Kaj sestavlja površina Marsa? Kako izgleda površina Marsa?

Lesketa v dneh konfrontacije zlovešče krvavo rdeče in klicatelj primitivno mističen strah skrivnostno in skrivnostno zvezde, ki so stari Rimljani poimenovali v čast bogu vojne Marsu (Ares v grščini), bi težko befit žensko ime. Grki so ga imenovali tudi Phaeton za "sevalno in svetel" videza, da je površina Marsa dolžan svetle barve in "lunarni" teren z vulkanskimi kraterji, udrtine od udarcev velikan meteorji in meteoriti, doline in puščave.

Orbitalne značilnosti

Ekscentričnost eliptične orbite je 0,0934 Mars, kar povzroča največje razlike (249 milijonov km) in najmanj (207 milijonov km) razdalje od sonca, zaradi katerih višina prejete sončne energije na Zemlji spreminja v območju od 20-30%.

Hitrost orbite je v povprečju 24,13 km / s. Mars popolnoma obkroža Sonce za 686,98 zemeljskih dni, ki presega Zemljino obdobje za dva faktorja in okoli svoje osi je skoraj enaka kot Zemlja (v 24 urah 37 minut). Kot naklona orbite na ravnino ekliptike je ocenjen od 1.51 ° do 1.85 °, naklon okrog ekvatorja pa je 1.093 °. Kar zadeva ekvator Sonca, je orbina Marsa nagnjena pod kotom 5,65 ° (in Zemlja je okoli 7 °). Znaten nagib ekvatorja planeta na ravnino orbite (25,2 °) vodi do pomembnih sezonskih sprememb podnebja.

Fizični parametri planeta

Mars med planeti velikega sončnega sistema je na sedmem mestu in v oddaljenosti od Sonca ima četrti položaj. Prostornina planeta je 1,638 × 1011 km3up3 in teža je 0,105-0,108 masa Zemlje (6,44 * 1023 kg), kar ji daje gostoto okoli 30% (3,95 g / cm3)³). Pospeševanje prostega padca na območju ekvatorja Marsa se določi v razponu od 3,711 do 3,76 m / s². Površina je ocenjena na 144.800.000 km². Atmosferski tlak niha v 0,7-0,9 kPa. Hitrost, potrebna za premagovanje gravitacije (drugo vesoljsko posadko), je 5 072 m / s. Na južni polobli je površina Marsa povprečno višja za 3-4 km kot v severni.

Podnebne razmere

Skupna masa atmosfere Marsa znaša približno 2,5 x 1016 kg, vendar se med letom zelo spreminja zaradi taljenja ali "namena" vsebnosti ogljikov dioksid polarne kape. Povprečni tlak na površini (približno 6,1 mbar) je skoraj 160-krat manjši kot pri površini našega planeta, vendar v globokih potiskih doseže 10 mbar. Glede na različne vire se sezonske razlike v tlaku gibljejo od 4,0 do 10 mbar.

Pri 95,32% atmosfera Mars vsebuje ogljikov dioksid, okoli 4% je argon in dušik, kisik skupaj z vodno paro pa je manjši od 0,2%.

Zelo razredčeno ozračje ne more dolgo zadrževati vročine. Kljub "vroče barve", ki izstopa med drugim planetu Mars, površinska temperatura pade pozimi do -160 ° C, na pol in ekvatorja v poletnih mesecih, je površina lahko le toplo do + 30 ° C, podnevi.

Podnebje je sezonsko, kot na Zemlji, vendar raztezanje orbite Marsa vodi do znatnih razlik v trajanju in temperaturnem režimu letnih časov. Cool pomlad in poletje na severni polobli v zadnjem nizu precej več kot pol Marsovo leto (371 Mars. Na dan), in pozimi, da jeseni so kratke in blage. Južno poletje je vroče in kratko, pozimi pa hladno in dolgo.

Sezonsko podnebne spremembe najbolj jasno kaže v obnašanju polarnih zložene led dopirani s finimi prašnimi podobnih delcev kamnin. Sprednji del severnega polarnega pokrovček se lahko odstrani iz pole za skoraj eno tretjino razdalje od ekvatorja in južne meje pokrovčka pride na polovici te razdalje.

Termometer, ki se nahaja točno v središču reflektorskega teleskopa, usmerjenega proti Marsu, je bila temperatura na površini planeta že določena v začetku 20. stoletja prejšnjega stoletja. Prve meritve (pred letom 1924) so ​​pokazale vrednosti od -13 do -28 ° C, leta 1976 pa naj bi ladja Viking, ki je pristala na Marsu, določila spodnje in zgornje mejne temperature.

Marsovske prašne nevihte

"Izpostavljanje" prašnih neviht, njihova obseg in vedenje nam je omogočilo, da odkrijemo skrivnost, ki jo je Mars dolgo časa hranil. Površina planeta skrivnostno spreminja barvo, od velikih opazovalcev antike, Razlog za "kameleon" je bila prašna nevihta.

Nenadne spremembe v temperaturi so planet rdeča kompulzivno povzroči močan veter, ki pospešijo do 100 m / s, medtem ko je nizka teža zadel klimatsko pičlost omogoča veter dvigniti velike mase prahu višine več kot 10 km.

Nucleation prah neurja prispeva tudi k drastično povečanje atmosferskega tlaka z izhlapevanjem zamrznjenih ogljikovega dioksida zimske polarne kape povzročajo.

Prah nevihte, kot kažejo slike na površini Marsa, prostorsko gravitirajo na polarne kape in lahko zajema veliko območje, še vedno do 100 dni.

Še ena zanimivost prahu, ki mora Mars nenormalno temperaturna nihanja so tornadi, ki so v nasprotju z zemeljskimi "kolegi" pohajkovanje ne samo v zapuščenih območjih, ampak gostuje tudi na pobočjih vulkanskih kraterjev in udarnih kraterjev, zavedali do 8 km. Njihove skladbe so zgovorno odvisnih ogromne risbe, ki so dolgo ostali skrivnostni.

Prah nevihte in tornadi se pojavljajo predvsem v velikih konfrontacijah, ko se na poletju južne poloble zgodi med prehodom Marsa skozi točko planete v orbito (perihelion), ki je najbližja Soncu.

Zelo primerni za tornadeje so bile slike površine Marsa, ki so izdelovali vesoljski ladji Mars Global Surveyor, ki je od leta 1997 v orbiti.

Nekateri tornadi pusti sledi, pometanje ali sesanje v ohlapno površinski sloj drobnih delcev zemlje, drugi pa sploh ne pusti "prstne odtise", in drugi, divja, risanje zapletene podatke, za katere so poimenovane prahu duhove. Vortices delujejo praviloma sami, vendar tudi ne odklanjajo iz skupine »predstavitve«.

Značilnosti reliefa

Morda vse tiste, ki so oboroženi z močnim teleskopom, najprej pogledal na Marsu, površina planeta takoj spomnil lunarni pokrajini, in na številnih področjih, je to res, ampak še vedno geomorfologija za Mars posebno in edinstveno.

Regionalne značilnosti reliefa planeta so posledica asimetrije njene površine. Prevladujoča ravno površino na severni polobli v nadaljevanju pogojno ničelno stopnjo 2-3 km, in na južni polobli zapletenih kraterje, doline, soteske, doline in hribe na površini 3-4 km nad izhodiščem. Prehod cona med dvema polobel širini 100-500 km močno izraženim morfološko zmanjšala velikansko višino ramenskega okoli 2 km, ki pokriva skoraj 2/3 oboda svetu in sledljivosti sistem napak.

Prevladujoče oblike olajšave, označuje površino Marsa, predstavlja različne njihov nastanek lisami kraterjev vdolbine in grbine, šok strukture krožne poglobitve (multiring bazeni), linearno podolgovate izbokline (grebeni) in nepravilnih oblik depresij strma pobočja.

Obsežna polnjenje z ravnim ploščo s strmimi robovi (MESAS), velikih ploščatih kraterjev (ščit vulkanov) z erodiran pobočja, navijanje doline pritokov in rokavi podloženi Upland (plato) in na področju naključno izmenično kanjonsko podobni dolino (mazes).

Značilnost Mars se ni in depresija z kaotičnem in brezobličnega relief, dolga, zapletena struktura fazi (izpusti), vrsto sub-vzporednih reber in žlebov, kot tudi veliki ravnicah precej "zemeljski" videz.

Krožne krater bazeni in velikih (več kot 15 km v premeru) kraterjev so določanje morfoloških struktur za večino južne poloble.

Najvišje pokrajine planeta z imeni Farsida in Elysium so na severni polobli in predstavljajo ogromno vulkansko visokogorje. Tharsis planota, s pogledom na navaden okolico skoraj 6 km, se razteza po dolžini 4000 km in 3000 km razteza v širino. Na planoti je 4 velikanskih vulkanov z višino 6,8 km (Alba) do 21,2 km (Olympus, premer 540 km). Vrhovi (vulkani) Vrhovi Pavonis, Ascraeus in Arsia so na nadmorski višini 14, 18 in 19 km. Mount Alba se razteza severozahodno od strogega nabora drugih vulkanov in je vulkanska struktura s premerom približno 1500 km. Olympus vulkan je najvišja gora ne samo na Marsu, ampak tudi v celotnem solarnem sistemu.

Z vzhoda in zahoda sta dve obsežni meridianni nižini povezani s pokrajino Tarsida. Oznake na povirju zahodne ravnine z imenom Amazonia so blizu ničelne ravni planeta, najnižja območja vzhodne depresije (Chryse`s ravnica) pa so pod ničelnim nivojem za 2-3 km.

V ekvatorialnem predelu Marsa obstaja druga največja vulkanska plato, Elysius, približno 1500 km čez. Plateau nadstreška nad dnom 4-5 km in nosi tri vulkane (dejansko Mount Eliza ALBOR Tholus in gorsko Hecate). Najvišja gora Elizija je narasla na 14 km.

Na vzhodno od Tharsis planoto se razteza v ekvatorialni regiji velikan merilu Mars (skoraj 5 km) riftoobraznaya podolja (kanjoni) Mariner, je daljši od ene največjih na svetu Veliki kanjon skoraj 10-krat, 7-krat širši in globlji. Širina dolin je v povprečju 100 km, skoraj navpični pasovi na njihovih straneh pa dosegajo višino 2 km. Linearnost struktur označuje njihov tektonski izvor.

V višavju južni polobli, kjer je površina Marsa samo steljo s kraterji, so največji o vplivih na planet krožnosti depresije z imeni Argir (okoli 1500 km) in Hellas (2.300 kilometrov).

Ploskev Helade je globlje od vseh depresij planeta (skoraj 7000 m pod povprečjem), presežek Argirskih ravnin pa glede na višino okoliške višine je 5,2 km. Podobna zaokrožena nižina, ravnina Isis (premer 1100 km), se nahaja v ekvatorialni regiji vzhodne poloble planeta in na severu meji na ravnino Elizija.

Na Marsu je približno 40 podobnih večobročnih bazenov, vendar manjše.

Severna polobla, največja na svetu, se nahaja na severni polobli, ki meji na polarno regijo. Navadne oznake so pod ničelnim nivojem površine planeta.

Aeolske pokrajine

To bi bilo težko v nekaj besed za označevanje površino Zemlje, ki se nanašajo na planet kot celoto, ampak da bi dobili idejo o tem, kaj na površini Marsa, ki jih lahko, če pokličeš svojo mrtvo in suho, rdečkasto-rjave, kamnito in peščeno puščavo, ker secirala topografije planeta je sploščena svoboden naplavinah.

Eolske pokrajine, ki so sestavljene iz peščene fine drobne prašne snovi in ​​nastanejo kot posledica dejavnosti vetra, pokrivajo skoraj celoten planet. Ta navadni (na kopnem) sipine (prečna, vzdolžna in diagonalna) v velikosti od nekaj sto metrov do 10 km, pa tudi laminati eolian-ledeniški vloge polarne kape. Poseben relief, ki ga je "ustvaril Aeolus", je omejen na zaprto strukturo - dna velikih kanjonov in kraterjev.

Morfološke operacije veter, določitev značilne lastnosti Marsu manifestira in intenzivna erozija (deflacijo), kar je privedlo do nastanka značilnih "vrezanimi" celičnih površinah in linearnih struktur.

Layered eolsko-ledenskih formacij, v kombinaciji z ledom, pomešan s sedimenti, pokrivajo polarne kape na planetu. Njihova moč je ocenjena na več kilometrov.

Geološke značilnosti površine

V skladu z eno od obstoječih hipotez o sodobni sestavi in ​​geološki strukturi Marsa se je najprej notranje jedro majhne velikosti raztopilo iz primarne snovi planeta, ki ga sestavljajo predvsem železo, nikelj in žveplo. Nato je bilo okoli jedra oblikovana homogena litosfera z debelino okoli 1000 km, v kateri se verjetno danes aktivna vulkanska aktivnost nadaljuje s sproščanjem vseh novih del magme na površino. Debelina marske skorje je ocenjena na 50-100 km.

Ker ljudje začeli gledati na najsvetlejših zvezd, znanstveniki, kot tudi vsi sosedje niso ravnodušni do univerzalnih ljudi, med drugim skrivnosti, predvsem zanima, kaj na površini Marsa.

Skoraj ves planet je prekrit s plastjo rjavkasto rumenkasto-rdečega prahu z dodatkom finega aleritnega in peščenega materiala. Glavne sestavine svobodnega tla so silikati z veliko primesi železovih oksidov, kar daje površini rdečkasto nianso.

Glede na številne študije, ki jih izvaja vesoljskega plovila, vibracije elementarne sestave nekonsolidiranega površinski sediment plastjo svetu ni tako velik, da kaže najrazličnejše mineralne sestave kamnin, ki tvorijo Martian skorjo.

Nameščena povprečne vsebnosti silicija tal (21%), železo (12,7%), magnezij (5%), kalcij (4%), aluminijevega oksida (3%), žvepla (3,1%), in kalija in klora (<1%) je navedla, da je osnova za neobdelane depozite površine produkti uničenja vagne in vulkanogenih kamnin osnovne kompozicije blizu bazalov zemlje. Sprva so znanstveniki spraševali znatno diferenciacijo kamnite lupine planeta v njihove mineralne sestave, pa se izvaja v okviru Mars Exploration Rover (ZDA) temelj Mars raziskav je pripeljalo do senzacionalnega odkritja kopenskih analogov andesites (povprečna sestava kamnin).

Ta ugotovitev je nato potrjena s podobnimi izsledki številnih ras za dajanje ocenjuje, da Mars, kot zemeljski skorji mogla razlikovati, kot je razvidno iz znatnega vsebnosti aluminija, silicija in kalija.

Na podlagi velikega števila fotografij, posnetih in vesoljskih plovil bo ocenil, kaj je na površini Marsa, med magmatskih in vulkanskih kamnin, planet očitno prisotnosti volcanosedimentary kamnine in sedimenti, ki so priznane z značilnim ploščastega ločeno in plastificiranje izpostavljenosti fragmentov.

Narava stratifikacije kamenja lahko nakazuje njihovo nastanek v morjih in jezerih. Območja sedimentnih kamnin so določena v mnogih krajih planeta in najpogosteje jih najdemo v velikih kraterjih.

Znanstveniki ne izključujejo "suhega" tvorjenja sedimentov njihovega praškastega prahu s svojo nadaljnjo lithification (petrification).

Formacije permafrostov

Posebno mesto v morfologiji površine Marsa zasedajo permafrostne formacije, ki so se večinoma izkazale na različnih stopnjah geološke zgodovine planeta zaradi tektonskih premikov in vpliva eksogenih dejavnikov.

Na podlagi študije velikega števila vesoljskih slik so znanstveniki soglasno ugotovili, da ima voda pri oblikovanju podobe Marsa skupaj z vulkansko dejavnostjo pomembno vlogo. Iz vulkanskih izbruhov je prišlo do taljenja ledenega pokrova, ki je nato prispeval k razvoju vodne erozije, sledi katere so še danes vidne.

Dejstvo, da je permafrost na Marsu nastala v prvih fazah geološko zgodovino planeta, po ne samo polarnih ledenikov, ampak tudi posebne oblike olajšav, podobno kot pokrajine v permafrosta regijah na Zemlji.

Vortex formacije, kot so plastni nanosi v polarnih predelih planeta, izgledajo v bližini sistema teras, ledišč in depresij, ki tvorijo različne oblike.

Vloge polarnih kape z zmogljivostjo več kilometrov so sestavljene iz plasti ogljikovega dioksida in vodnega ledu, pomešane s silty in fine silty material.

S procesom uničenja kriogenih stratumov so povezani neuspešni obliki reliefa, povezani z ekvatorialnim pasom Marsa.

Voda na Marsu

Na večini površja Marsa voda zaradi nizkega tlaka ne more obstajati v tekočem stanju, vendar v nekaterih okrožjih s približno 30% površine planeta strokovnjaki NASA omogočajo prisotnost tekoče vode.

Zanesljivo ugotoviti, v sedanjih rezerv vode na Marsu, so skoncentrirane predvsem v površinski plasti permafrosta (kriosferi) s kapaciteto do več sto metrov.

Znanstveniki ne izključujejo obstoja reliktnih jezer tekoče vode in pod debelino polarnih kape. Na podlagi izračuna prostornine cryolithosphere potrebščine Mars vode (led), je ocenjena na 77 milijonov kmsup3-, in glede na verjetno višino odmrznjenih kamnin, lahko ta številka zmanjša na 54 milijonov kmsup3-.

Poleg tega obstaja mnenje, da se v kriolitosferi lahko nahajajo postelje z ogromnimi rezervoarji slane vode.

Veliko dejstev govori o prisotnosti vode na površini planeta v preteklosti. Glavne priče so minerali, katerih nastajanje pa pomeni udeležbo vode. Najprej je to hematit, glineni minerali in sulfati.

Marsovske oblake

Skupna količina vode v ozračju, "posušili" planet več kot 100 milijonov krat manjša kot v svetu, pa vendar je površina Marsa je zajeto in kaj redka neopazne, vendar tudi ti modro oblaki, pa so sestavljeni iz ledu prahu. Oblaki se pojavljajo v širokem razponu od 10 do 100 km in se osredotočajo predvsem na ekvatorialni pas, redko narašča nad 30 km.

Ledene megle in oblaki so tudi v bližini polarnih zamaškov pozimi (polarna megla), vendar tukaj lahko "padajo" pod 10 km.

Oblaki so lahko pobarvani v svetlo rožnati barvi, ko se delci ledu pomešajo s prahom, ki se dvigne s površine.

Oblaki najrazličnejših oblik so zabeleženi, vključno z valovitim, črtastim in pinjatočim.

Marsovska pokrajina z višine človeške rasti

Prvič opazujte površino Marsa z višine visokega človeka (2,1 m). Preden se začudil oči robota pojavil "pesek", prodnata, prodnata ravnina, posejana z majhnimi kamenčki, z občasnimi izdankih ravnih, morda avtohtonih, vulkanske kamnine.

Dolgočasno in monotono vzorec na eni strani poživljajo gričevnati grebenu rob kraterja Gale, in na drugi strani - pologosklonnaya hulk gore Sharp 5,5 km visoko, ki je predmet lova vesoljskega plovila.

Opisom poti na dnu kraterja, avtorji projekta, očitno ni vedel, da se bo na površini Marsa, sprejeti rover Radovednost kot raznolika in heterogena, v nasprotju s pričakovanji, da vidim samo dolgočasno in monotono puščavo.

Na svoji poti do vložitve Sharpe robot moral premagati zlomljeni, platy ravne površine nagnjene stopil pobočja volcanosedimentary (sodeč po slojno strukturo žetonov), kamenje in kockasta razpadla temno modro volcanites mreže površino.

Naprava med kurilno "navedene na vrhu" ciljev (krajinsko) laserskih impulzov in vrtati majhno luknjo (do 7 cm globoko) za preučevanje materialne sestave vzorcev. Analiza tega materiala, poleg vsebine rock tvorbo elementov značilnih osnovnih kamnine (bazalt), kaže prisotnost žveplovih spojin, dušik, ogljik, klor, metan, vodik in fosforja, ki je »živa bitja".

Poleg tega so bile ugotovljene tudi gline minerali, nastali v prisotnosti vode z indeksom nevtralne kislosti in majhno koncentracijo soli.

Na podlagi teh podatkov so skupaj z že prej prejetimi informacijami znanstveniki običajno zaključili, da je bil na površini Marsa pred milijardami let tekoča voda, gostota atmosfere pa je precej višja kot danes.

Zjutraj zvezda Marsa

Od maja 2003 je svet obkrožil slike modra polmeseca Zemljo, ki ga Mars Global Surveyor vesoljskega plovila na orbito Rdeči planet v oddaljenosti 139 milijonov kilometrov in še veliko, se zdi, da je točno to, kar je videti Zemlja kot na površini Marsa.

Toda v resnici, naš planet je videti od tam o tem, kako vidimo Venero v jutranjih in večernih urah, samo sije v rjavkasto črne Marsovo nebo sam (brez upoštevanja malo viden luno), majhno točko malo svetlejša od Venere.

Prva slika Zemlje iz površine je bila izvedena v zgodnjih urah na krovu Duh rover marca 2004, kot vesoljsko plovilo Curiosity Zemlje "na roko of the Moon", zastavljeno v letu 2012, in izkazalo se bolj "lepo" kot prvič.