorované nasledovne: pri maximálnej uhlovej vzdialenosti Mesiaca od Zeme voľným okom ľahko oddelí Mesiac a Zem: za týždeň „hviezdy“ Mesiaca a Zem splynie do jedinej hviezdy neoddeliteľnej okom, o ďalší týždeň bude Mesiac opäť viditeľný na maximálnu vzdialenosť, ale na druhej strane Zeme. Periodicky bude môcť pozorovateľ na Marse vidieť prechod (prechod) Mesiaca cez zemský kotúč alebo naopak zakrytie Mesiaca zemským kotúčom. Maximálna zdanlivá vzdialenosť Mesiaca od Zeme (a ich zdanlivá jasnosť) pri pohľade z Marsu sa bude výrazne líšiť v závislosti od relatívnej polohy Zeme a Marsu, a teda od vzdialenosti medzi planétami. Počas epochy opozícií to bude asi 17 minút oblúka, pri maximálnej vzdialenosti Zeme a Marsu - 3,5 minúty oblúka. Zem, podobne ako ostatné planéty, budeme pozorovať v pásme súhvezdia Zverokruhu. Prechod Zeme cez kotúč Slnka bude môcť pozorovať aj astronóm na Marse, najbližšie nastane 10. novembra 2084.
Mesiace - Phobos a Deimos
Prechod Phobosu cez disk Slnka. Obrázky Opportunity
Phobos pri pozorovaní z povrchu Marsu má zdanlivý priemer asi 1/3 disku Mesiaca na zemskej oblohe a zdanlivú magnitúdu asi -9 (približne ako Mesiac vo fáze prvej štvrtiny) . Phobos vychádza na západe a zapadá na východe, aby sa opäť zdvihol o 11 hodín neskôr, čím prekračoval oblohu Marsu dvakrát denne. Pohyb tohto rýchleho mesiaca po oblohe bude počas noci ľahko viditeľný, rovnako ako meniace sa fázy. Voľným okom je možné rozlíšiť najväčšiu črtu reliéfu Phobos – kráter Stickney. Deimos vychádza na východe a zapadá na západe, vyzerá ako jasná hviezda bez viditeľného viditeľného disku s magnitúdou asi -5 (o niečo jasnejšia ako Venuša na zemskej oblohe), pomaly prechádzajúca oblohou počas 2,7 marťanského dňa. Oba satelity je možné pozorovať na nočnej oblohe súčasne, v takom prípade sa Phobos presunie smerom k Deimosu.
Jas Phobos aj Deimos je dostatočný na to, aby objekty na povrchu Marsu v noci vrhali ostré tiene. Oba satelity majú relatívne malý sklon obežnej dráhy k rovníku Marsu, čo vylučuje ich pozorovanie vo vysokých severných a južných šírkach planéty: napríklad Phobos nikdy nevystúpi nad horizont severne od 70,4 ° severnej šírky. sh. alebo južne od 70,4° j. š sh.; pre Deimos sú tieto hodnoty 82,7°N. sh. a 82,7°S sh. Na Marse možno pozorovať zatmenie Phobosu a Deimosu, keď vstúpia do tieňa Marsu, ako aj zatmenie Slnka, ktoré je len prstencové kvôli malým uhlovým rozmerom Phobosu v porovnaní so slnečným kotúčom.
Nebeská sféra
Severný pól na Marse je v dôsledku sklonu osi planéty v súhvezdí Labuť (ekvatoriálne súradnice: rektascenzia 21h 10m 42s, deklinácia +52°53,0? a nie je označený jasnou hviezdou: najbližšie k pólu je slabá hviezda šiestej magnitúdy BD +52 2880 (iné jej označenia sú HR 8106, HD 201834, SAO 33185. Južný nebeský pól (súradnice 9h 10m 42s a -52° 53,0) je pár stupňov od hviezdy Kappa Parusov (zdanlivá magnitúda 2,5) - v zásade ho možno považovať za hviezdu južného pólu Marsu.
Súhvezdia zverokruhu marťanskej ekliptiky sú podobné tým, ktoré sú pozorované zo Zeme, s jedným rozdielom: pri pozorovaní ročného pohybu Slnka medzi súhvezdiami (podobne ako iné planéty vrátane Zeme) opúšťa východnú časť súhvezdia Rýb. , prejde 6 dní cez severnú časť súhvezdia Cetus, než sa opäť dostane do západnej časti Rýb.
História štúdia Marsu
S prieskumom Marsu sa začalo už dávno, dokonca pred 3,5 tisíc rokmi, v starovekom Egypte. Prvé podrobné správy o polohe Marsu urobili babylonskí astronómovia, ktorí vyvinuli množstvo matematických metód na predpovedanie polohy planéty. Na základe údajov Egypťanov a Babylončanov vyvinuli starogrécki (helénski) filozofi a astronómovia podrobný geocentrický model na vysvetlenie pohybu planét. O niekoľko storočí neskôr odhadli indickí a islamskí astronómovia veľkosť Marsu a jeho vzdialenosť od Zeme. V 16. storočí Mikuláš Koperník navrhol heliocentrický model na opis slnečnej sústavy s kruhovými dráhami planét. Jeho výsledky zrevidoval Johannes Kepler, ktorý zaviedol presnejšiu eliptickú dráhu Marsu, ktorá sa zhoduje s pozorovanou dráhou.
V roku 1659 Francesco Fontana pri pohľade na Mars cez ďalekohľad urobil prvú kresbu planéty. Znázornil čiernu škvrnu v strede jasne definovanej gule.
V roku 1660 boli k čiernej škvrne pridané dve polárne čiapky, ktoré pridal Jean Dominique Cassini.
V roku 1888 Giovanni Schiaparelli, ktorý študoval v Rusku, pomenoval jednotlivé povrchové detaily: Afroditské more, Eritrejské more, Jadran, Cimmerian; jazerá Slnka, Lunar a Fénix.
Rozkvet teleskopických pozorovaní Marsu nastal na konci 19. – v polovici 20. storočia. Je to z veľkej časti kvôli verejnému záujmu a známym vedeckým sporom okolo pozorovaných marťanských kanálov. Z astronómov predvesmírnej éry, ktorí v tomto období robili teleskopické pozorovania Marsu, sú najznámejší Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Práve oni položili základy areografie a zostavili prvé podrobné mapy povrchu Marsu – hoci sa ukázalo, že sa takmer úplne mýlili po tom, čo na Mars prileteli automatické sondy.
Kolonizácia Marsu
Odhadovaný pohľad na Mars po terraformácii
Relatívne blízko k suchozemským prírodným podmienkam túto úlohu o niečo uľahčujú. Najmä na Zemi sú miesta, kde sú prírodné podmienky podobné tým na Marse. Extrémne nízke teploty v Arktíde a Antarktíde sú porovnateľné aj s najnižšími teplotami na Marse a na rovníku Marsu je počas letných mesiacov teplo (+20 °C) ako na Zemi. Aj na Zemi sú púšte podobné vzhľadu marťanskej krajiny.
Medzi Zemou a Marsom sú však značné rozdiely. Najmä magnetické pole Marsu je asi 800-krát slabšie ako zemské. Spolu so riedkou (stonásobne v porovnaní so Zemou) atmosférou to zvyšuje množstvo ionizujúceho žiarenia dopadajúceho na jej povrch. Merania uskutočnené americkým bezpilotným prostriedkom The Mars Odyssey ukázali, že radiačné pozadie na obežnej dráhe Marsu je 2,2-krát vyššie ako radiačné pozadie na Medzinárodnej vesmírnej stanici. Priemerná dávka bola približne 220 miliradov za deň (2,2 miliray za deň alebo 0,8 šedej za rok). Množstvo žiarenia prijatého v dôsledku trojročného pobytu v takomto pozadí sa približuje stanoveným bezpečnostným limitom pre astronautov. Na povrchu Marsu je radiačné pozadie o niečo nižšie a dávka je 0,2-0,3 Gy za rok, pričom sa výrazne líši v závislosti od terénu, nadmorskej výšky a miestnych magnetických polí.
Chemické zloženie minerálov bežných na Marse je rôznorodejšie ako u iných nebeských telies v blízkosti Zeme. Podľa korporácie 4Frontiers stačia na zásobovanie nielen samotného Marsu, ale aj Mesiaca, Zeme a pásu asteroidov.
Doba letu zo Zeme na Mars (pri súčasných technológiách) je 259 dní v poloelipse a 70 dní v parabole. Na komunikáciu s potenciálnymi kolóniami možno využiť rádiovú komunikáciu, ktorá má pri najbližšom priblížení planét (čo sa opakuje každých 780 dní) oneskorenie 3-4 minúty v každom smere a cca 20 minút. v maximálnej vzdialenosti planét; pozri Konfigurácia (astronómia).
Dodnes sa nepodnikli žiadne praktické kroky na kolonizáciu Marsu, ale kolonizácia sa rozvíja, napríklad projekt Centenary Spacecraft, vývoj obytného modulu pre pobyt na planéte Deep Space Habitat.
» Vlastnosti Marsu
Mars je štvrtá planéta od Slnka v slnečnej sústave. Niekedy sa Mars nazýva aj červená planéta kvôli charakteristickému červenohnedému povlaku, ktorý pokrýva celé nebeské teleso.
Polomer Marsu je približne polovičný ako polomer Zeme a z hľadiska hmotnosti je asi desaťkrát nižší ako naša planéta.
Keď sa železo dostane do kontaktu so vzduchom, vytvorí sa na ňom červenohnedý povlak hrdze. A keďže povrch Marsu obsahuje veľké množstvo takéhoto prachu, samotná planéta vyzerá červeno. A čo viac, vďaka hrdzavému prachu má atmosféra Marsu tiež jemný ružovo-červený odtieň. Podľa vedcov sa tento prach objavil v dôsledku sopečných erupcií.
Marťanský rok je obdobie, počas ktorého sa Mars otočí okolo Slnka. Trvá o niečo viac ako dva pozemské roky a je 687 pozemských dní.
Podnebie na Marse je chladnejšie ako na Zemi. Je to spôsobené tým, že Červená planéta je ďalej od Slnka. Priemerná zimná teplota je -70 °C a niekedy môže teplomer klesnúť až na -125 °C. V lete teplota stúpa na +20 ° С. Atmosféra na Marse pozostáva z 80 % oxidu uhličitého a je veľmi riedka.
Navyše riedka atmosféra nemôže plniť ochrannú funkciu a udržiavať teplo, ako to robí atmosféra Zeme. Preto sú na Marse pozorované veľké teplotné rozdiely v zime a v lete.
Atmosférický tlak na povrchu planéty je asi 150-krát menší ako na Zemi.
Mars má najsilnejšie prachové búrky zo všetkých planét slnečnej sústavy. Vydržia mesiace na celej planéte. Na Marse bolo zaznamenané veľmi nestabilné a extrémne slabé magnetické pole. To naznačuje neprítomnosť tekutého kovového jadra, ako napríklad Zem.
Reliéf planéty
Na povrchu Marsu sú vysokohorské aj rovinaté oblasti. Zároveň sa hory a kopce nachádzajú v južnej časti planéty a roviny v severnej časti. Vedci stále nedokážu vysvetliť túto vlastnosť reliéfu planéty.
Mount Olympus sa nachádza v blízkosti rovníka Marsu. Je známe, že priemer jeho základne je 600 km a výška je približne 22 km. Olymp je považovaný za najvyššiu horu nielen Marsu, ale aj všetkých planét slnečnej sústavy. Je taký veľký, že ho astronómovia mohli vidieť ďalekohľadom už v 19. storočí!
Ďalšia záhada Marsu znepokojuje vedcov už nejaký čas. Ide o takzvané marťanské kanály, ktoré si na konci 19. storočia všimol jeden z astronómov. Po bližšom skúmaní sa ukázalo, že ide vlastne o optický klam. Pred tisíckami rokov sa klíma na Marse výrazne líšila od modernej: je známe, že na povrchu tejto planéty tiekli rieky. Potom vyschli a na snímkach urobených z vesmíru sú dodnes viditeľné vyschnuté korytá riek.
Štruktúra planéty
Pokiaľ ide o vnútornú štruktúru, Mars sa príliš nelíši od iných terestrických planét. Povrch Červenej planéty je pokrytý kôrou, ktorej hrúbka sa pohybuje od 50 do 125 km. Pod kôrou je silikátový plášť, vo vnútri je čiastočne tekuté jadro.
Mesiace Marsu
V polovici XIX storočia. Astronómovia zistili, že Mars má dva mesiace. Nebeské telesá nepravidelného podlhovastého tvaru boli pomenované Phobos a Deimos, čo v starej gréčtine znamená „strach“ a „hrôza“. Veľkosti satelitov však vôbec nezodpovedajú ich názvom. Oba satelity sú pomerne malé: Phobos nemá priemer viac ako 30 km a Deimos je ešte menší.
Mars patrí medzi terestrické planéty (4. z hľadiska vzdialenosti od Slnka). Atmosféra je riedka a reliéf tvorí komplex impaktných kráterov, sopečných hôr, púští, údolí a polárnych ľadovcov. Hlavná farba planéty je kvôli oxidu železa červeno-oranžová, preto sa nazýva červená planéta. Nachádzajú sa aj iné farby: zlatá, hnedá, zeleno-hnedá. Takáto rozmanitosť odtieňov je daná minerálmi prítomnými v pôde.
Hustota pôdneho krytu je nižšia ako na Zemi. Rovná sa 3,933 g / cm³ a pre Zem tento indikátor zodpovedá 5,518 g / cm³. Veľkosť Marsu vzhľadom na Zem nie je v prospech prvého. Červená planéta má približne polovicu priemeru Zeme a jej povrch je o niečo menší ako plocha Zeme. V číslach to vyzerá takto:
Rovníkový polomer: 3396,2 km (0,52 Zeme);
Polárny polomer: 3376,2 km (0,51 Zeme);
Priemerný polomer: 3389,5 km (0,53 Zeme);
Rozloha: 144 371 391 m2. km (0,25 Zeme).
Pre porovnanie, plocha modrej planéty Zem je 148 939 063 metrov štvorcových. km. To je len 29,2% celkovej plochy Zeme. Všetko ostatné zaberajú moria a oceány.
Mali by ste tiež vedieť, že objem Marsu je 15% objemu modrej planéty a jeho hmotnosť dosahuje 11% objemu Zeme. V súlade s tým je gravitácia len 38% zemskej. V číslach je hmotnosť červenej planéty: 6,423 × 10 23 kg, oproti hmotnosti Zeme 5,974 × 10 24 kg.
Reliéf Marsu má mnoho jedinečných vlastností. Na červenej planéte je najvyššia hora slnečnej sústavy - Olymp (27 km na výšku). Rovnako ako najväčší kaňon Mariner. Toto už nie je na žiadnej planéte slnečnej sústavy. Na Plutovom mesiaci Charone je však kaňon veľký.
Južná a pravá hemisféra sa zásadne líšia svojim reliéfom. Existuje hypotéza, že takmer celá severná pologuľa je impaktný kráter. Čo sa týka plochy, zaberá takmer 40 % povrchu planéty a ak je toto naozaj kráter, tak je najväčší v slnečnej sústave.
Tento hypotetický kráter sa nazýva povodie severného pólu. Niektorí odborníci sa domnievajú, že vznikol pred 4 miliardami rokov dopadom kozmického telesa s priemerom 1900 km a hmotnosťou 2 % hmotnosti Marsu. V súčasnosti však táto panva nie je uznaná ako impaktný kráter.
Vonkajšie rozmery Marsu nie sú príliš pôsobivé. Červená planéta citeľne stráca na Zemi vo všetkých ohľadoch. Okrem toho má slabé magnetické pole, ktoré priamo súvisí s útrobami kozmického telesa. Polotekuté jadro má polomer asi 1800 km. Skladá sa zo železa, niklu a 17% síry. Obsahuje 2-krát viac svetelných prvkov ako Zem. Plášť sa nachádza okolo jadra. Závisia od nej vulkanické a tektonické procesy, v súčasnosti je však neaktívna.
Útroby červenej planéty sú „zabalené“ v marťanskej kôre. Dominujú v ňom také prvky ako železo, draslík, horčík, vápnik, hliník. Priemerná hrúbka kôry je 50 km a maximálna 125 km. Hrúbka zemskej kôry je v priemere 40 km, takže podľa tohto ukazovateľa Mars prevyšuje modrú planétu. Ale vo všeobecnosti ide o malé vesmírne teleso, ktoré je po Mesiaci druhým najdôležitejším susedom Zeme.
Vladislav Ivanov
ČERVENÁ PLANÉTA MARS
Mars je po Zemi prvou planétou slnečnej sústavy, o ktorú ľudia začali nejaký čas prejavovať mimoriadny záujem, spôsobený nádejou, že existuje vyvinutý mimozemský život.
Planéta je pomenovaná Mars na počesť starovekého rímskeho boha vojny (rovnako ako Ares v starogréckej mytológii).jeho krvavočervenej farby v dôsledku prítomnosti oxidu železa v pôde Marsu.
Hlavné charakteristiky
Mars je štvrtou najväčšou planétou od Slnka a siedmou najväčšou planétou slnečnej sústavy.Zo Zeme ho možno vidieť voľným okom. Svojou jasnosťou je druhá po Venuši, Mesiaci a Slnku.
Mars je takmer polovičný ako Zem – jeho rovníkový polomer je3 396,9 kilometrov (53,2 % Zeme). Plocha povrchu Marsu je približne rovnaká ako plocha Zeme.
Priemerná vzdialenosť z Marsu k Slnku je 228 miliónov kilometrov, doba obehu okolo Slnka je 687 pozemských dní.
Minimálna vzdialenosť z Marsu k Zemi je 55,75 milióna kilometrov, maximálna je asi 401 miliónov kilometrov.
Mars je najbližšie k Zemi počas opozície, keď je planéta v opačnom smere od Slnka.Vzdialenosti medzi Zemou a Marsom v momentoch konfrontácie sa pohybujú od 55 do 102 miliónov kilometrov. Veľká opozícia sa nazýva, keď je vzdialenosť medzi dvoma planétami menšia ako 60 miliónov kilometrov. Veľká opozícia Zeme a Marsu sa opakuje každých 15-17 rokov (posledná bola v auguste 2003).A tie obvyklé – každých 26 mesiacov na rôznych miestach obežnej dráhy Marsu a Zeme.
Mars má rotáciu a ročné obdobia podobné ako na Zemi, ale jeho klíma je oveľa chladnejšia a suchšia ako na Zemi.
Doba rotácie planéty je 24 hodín 37 minút 22,7 sekúnd.
Na Marse, rovnako ako na Zemi, sú dva póly, severný a južný. Mars rotuje dostatočne rýchlo na to, aby mal na oboch póloch mierne sploštený tvar. Polárny polomer planéty je zároveň asi o 21 kilometrov menší ako rovníkový.
Marťanský rok pozostáva z 668,6 marťanských slnečných dní, nazývaných sols.
Hmotnosť planéty Mars je 6,418 × 1023 kilogramov (11 % hmotnosti Zeme).
Mars má dva prirodzené satelity, Phobos a Deimos, a tri umelé satelity.
Od februára 2009 obiehajú okolo Marsu tri funkčné kozmické lode: Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Orbiter, čo je viac ako ktorákoľvek iná planéta okrem Zeme.
Na povrchu Marsu je niekoľko neaktívnych pristávacích modulov a roverov, ktoré dokončili svoje misie.
Klíma na Marse
Klíma na Marse, podobne ako na Zemi, je sezónna. K zmene ročných období na Marse dochádza v podstate rovnakým spôsobom ako na Zemi, ale podnebie je tam chladnejšie a suchšie ako naše. V chladnom období sa aj mimo polárnych čiapok môže na povrchu vytvárať slabý mráz. Snímku mrazu raz urobilo lietadlo Viking 2..
Mars rover "Phoenix" v určitom okamihu uspelopraviť padajúci sneh na Marse počas„Marťanská zima“. Sneženie na Marse bolo zaznamenané pomocou lasera, ktorý je vybavený roverom. Sneh sa roveru podarilo opraviť pomocou špeciálneho lasera, ktorým bol vybavený. Sneh padal z výšky asi 4000 metrov, ale nedosiahol povrch planéty a rozpustil sa vo vzduchu.
Zmenu ročných období na Marse zabezpečujesklon jeho osi otáčania. V tomto prípade vedie predĺženie obežnej dráhy k veľkým rozdielom v trvaní ročných období. Na rozdiel od pozemských, ktoré majú rovnaké trvanie 3 mesiace. Mars má severnú jar a leto, ktoré spadajú na tú časť obežnej dráhy, ktorá je najďalej od Slnka. Tieto sezóny spolu trvajú 371 sólov, čo je výrazne viac ako polovica marťanského roka. Preto sú na Marse letá na severe dlhé a chladné, zatiaľ čo letá na juhu sú krátke a horúce.
Mars sa vyznačuje prudkým poklesom teploty. Teploty na rovníku planéty sa pohybujú od +30°C na poludnie do -80°C o polnoci. V blízkosti pólov teplota niekedy klesá na −143°C, pri ktorej dochádza ku kondenzácii oxidu uhličitého. Mars je veľmi chladný svet, no podnebie tam nie je oveľa drsnejšie ako v Antarktíde.
Na Marse momentálne nie je žiadna tekutá voda. S najväčšou pravdepodobnosťou však biele polárne čiapky, objavené v roku 1704, pozostávajú z vodného ľadu zmiešaného s pevným oxidom uhličitým. V zime presahujú tretinu (južná polárna čiapočka - polovicu) vzdialenosti k rovníku. Na jar sa tento ľad čiastočne roztopí a od pólov k rovníku sa šíri vlna stmievania, ktorá bola predtým mylne považovaná za marťanské rastliny.
Vzhľad Marsu sa značne líši v závislosti od ročného obdobia. V prvom rade sú markantné zmeny na polárnych čiapkach. Rastú a zmenšujú sa a vytvárajú sezónne javy v atmosfére a na povrchu Marsu.Polárne čiapky sa skladajú z dvoch zložiek: sezónne - oxid uhličitý a svetské - vodný ľad. Hrúbka uzáverov sa môže pohybovať od 1 metra do 3,7 kilometra.
Predtým mnohí výskumníci vážne verili, že na povrchu Marsu je stále voda v tekutom stave. Tento názor bol založený na pozorovaniach periodických zmien vo svetlých a tmavých oblastiach, najmä v polárnych zemepisných šírkach, ktoré boli podobné kontinentom a moriam.
Tmavé ryhy na povrchu Marsu niektorí pozorovatelia vysvetlili ako kanály pre tekutú vodu.
Neskôr sa ukázalo, že tieto brázdy v skutočnosti neexistovali, ale boli len optickým klamom.
Výskum uskutočnený sondou Mariner 4 v roku 1965 ukázal, že na Marse v súčasnosti nie je žiadna tekutá voda.
Kvôli nízkemu tlaku nemôže voda na povrchu Marsu existovať v tekutom stave. Pri tak malom tlaku, ktorý momentálne na planétu pôsobí, vrie pri veľmi nízkych teplotách, no je pravdepodobné, že v minulosti boli podmienky iné, a preto nemožno vylúčiť prítomnosť primitívneho života na planéte.
31. júla 2008 bola na Marse objavená voda v stave ľadu v mieste pristátia kozmickej lode NASA Phoenix. Prístroj našiel nánosy ľadu priamo v zemi.
Údaje z roverov Spirit a Opportunity NASA tiež poskytujú dôkazy o prítomnosti vody v minulosti (zistili sa minerály, ktoré sa mohli vytvoriť iba v dôsledku dlhodobého vystavenia vode).
Ľadovec s hrúbkou stoviek metrov pokrýva plochu tisícok štvorcových kilometrov a jeho ďalšie štúdium môže poskytnúť informácie o histórii marťanskej klímy.
Podľa moderných koncepcií je celkový objem ľadu uzavretého v polárnej čiapočke severnej pologule približne 1,5 milióna kilometrov, takže v roztopenej forme tento ľad nemohol vytvoriť obrovský oceán, ktorý podľa mnohých výskumníkov kedysi pokrýval takmer celá severná pologuľa.pologuľa Marsu. Záhadou teda zostáva, kam sa podela voda, ktorou kedysi oplývala teraz vyprahnutá planéta.
Pravdepodobnev minulosti mohla byť klíma Marsu teplejšia a vlhšia a na povrchu bola prítomná tekutá voda a dokonca aj pršalo.
Magnetické pole a atmosféra Marsu
Mars má magnetické pole, ale je slabé a extrémne nestabilné. V rôznych častiach planéty sa môže líšiť od 1,5 do 2 krát. Zároveň sa magnetické póly planéty nezhodujú s fyzickými. To naznačuje, že železné jadro Marsu je viac-menej nehybné vzhľadom na jeho kôru, to znamená, že mechanizmus zodpovedný za magnetické pole Zeme na Marse nefunguje.
Moderné modely vnútornej štruktúry Marsu naznačujú, že Mars pozostáva z kôry s priemernou hrúbkou 50 kilometrov (a maximálnej hrúbky do 130 kilometrov), silikátového plášťa (plášť obohatený o železo) s hrúbkou 1800 kilometrov a jadro s polomerom 1480 kilometrov.
Podľa výpočtov má jadro Marsu hmotnosť až 9% hmotnosti planéty. Pozostáva zo železa a jeho zliatin, pričom jadro je v tekutom stave.
Možno sa v dávnej minulosti v dôsledku zrážky s veľkým nebeským telesom zastavila rotácia jadra, ako aj strata hlavného objemu atmosféry.Predpokladá sa, že k strate magnetického poľa došlo asi pred 4 miliardami rokov.
Pretože magnetické pole Marsu je také slabé, slnečný vietor voľne preniká do jeho atmosféry. Z tohto dôvodu dochádza k mnohým reakciám pod vplyvom slnečného žiarenia na Marse takmer na jeho samom povrchu.Na Zemi silné magnetické pole neprepúšťa slnečné žiarenie, preto všetky tieto reakcie prebiehajú v ionosfére a vyššie.
Marťanská ionosféra sa rozprestiera nad povrchom planéty od 110 do 130 kilometrov.
Atmosféru Marsu tvorí z 95 % oxid uhličitý. Atmosféra tiež obsahuje 2,5-2,7% dusíka, 1,5-2% argónu, 0,13% kyslíka, 0,1% vodnej pary, 0,07% oxidu uhoľnatého.
Atmosféra Marsu je navyše veľmi riedka. Tlak na povrchu Marsu je 160-krát menší ako na Zemi na priemernej úrovni povrchu. Kvôli veľkému výškovému rozdielu na Marse sa povrchový tlak veľmi líši.
Na rozdiel od Zeme sa hmotnosť marťanskej atmosféry počas roka výrazne mení v dôsledku topenia a mrazenia polárnych čiapok obsahujúcich oxid uhličitý.
Existujú dôkazy, že atmosféra mohla byť v minulosti hustejšia.
Topografia Marsu
Štúdie ukázali, že dve tretiny povrchu Marsu zaberajú svetlé oblasti nazývané kontinenty a zvyšnú tretinu tvoria tmavé oblasti nazývané moria. Povaha tmavých oblastí je stále predmetom sporov.V skutočnosti sa však v marťanských moriach nenašla žiadna voda.
Moria sú sústredené najmä na južnej pologuli planéty. Na severnej pologuli sú len dve veľké moria – Acidalské a Veľké Syrtské.
Veľkoplošné snímky ukazujú, že tmavé oblasti v skutočnosti pozostávajú zo skupín tmavých pásov a škvŕn spojených s krátermi, kopcami a inými prekážkami v ceste vetrov. Sezónne a dlhodobé zmeny ich veľkosti a tvaru sú zrejme spojené so zmenou pomeru povrchových plôch pokrytých svetlou a tmavou hmotou.
Pologule Marsu sú celkom odlišné v povahe povrchu. Povrch Marsu má červenkastú farbu v dôsledku veľkých nečistôt oxidov železa.
Všade na povrchu Marsu ležia balvany - kusy vulkanických hornín, ktoré sa odlomili počas zemetrasení alebo pádov meteoritu.
Z času na čas narazíte na krátery - pozostatky dopadov meteoritov.
Na niektorých miestach je povrch pokrytý viacvrstvovými horninami podobnými suchozemským sedimentárnym horninám, ktoré zostali po ústupe mora.
Na južnej pologuli je povrch 1-2 kilometre nad strednou úrovňou a je husto posiaty krátermi. Táto časť Marsu pripomína mesačné kontinenty.
Veľký počet kráterov na južnej pologuli môže naznačovať, že povrch je tu starý - 3-4 miliardy rokov.
Rovery, ktoré skúmali planétu, zanechali svoje stopy na nedotknutom povrchu.
Na severe je povrch väčšinou podpriemerný, s niekoľkými krátermi a väčšinou relatívne hladkými rovinami, pravdepodobne vytvorenými lávovými záplavami a eróziou pôdy.
Na severnej pologuli sa nachádzajú dve oblasti veľkých sopiek – Tarsis a Elysium.
Tharsis je rozľahlá vulkanická nížina dlhá 2000 kilometrov, siahajúca do výšky 10 kilometrov nad priemer. Má tri veľké sopky.
Na okraji Tarsisu sa nachádza najvyššia hora Marsu a planét slnečnej sústavy – marťanská vyhasnutá sopka Olymp.
Olymp dosahuje výšku 27 kilometrov a priemer 550 kilometrov. Útesy, ktoré sopku obklopujú, na niektorých miestach dosahujú výšku 7 kilometrov.
V súčasnosti nie sú všetky marťanské sopky aktívne. Stopy sopečného popola nájdené na svahoch iných hôr naznačujú, že Mars bol kedysi vulkanicky aktívny.
Typickou krajinou Marsu je marťanská púšť.
Na Marse boli odfotografované pieskové duny, obrovské kaňony a trhliny, ako aj krátery po meteoritoch. Najveľkolepejší kaňonový systém – Mariner Valley – sa rozprestiera v dĺžke takmer 4500 kilometrov (štvrtina obvodu planéty), pričom dosahuje šírku 600 kilometrov na šírku a 7-10 kilometrov do hĺbky.
Pôda Marsu
Zloženie povrchovej vrstvy marťanskej pôdy je podľa údajov landerov na rôznych miestach rôzne.
Pôda pozostáva hlavne z oxidu kremičitého (20-25%), ktorý obsahuje prímes hydrátov oxidu železa (až 15%), čo dodáva pôde červenkastú farbu. Pôda obsahuje významné nečistoty zlúčenín síry, vápnika, hliníka, horčíka a sodíka. Pomer kyslosti a niektoré ďalšie parametre marťanských pôd sú blízke pozemským a teoreticky by na nich bolo možné pestovať rastliny.
Zo správ vedúceho výskumného chemika Sama Kunavesa:
“V skutočnosti sme zistili, že pôda na Marse spĺňa požiadavky, a tiež obsahuje potrebné prvky pre vznik a udržanie života, tak v minulosti, ako aj v súčasnosti, aj v budúcnosti... .. Takáto pôda je celkom vhodné na pestovanie rôznych rastlín, napríklad špargle. Nie je tu nič, čo by znemožňovalo život. Naopak, s každou novou štúdiou nachádzame ďalšie dôkazy v prospech možnosti jej existencie.“
Zaujímavé javy na Marse
Sonda Mars Odyssey zaznamenala aktívne gejzíry na južnej polárnej čiapočke Marsu. Prúdy oxidu uhličitého s jarným otepľovaním sa rozbíjajú do veľkej výšky a nesú so sebou prach a piesok. Jarné topenie polárnych čiapok vedie k prudkému zvýšeniu atmosférického tlaku a presunu veľkých más plynu na opačnú pologuľu.
Rýchlosť súčasne fúkajúcich vetrov je 10-40 m/s, miestami až 100 m/s. Vietor zdvíha z povrchu veľké množstvo prachu, čo vedie k prachovým búrkam. Silné prachové búrky takmer úplne skrývajú povrch planéty. Prachové búrky majú citeľný vplyv na rozloženie teplôt v atmosfére Marsu.
Po pristátiach automatických vozidiel na povrchu Marsu bolo možné vykonávať astronomické pozorovania priamo z povrchu planéty.
Obraz nočnej oblohy Marsu (a astronomických javov pozorovaných z planéty) sa líši od toho pozemského a v mnohých ohľadoch pôsobí nezvyčajne a zaujímavo.
Napríklad na poludnie je obloha Marsu žltooranžová. Dôvodom takýchto rozdielov od farebnej schémy zemskej oblohy sú vlastnosti tenkej, riedkej atmosféry Marsu obsahujúcej suspendovaný prach.
Žlto-oranžové sfarbenie oblohy je pravdepodobne spôsobené prítomnosťou 1% magnetitu v prachových časticiach, ktoré sú neustále suspendované v atmosfére Marsu a vznikajú sezónnymi prachovými búrkami. Trvanie búrok môže dosiahnuť 50-100 dní.
Večerné svitanie na Marse sfarbí oblohu do ohnivo červenej alebo sýtooranžovej.
