>> > Atmosféra Marsu
Mars - atmosféra planéty: vrstvy atmosféry, chemické zloženie, tlak, hustota, porovnanie so Zemou, množstvo metánu, staroveká planéta, výskum s fotografiou.
ALEatmosféra Marsu je len 1% zeme, takže neexistuje žiadna ochrana pred Červenou planétou slnečné žiarenie ako aj za normálnych teplotných podmienok. Zloženie atmosféry Marsu je zastúpené oxidom uhličitým (95 %), dusíkom (3 %), argónom (1,6 %) a drobnými prímesami kyslíka, vodnej pary a iných plynov. Je tiež naplnená malými prachovými časticami, vďaka ktorým sa planéta javí ako červená.
Vedci sa domnievajú, že skôr atmosférická vrstva bola hustá, ale zrútila sa pred 4 miliardami rokov. Bez magnetosféry slnečný vietor naráža do ionosféry a znižuje hustotu atmosféry.
To viedlo k indikátoru nízkeho tlaku - 30 Pa. Atmosféra sa rozprestiera na 10,8 km. Obsahuje veľa metánu. Okrem toho sú v špecifických oblastiach viditeľné silné emisie. Existujú dve lokality, ale zdroje zatiaľ neboli objavené.
Ročne sa vyprodukuje 270 ton metánu. Čo znamená rozprávame sa o nejakom aktívnom podpovrchovom procese. S najväčšou pravdepodobnosťou ide o sopečnú činnosť, dopady komét alebo serpentinizáciu. Najatraktívnejšou možnosťou je metanogénny mikrobiálny život.
Teraz viete o prítomnosti atmosféry Marsu, ale, bohužiaľ, je nastavená na vyhladenie kolonistov. Zabraňuje hromadeniu tekutej vody, je otvorený žiareniu a je extrémne studený. Ale v nasledujúcich 30 rokoch sa stále zameriavame na rozvoj.
Disipácia planetárnych atmosfér
Astrofyzik Valery Shematovich o vývoji planetárnych atmosfér, exoplanetárnych systémov a strate atmosféry Marsu:
| Oxid uhličitý | 95,32 % |
| Dusík | 2,7 % |
| argón | 1,6 % |
| Kyslík | 0,13 % |
| Oxid uhoľnatý | 0,07 % |
| vodná para | 0,03 % |
| Oxid dusnatý (II) | 0,013 % |
| Neon | 0,00025 % |
| Krypton | 0,00003 % |
| xenón | 0,000008 % |
| Ozón | 0,000003 % |
| formaldehyd | 0,0000013 % |
Atmosféra Marsu- plynný obal obklopujúci planétu Mars. Výrazne sa líši od zemskej atmosféry tak chemickým zložením, ako aj fyzikálnymi parametrami. Tlak na povrchu je 0,7-1,155 kPa (1/110 zemského tlaku alebo rovná sa zemskému tlaku vo výške viac ako tridsať kilometrov od zemského povrchu). Približná hrúbka atmosféry je 110 km. Približná hmotnosť atmosféry je 2,5 10 16 kg. Mars má veľmi slabé magnetické pole (v porovnaní so zemským) a v dôsledku toho slnečný vietor spôsobuje rozptýlenie atmosférické plyny do vesmíru rýchlosťou 300 ± 200 ton za deň (v závislosti od aktuálnej slnečnej aktivity a vzdialenosti od Slnka). 
Chemické zloženie
Pred 4 miliardami rokov obsahovala atmosféra Marsu množstvo kyslíka porovnateľné s jeho podielom na mladej Zemi.
Kolísanie teploty
Keďže atmosféra Marsu je veľmi riedka, nevyhladzuje denné výkyvy povrchovej teploty. Teploty na rovníku sa pohybujú od +30°C cez deň do -80°C v noci. Na póloch môžu teploty klesnúť až na -143°C. Denné teplotné výkyvy však nie sú také výrazné ako na Mesiaci a Merkúre bez atmosféry. Nízka hustota nebráni atmosfére vo vytváraní rozsiahlych prachových búrok a tornád, vetrov, hmly, oblakov a ovplyvňovania klímy a povrchu planéty.
Prvé merania teploty Marsu pomocou teplomera umiestneného v ohnisku odrazového ďalekohľadu sa uskutočnili začiatkom 20. rokov 20. storočia. Merania W. Lamplanda v roku 1922 poskytli priemernú povrchovú teplotu Marsu 245 (-28 °C), E. Pettit a S. Nicholson v roku 1924 dosiahli 260 K (-13 °C). Nižšiu hodnotu získali v roku 1960 W. Sinton a J. Strong: 230 K (-43 °C).
ročný cyklus
Hmotnosť atmosféry sa počas roka značne mení v dôsledku kondenzácie veľkých objemov oxidu uhličitého v polárnych čiapkach v zime a vyparovania v lete.
Mars, štvrtá planéta najvzdialenejšia od Slnka, je už dlhší čas predmetom veľkej pozornosti svetovej vedy. Táto planéta je veľmi podobná Zemi s jednou, malou, no osudovou výnimkou – atmosféra Marsu tvorí nie viac ako jedno percento objemu zemskej atmosféry. Plynový obal každej planéty je určujúcim faktorom, ktorý formuje jej vzhľad a podmienky na povrchu. Je známe, že všetky pevné svety slnečná sústava vznikla za približne rovnakých podmienok vo vzdialenosti 240 miliónov kilometrov od Slnka. Ak boli podmienky pre vznik Zeme a Marsu takmer rovnaké, prečo sú potom tieto planéty teraz také odlišné?
Všetko je to o veľkosti – Mars, vytvorený z rovnakého materiálu ako Zem, mal kedysi tekuté a horúce kovové jadro, ako naša planéta. Dôkaz - veľa vyhasnutých sopiek na Ale "červená planéta" je veľa menšia ako Zem. To znamená, že sa rýchlejšie ochladí. Keď tekuté jadro konečne vychladlo a stuhlo, proces konvekcie sa skončil a s ním zmizol aj magnetický štít planéty, magnetosféra. V dôsledku toho zostala planéta bezbranná voči ničivej energii Slnka a atmosféra Marsu bola takmer úplne odfúknutá slnečným vetrom (obrovský prúd rádioaktívnych ionizovaných častíc). „Červená planéta“ sa zmenila na nezáživnú, nudnú púšť...
Teraz je atmosféra na Marse tenká riedka plynová škrupina, ktorá nie je schopná odolať prenikaniu smrtiacej látky, ktorá spaľuje povrch planéty. Tepelná relaxácia Marsu je o niekoľko rádov menšia ako napríklad na Venuši, ktorej atmosféra je oveľa hustejšia. Atmosféra Marsu, ktorá má príliš nízku tepelnú kapacitu, tvorí výraznejšie denné ukazovatele priemernej rýchlosti vetra.
Zloženie atmosféry Marsu sa vyznačuje veľmi vysokým obsahom (95 %). Atmosféra obsahuje aj dusík (asi 2,7 %), argón (asi 1,6 %) a malé množstvo kyslíka (nie viac ako 0,13 %). Atmosférický tlak Marsu je 160-krát vyšší ako tlak na povrchu planéty. Na rozdiel od zemskej atmosféry má tu plynný obal výrazne premenlivý charakter, pretože polárne čiapky planéty obsahujúce veľké množstvo oxid uhličitý sa roztopí a zamrzne počas jedného ročného cyklu.
Podľa údajov získaných z výskumnej kozmickej lode Mars Express obsahuje atmosféra Marsu určité množstvo metánu. Zvláštnosťou tohto plynu je jeho rýchly rozklad. To znamená, že niekde na planéte musí byť zdroj dopĺňania metánu. Tu môžu byť len dve možnosti - buď geologická aktivita, ktorej stopy ešte neboli objavené, alebo životne dôležitá aktivita mikroorganizmov, ktorá môže zmeniť našu predstavu o prítomnosti centier života v slnečnej sústave.
Charakteristickým efektom marťanskej atmosféry sú prachové búrky, ktoré môžu zúriť celé mesiace. Táto hustá vzduchová pokrývka planéty pozostáva hlavne z oxidu uhličitého s menšími inklúziami kyslíka a vodnej pary. Takýto pretrvávajúci efekt má na svedomí extrémne nízka gravitácia Marsu, ktorá umožňuje aj superzriedenej atmosfére zdvihnúť z povrchu miliardy ton prachu a udržať ho po dlhú dobu.
Keď hovoríme o klimatických zmenách, smutne krútime hlavami – ach, ako veľmi sa naša planéta zmenila nedávne časy aká je znečistená jeho atmosféra... Ak však chceme vidieť skutočný príklad toho, aká fatálna môže byť klimatická zmena, potom ju budeme musieť hľadať nie na Zemi, ale mimo nej. Mars sa na túto rolu veľmi hodí.
To, čo tu bolo pred miliónmi rokov, sa nedá porovnať s obrazom dneška. Dnes je Mars na povrchu krutý chlad, nízky tlak, veľmi tenká a riedka atmosféra. Pred nami leží len bledý tieň niekdajšieho sveta, ktorého povrchová teplota nebola oveľa nižšia ako súčasná teplota na zemi a cez planiny a rokliny sa rútil hlboké rieky. Možno aj tu organický život, kto vie? Toto všetko je minulosťou.
Z čoho sa skladá atmosféra Marsu?
Teraz dokonca odmieta možnosť, že by tu žili živé bytosti. Počasie na Marse je ovplyvnené mnohými faktormi, vrátane cyklického rastu a topenia ľadovcov, atmosférickej vodnej pary a sezónnych prachových búrok. Niekedy obrovské prachové búrky pokrývajú celú planétu naraz a môžu trvať mesiace a oblohu sfarbia do sýtočervenej farby.
Atmosféra Marsu je asi 100-krát tenšia ako atmosféra Zeme a obsahuje 95 percent oxidu uhličitého. Presné zloženie atmosféry Marsu je:
- Oxid uhličitý: 95,32 %
- dusík: 2,7 %
- Argón: 1,6 %
- kyslík: 0,13 %
- oxid uhoľnatý: 0,08%
Okrem toho sa v malých množstvách vyskytujú: voda, oxidy dusíka, neón, ťažký vodík, kryptón a xenón.
Ako vznikla atmosféra Marsu? Rovnako ako na Zemi – v dôsledku odplyňovania – uvoľňovania plynov z útrob planéty. Gravitačná sila na Marse je však oveľa menšia ako na Zemi väčšina z nich plyny unikajú do svetový priestor a len malá časť z nich je schopná zostať na planéte.
Čo sa stalo s atmosférou Marsu v minulosti?
Na úsvite existencie slnečnej sústavy, teda pred 4,5 – 3,5 miliardami rokov, mal Mars dostatočne hustú atmosféru, vďaka ktorej mohla byť na jeho povrchu voda v tekutej forme. Orbitálne fotografie ukázať obrysy obrovskej riečne údolia, obrysy starovekého oceánu na povrchu červenej planéty a rovery opakovane našli vzorky chemických zlúčenín, ktoré nám dokazujú, že oči neklamú – všetky tieto známe ľudské oko detaily reliéfu na Marse vznikli v rovnakých podmienkach ako na Zemi.
O tom, že na Marse bola voda, nebolo pochýb, tu nie sú žiadne otázky. Jedinou otázkou je, prečo nakoniec zmizla?
Hlavná teória v tejto veci vyzerá asi takto: kedysi dávno mal Mars efektívne odrážajúce slnečné žiarenie, ale časom začalo slabnúť a takmer zmizlo asi pred 3,5 miliardami rokov (samostatné lokálne ohniská magnetické pole, a čo sa týka sily celkom porovnateľnej so zemou, je na Marse aj teraz). Keďže veľkosť Marsu je takmer polovičná ako Zem, jeho gravitácia je oveľa slabšia ako gravitácia našej planéty. Kombinácia týchto dvoch faktorov (strata magnetického poľa a slabá gravitácia) viedlo k tomu. že slnečný vietor začal „vyraďovať“ molekuly svetla z atmosféry planéty, čím ju postupne stenčoval. Mars sa teda v priebehu miliónov rokov premenil na rolu jablka, z ktorého sa nožom opatrne odrezala šupka.
Oslabené magnetické pole už nedokázalo efektívne „uhasiť“ kozmické žiarenie a slnko sa zo zdroja života zmenilo na zabijaka Marsu. A preriedená atmosféra už nedokázala udržať teplo, takže teplota na povrchu planéty klesla na priemernú hodnotu -60 stupňov Celzia, len v letný deň na rovníku dosahovala +20 stupňov.
Hoci je atmosféra Marsu v súčasnosti asi 100-krát tenšia ako zemská, stále je dostatočne hustá na to, aby na červenej planéte aktívne prebiehali procesy formovania počasia, padali zrážky, vznikali mraky a vietor.
"Dust Devil" - malé tornádo na povrchu Marsu, odfotené z obežnej dráhy planéty
Žiarenie, prachové búrky a ďalšie črty Marsu
Žiarenie blízko povrchu planéty je nebezpečné, avšak podľa údajov NASA získaných zo zberu analýz roverom Curiosity vyplýva, že aj pri 500-dňovom pobyte na Marse (+360 dní na ceste) astronauti (vrátane ochranných prostriedkov) by dostali „dávku“ žiarenia rovnajúcu sa 1 sievertu (~100 röntgenov). Táto dávka je nebezpečná, ale dospelého človeka „na mieste“ určite nezabije. Predpokladá sa, že 1 prijatý sievert žiarenia zvyšuje riziko vzniku rakoviny u astronautov o 5 %. Podľa vedcov, pre vedu, môžete ísť do veľkých útrap, najmä prvý krok na Mars, aj keď sľubuje zdravotné problémy v budúcnosti ... Toto je určite krok k nesmrteľnosti!
Na povrchu Marsu sezónne zúria stovky prachových diablov (tornád), ktorí vynášajú prach z oxidov železa (jednoduchým spôsobom hrdze) do atmosféry, ktorá hojne pokrýva marťanské pustatiny. Marťanský prach je veľmi jemný, čo v kombinácii s nízkou gravitáciou vedie k tomu, že jeho značné množstvo je vždy prítomné v atmosfére, pričom obzvlášť vysoké koncentrácie dosahuje na jeseň a v zime na severných pologuli a na jar a v lete na južných pologuli planéty.
prachové búrky na Marse- najväčší v slnečnej sústave, schopný pokryť celý povrch planéty a niekedy trvá celé mesiace. Hlavnými obdobiami prachových búrok na Marse sú jar a leto.
Mechanizmus takýchto silných javov počasia nie je úplne pochopený, ale s veľký podiel pravdepodobnosť sa vysvetľuje nasledujúcou teóriou: keď veľké množstvo prachových častíc stúpa do atmosféry, vedie to k jej prudkému zahrievaniu veľká výška. Teplé masy plynov sa rútia do chladných oblastí planéty a vytvárajú vietor. Marťanský prach, ako už bolo spomenuté, je veľmi ľahký, takže silný vietor dvíha ešte viac prachu, ktorý následne ohrieva atmosféru ešte viac a vytvára ešte silnejší vietor, ktorý zase dvíha ešte viac prachu... a tak ďalej!
Na Marse neprší a odkiaľ môžu prísť v mrazoch pri -60 stupňoch? Niekedy však sneží. Je pravda, že takýto sneh sa neskladá z vody, ale z kryštálov oxidu uhličitého a jeho vlastnosti sú skôr ako hmla ako sneh („snehové vločky“ sú príliš malé), ale uistite sa, že ide o skutočný sneh! Len s miestnymi špecifikami.
Vo všeobecnosti „sneh“ prechádza takmer po celom území Marsu a tento proces je cyklický - v noci oxid uhličitý zamrzne a mení sa na kryštály, padá na povrch a počas dňa sa topí a opäť sa vracia do atmosféry. Avšak na severnom a južnom póle planéty, v zimné obdobie, mráz vládne až do -125 stupňov, takže plyn, ktorý raz vypadol vo forme kryštálov, sa už neodparuje a až do jari leží vo vrstve. Vzhľadom na veľkosť snehových čiapok na Marse je potrebné povedať, že v zime klesá koncentrácia oxidu uhličitého v atmosfére o desiatky percent? Atmosféra sa ešte viac zredukuje a v dôsledku toho sa ešte viac zdrží menej tepla… Mars sa ponára do zimy.
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 planéta terestriálnej skupiny so riedkou atmosférou (tlak pri povrchu je 160-krát menší ako na Zemi). Charakteristiky 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 cez ) 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. Marťanská vyhasnutá sopka Mount Olympus - najviac vysoká hora v slnečnej sústave 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, ale 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 tekutá voda. Neskôr sa ukázalo, že tieto brázdy boli optický klam.
Kvôli nízkemu tlaku nemôže voda na povrchu Marsu existovať v kvapalnom stave, no je pravdepodobné, že v minulosti boli podmienky iné, a preto prítomnosť primitívny život na planéte nemožno vylúčiť. 31. júla 2008 bola na Marse objavená loďou Phoenix NASA voda v stave ľadu.
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 tento moment preskúmal dva rovery: "Spirit" a "Opportunity". Na povrchu Marsu je tiež niekoľko neaktívnych pristávacích modulov a roverov, ktoré ukončili výskum.
Geologické údaje, ktoré zhromaždili, naznačujú, že väčšinu povrchu Marsu predtým pokrývala voda. 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.
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 milióna 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.
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, hoci 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 voľný pád na rovníku je to 3,711 m/s (0,378 Zem); najprv vesmírna rýchlosť je 3,6 km/s a druhý je 5,027 km/s.
Doba rotácie planéty je 24 hodín 37 minút 22,7 sekúnd. Marťanský rok teda pozostáva z 668,6 marťanov slnečné dni(nazývané soli).
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 citeľne 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 do 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 bol v tom čase považovaný 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. Keď dosť vysoká teplota voda by tam mohla existovať 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 tlak meral 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 ukázal aj spektrál pozorovania AMC 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, posledné desaťročia Mars je v procese 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 vzdušné turbulencie, ktoré sa vyskytujú v blízkosti povrchu planéty a zdvíhajú sa do vzduchu veľké množstvo piesku a prachu. Na Zemi sú často pozorované víry (v anglicky hovoriace krajiny nazývajú sa prachoví démoni - prachový diabol), ale na Marse môžu dosiahnuť oveľa väčšie veľkosti: 10-krát väčšie a 50-krát širšie ako na Zemi. 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 plôch pokrytých svetlom a temná hmota.
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 zaplavenia 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 skoré geologický stupeň litosférické dosky sa "spojili" (možno náhodou) do jednej pologule, ako je kontinent Pangea na Zemi, a potom "zamrzli" v tejto polohe. Ďalšia hypotéza zahŕňa zrážku Marsu s vesmírne teleso veľkosti Pluta.
Topografická mapa Mars, podľa 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 nárazu je Hellasská planina (približne 2100 km v priemere).
V oblasti chaotickej krajiny v blízkosti hemisférickej hranice došlo na povrchu k veľkým oblastiam zlomenín a stlačenia, po ktorých niekedy nasledovala erózia (v dôsledku zosuvov pôdy alebo katastrofického uvoľnenia podzemnej vody), ako aj 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.
Tharskou pahorkatinu tiež pretínajú mnohé tektonické zlomy, často veľmi zložité a rozsiahle. Najväčšie z nich - údolia Mariner - sa tiahnu v zemepisnom smere v dĺžke 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 Mars sa veľmi líši podľa ročných období. 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: sezónna - oxid uhličitý a sekulárna - 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. Ako sa odborníci z NASA domnievajú, prúdy oxidu uhličitého sa pri jarnom otepľovaní rozbíjajú do veľkej výšky a berú so sebou prach a piesok.
Fotografie Marsu zobrazujúce prachovú búrku. jún – september 2001
Pružné topenie polárnych čiapočiek vedie k prudkému zvýšeniu atmosférického tlaku a výtlaku veľké masy plynu na opačnú pologuľu. Rýchlosť súčasne fúkajúcich vetrov je 10-40 m/s, miestami až 100 m/s. Vietor zdvihne 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 Lovellovom observatóriu 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, keď sa polárna čiapka topí, vyzerá ako biely ostrov, keďže ľadovce sa v horách, vrátane Zeme, neskôr topia.
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 (to znamená 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 sa premývala cez deltu, bola dlhá 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 potom letné obdobie a do zimy miznú, „obtekajú“ rôzne prekážky, splývajú a rozchádzajú. „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 tiež obsahuje 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 usadeniny 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, podobne ako na Zemi, prebiehal pohyb 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 maximálna výška sopky 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 vnútorná štruktúra Mars naznačuje, že Mars pozostáva z kôry s priemernou hrúbkou 50 km (a maximálnej hrúbky až 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. Predpokladaný, fázový prechod modifikácia 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 marťanské meteority Povrch Marsu tvorí prevažne čadič. 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 oersted 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 fyzickými. 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 nejednoznačné body a je sporné vedeckej komunity.
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 fotochemické reakcie vplyvom slnečného žiarenia, ktoré sa vyskytuje na Zemi v ionosfére a vyššie, možno na Marse pozorovať takmer pri jeho samotnom povrchu.
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. Táto éra je poznačená tvorbou obrovských lávových polí.
Amazonská éra (pomenovaná podľa „Amazonskej nížiny“ na Marse): pred 2,9 – 3,3 miliardami rokov až do súčasnosti. Regióny vytvorené počas tejto epochy majú veľmi málo meteoritové krátery ale inak su uplne ine. V tomto období vznikla hora Olymp. V tomto čase sa lávové prúdy liali aj v iných častiach Marsu.
Mesiace Marsu
prirodzené satelity Mars 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 zajaté gravitačné pole Mars asteroidy ako (5261) Eureka zo skupiny trójskych asteroidov. 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 Phobose, ktorý je bližšie k planéte a je masívnejší, materiál vyvrhnutý počas dopadov meteoritu buď opäť dopadol na povrch, alebo dopadol na Mars, zatiaľ čo na Deimos to na dlhú dobu zostal na obežnej dráhe okolo satelitu, postupne sa usadzoval a skrýval nerovnosti reliéfu.
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.
Ďalšie početné pozorovania a oznámenia slávni ľudia vyvolala okolo tejto témy takzvanú „Marsovú horúčku“. 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 USA v roku 1902 povedal, že podľa jeho názoru Tesla zachytil marťanský signál vyslaný do USA. 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 obežná dráha planéty bola v tzv obývateľná zóna, ktorá pre slnečnú sústavu začína za Venušou a končí hlavnou poloosou 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. dlhé obdobie. 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 slnečný vietor okrem toho sa pri zahriatí voda okamžite vyparí a obíde kvapalné skupenstvo v dôsledku nízkeho tlaku. Mars je tiež na prahu tzv. „geologická smrť“. Koniec sopečnej činnosti zrejme zastavil cirkuláciu minerálov a chemické prvky medzi povrchom a vnútri planét.
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. Avšak, potom tento certifikátživot na Marse spochybňovali niektorí vedci [kto?]. To viedlo k ich zdĺhavému sporu s vedcom z NASA Gilbertom Lewinom, ktorý tvrdil, že Viking objavil život. Po prehodnotení údajov o Vikingoch 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 je dostatočná na podporu života, ale formy života musia byť chránené pred intenzívnymi ultrafialové svetlo.
Je zaujímavé, že v niektorých meteoritoch marťanského pôvodu boli nájdené útvary, ktoré svojím tvarom pripomínajú najjednoduchšie baktérie, hoci veľkosťou sú menšie 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. Kvôli astronomická poloha Mars v slnečnej sústave, charakteristika atmosféry, obdobie revolúcie Marsu a jeho satelitov, obraz nočnej oblohy Marsu (a astronomické javy pozorované z planéty) sa líši od pozemského a v mnohých smeroch 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 naberie farba marťanskej oblohy fialový odtieň v dôsledku rozptylu svetla na mikročasticiach vodného ľadu v oblakoch (posledný 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 najväčší satelit možno pozorovať bez ďalekohľadu), na treťom - Zem.
Zem vo vzťahu k Marsu je vnútorná planéta, rovnako ako Venuša na Zemi. Podľa toho je z Marsu Zem pozorovaná ako ranná resp večerná hviezda, vychádzajúci pred úsvitom alebo viditeľný 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. Revolúcia Mesiaca okolo Zeme bude pozorovaná z Marsu takto: pri maximálnej uhlovej vzdialenosti Mesiaca od Zeme voľným okom ľahko oddelí Mesiac a Zem: za týždeň „hviezdy“ Mesiaca a Zem sa spojí do jedinej hviezdy neoddeliteľnej okom, o ďalší týždeň bude Mesiac opäť viditeľný na maximálna vzdialenosť ale na druhej strane zeme. Periodicky bude môcť pozorovateľ na Marse vidieť prechod (prechod) Mesiaca cez zemský kotúč alebo naopak prekrytie 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 kotúča Mesiaca na zemskej oblohe a zdanlivú magnitúdu rádovo -9 (približne ako Mesiac vo fáze 1. štvrťrok). Phobos vychádza na západe a zapadá na východe, aby sa opäť zdvihol o 11 hodín neskôr, čím prekračuje oblohu Marsu dvakrát denne. Pohyb tohto rýchleho mesiaca po oblohe bude počas noci ľahko viditeľný, rovnako ako meniace sa fázy. Voľným okom odlišuje najväčší detail reliéfu Phobos – kráter Stickney. Deimos stúpa na východe a zapadá na západe, vyzerá ako jasná hviezda bez viditeľného viditeľného disku, magnitúda asi -5 (o niečo jasnejšia ako Venuša na zemskej oblohe), pomaly križujúca oblohu 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 Phobos a Deimos, keď vstúpia do tieňa Marsu, ako aj zatmenie Slnka, ktoré je len prstencové kvôli malým uhlovým rozmerom Phobosu v porovnaní so slnečným kotúčom.
Severný pól na Marse je v dôsledku sklonu osi planéty v súhvezdí Labuť (rovníkové 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 pól svet (súradnice 9h 10m 42s a -52°53,0) je pár stupňov od hviezdy Kappa Sails (zdanlivá magnitúda 2,5) - v zásade ju možno považovať za juh polárna hviezda Mars.
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 r Staroveký Egypt. Prvé podrobné správy o polohe Marsu vypracovali babylonskí astronómovia, ktorí vyvinuli sériu matematické metódy predpovedať polohu planéty. Na základe údajov Egypťanov a Babylončanov vyvinuli starí grécki (helenistickí) 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 opísanie slnečnej sústavy kruhovým planetárnych dráhach. 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. Predstavil si čierna bodka v strede dobre 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 padol na koniec XIX- polovica dvadsiateho 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 Zemi prírodné podmienky trochu uľahčiť túto úlohu. Najmä na Zemi sú miesta, kde sú prírodné podmienky podobné tým na Marse. Extrémne nízke teploty v Arktíde a Antarktíde sú porovnateľné aj s tými naj nízke teploty na Marse a na rovníku Marsu je v letných mesiacoch teplo (+20 °C) ako na Zemi. Aj na Zemi sú púšte podobné vzhľadom marťanskej krajine.
Medzi Zemou a Marsom sú však značné rozdiely. Najmä magnetické pole Marsu je asi 800-krát slabšie ako zemské. Spolu so riedkou (stokrát v porovnaní so Zemou) atmosférou to zvyšuje množstvo ionizujúce žiarenie. 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 International vesmírna stanica. 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 4Frontiers Corporation stačia na zásobovanie nielen samotného Marsu, ale aj Mesiaca, Zeme a pás 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 použiť 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.
