Atmosfera Marsa, kao i atmosfera Venere, uglavnom se sastoji od ugljen-dioksid, iako mnogo tanji. Nakon otkrića metana 2003. godine, istraživanja atmosfere nastavljena su s velikim entuzijazmom. Prisustvo metana može indirektno ukazivati na prisustvo života na Marsu, iako je vjerovatnije da se radi o tragovima vulkanske ili hidrotermalne aktivnosti na planeti.
Atmosfera je 96% ugljen-dioksida, 2,1% argona i 1,9% azota. Pronađeni su i tragovi kiseonika, metana, monoksida i ugljen-dioksida, ali ne veliki broj vodena para u obliku hladnih oblaka. Koncentracija ugljičnog dioksida na Marsu je 23 puta veća nego na Zemlji. Ovo onemogućava postojanje bilo kakvog života na Marsu. Barem život na koji smo svi navikli na našoj rodnoj Zemlji.
Sastav atmosfere Marsa.
Sastav atmosfere, kao i njena masa, veoma varira tokom marsovske godine. Zimi se većina ugljičnog dioksida kondenzira u polarnim kapama, pa se atmosfera razrjeđuje. Ljeti ovaj dio isparava, a gustina atmosfere se povećava.
Ali i zimi i ljeti, gustina atmosfere nije toliko velika da bi izgladila temperaturne fluktuacije. Tokom jednog marsovskog dana temperatura skoči preko 100 o C. Danju se penje do +30 o C, a noću padne na -80 o C. Na polovima minimalna temperatura pada još niže, do -150 o C .
Atmosferski pritisak na Marsu je 600 Pa. Poređenja radi, na Zemlji je atmosferski pritisak 101 Pa, a na Veneri ogromnih 9,3 MPa. Na planini Olimp, najvišoj tački na Marsu, atmosferski pritisak iznosi mizernih 30 Pa. A na najdubljoj tački planete, u ravnici Helade, dostiže 1155 Pa.
Posmatranja Mars Exploration Rovera sa površine Marsa pokazala su da je, uprkos razrijeđenoj atmosferi, zrak prilično prašnjav. Marsovsko nebo je trajno obojeno svijetlo smeđim i narandžasta boja. Suspendirane čestice pijeska i prašine dižu se do visine od 1,5 km. iznad površine planete i zbog niskog pritiska se talože prilično dugo.
Istorija atmosfere
Naučnici vjeruju da se atmosfera Marsa promijenila tokom života planete. Postoje dokazi da je planeta imala ogromne okeane prije nekoliko milijardi godina. Ali trenutno voda može postojati samo u obliku pare ili leda. Prvo, atmosferski pritisak je u stanju da "drži" vodu u tečnom stanju samo na najnižim tačkama na planeti. I drugo, prosječna temperatura na površini je -63 o C, tako da voda može postojati samo u čvrstom stanju.
Međutim, na početku svoje istorije, Mars je imao povoljnije uslove. Početkom 2013. godine objavljeno je da je atmosfera Marsa bila bogata kiseonikom prije oko 4 milijarde godina (). Među mogućim uzrocima nedostatka kisika u atmosferi su sljedeći:
- Postepeno uništavanje atmosfere sunčevim vjetrom.
- Sudar s ogromnim meteoritom ili kometom, koji je imao katastrofalne posljedice po Mars.
- Niska gravitacija Marsa, koja ne dozvoljava zadržavanje atmosfere.
Potencijal za ljudsku upotrebu
Kako čovjek može iskoristiti atmosferu Marsa? Ovo pitanje se postavlja sve češće, jer kolonizacija Marsa više ne izgleda kao nemoguć san iz fantazije. Da, još uvijek ima više pitanja nego odgovora. Ali probleme treba rješavati jedno po jedno, a ne sva odjednom.
Ugljični dioksid iz atmosfere Marsa može se koristiti za stvaranje raketnog goriva za povratni let na Zemlju. Postoji nekoliko upotreba za tako bogatu zapreminu CO 2 , jedna od njih je Sabatier proces. Ovaj hemijski proces je reakcija ugljičnog dioksida s vodikom preko niklovanog katalizatora. Ova reakcija proizvodi kisik i metan.
Sabatierovu reakciju već "isprobaju" naučnici iz NASA-e za obradu ugljičnog dioksida na Međunarodnoj svemirskoj stanici, koji je ostao nakon što astronauti udahnu. Stoga nam na Marsu možda neće trebati kisik u atmosferi – sami ćemo ga proizvesti.
> > > Atmosfera Marsa
Mars - atmosfera planete: slojevi atmosfere, hemijski sastav, pritisak, gustina, poređenje sa Zemljom, količina metana, drevna planeta, istraživanje sa fotografijom.
Aatmosfera marsa je samo 1% zemlje, tako da na Crvenoj planeti nema zaštite od sunčevog zračenja, kao ni normalnog temperaturnog režima. Sastav atmosfere Marsa predstavljaju ugljen-dioksid (95%), azot (3%), argon (1,6%) i male nečistoće kiseonika, vodene pare i drugih gasova. Takođe je ispunjen malim česticama prašine zbog kojih planeta izgleda crveno.
Istraživači vjeruju da je ranije sloj atmosfere bio gust, ali se srušio prije 4 milijarde godina. Bez magnetosfere, solarni vjetar pada u jonosferu i smanjuje gustinu atmosfere.
To je dovelo do indikatora niskog pritiska - 30 Pa. Atmosfera se prostire na 10,8 km. Sadrži mnogo metana. Štaviše, jake emisije su primjetne u određenim područjima. Postoje dvije lokacije, ali izvori još nisu otkriveni.
Godišnje se ispusti 270 tona metana. To znači da je riječ o nekoj vrsti aktivnog podzemnog procesa. Najvjerovatnije je riječ o vulkanskoj aktivnosti, udarima kometa ili serpentinizaciji. Najatraktivnija opcija je metanogeni život mikroba.
Sada znate za prisustvo atmosfere Marsa, ali, nažalost, ona je spremna da uništi koloniste. Sprečava nakupljanje tečne vode, otvoren je za zračenje i izuzetno je hladan. Ali u narednih 30 godina i dalje smo fokusirani na razvoj.
Disipacija planetarne atmosfere
Astrofizičar Valery Shematovich o evoluciji planetarne atmosfere, egzoplanetarnih sistema i gubitku atmosfere Marsa:
Mars je četvrta planeta od Sunca i posljednja od zemaljskih planeta. Kao i ostale planete u Sunčevom sistemu (ne računajući Zemlju), nazvana je po mitološkoj ličnosti - rimskom bogu rata. Pored zvaničnog imena, Mars se ponekad naziva i Crvenom planetom, što se odnosi na smeđe-crvenu boju njegove površine. Uz sve ovo, Mars je druga najmanja planeta u Sunčevom sistemu nakon.
Veći deo devetnaestog veka smatralo se da život postoji na Marsu. Razlog za ovo vjerovanje dijelom leži u zabludi, a dijelom u ljudskoj mašti. Godine 1877., astronom Giovanni Schiaparelli je bio u mogućnosti da posmatra ono što je mislio da su prave linije na površini Marsa. Kao i drugi astronomi, kada je primijetio ove pruge, sugerirao je da je takva direktnost povezana s postojanjem inteligentnog života na planeti. Verzija popularna u to vrijeme o prirodi ovih linija bila je pretpostavka da se radi o kanalima za navodnjavanje. Međutim, sa razvojem moćnijih teleskopa početkom dvadesetog veka, astronomi su mogli jasnije da vide površinu Marsa i da utvrde da su ove prave linije samo optička iluzija. Kao rezultat toga, sve ranije pretpostavke o životu na Marsu ostale su bez dokaza.
Većina naučne fantastike napisane tokom dvadesetog veka bila je direktna posledica verovanja da na Marsu postoji život. Od malih zelenih ljudi do visokih osvajača sa laserima, Marsovci su bili u fokusu mnogih televizijskih i radijskih programa, stripova, filmova i romana.
Uprkos činjenici da se otkriće života na Marsu u osamnaestom veku pokazalo lažnim kao rezultat toga, Mars je za naučnu zajednicu ostao planeta sa najviše života (osim Zemlje) u Sunčevom sistemu. Naredne planetarne misije su bez sumnje bile posvećene potrazi za bilo kojim oblikom života na Marsu. Tako je misija pod nazivom Viking, izvedena 1970-ih, sprovela eksperimente na tlu Marsa u nadi da će na njemu pronaći mikroorganizme. U to vrijeme se vjerovalo da formiranje jedinjenja tokom eksperimenata može biti rezultat bioloških agenasa, ali je kasnije otkriveno da jedinjenja hemijski elementi mogu nastati bez bioloških procesa.
Međutim, ni ovi podaci naučnicima nisu uskratili nadu. Ne nalazeći znakove života na površini Marsa, pretpostavili su da je sve neophodne uslove mogu postojati ispod površine planete. Ova verzija je i danas aktuelna. U najmanju ruku, takve planetarne misije sadašnjosti kao što su ExoMars i Mars Science uključuju testiranje svih mogućih opcija za postojanje života na Marsu u prošlosti ili sadašnjosti, na površini i ispod njega.
Atmosfera Marsa
Sastav atmosfere Marsa je veoma sličan atmosferi, jednoj od najmanje gostoljubivih atmosfera u čitavom Sunčevom sistemu. Glavna komponenta u oba okruženja je ugljen-dioksid (95% za Mars, 97% za Veneru), ali postoji velika razlika - Efekat staklenika na Marsu nema, tako da temperatura na planeti ne prelazi 20°C, za razliku od 480°C na površini Venere. Tako ogromna razlika je zbog različite gustine atmosfere ovih planeta. Uz uporedivu gustinu, atmosfera Venere je izuzetno gusta, dok Mars ima prilično tanak atmosferski sloj. Jednostavno rečeno, kada bi debljina atmosfere Marsa bila značajnija, onda bi ličila na Veneru.
Osim toga, Mars ima vrlo rijetku atmosferu - atmosferski pritisak je samo oko 1% pritiska na. Ovo je ekvivalentno pritisku od 35 kilometara iznad površine Zemlje.
Jedan od najranijih pravaca u proučavanju atmosfere Marsa je njen uticaj na prisustvo vode na površini. Uprkos činjenici da polarne kape sadrže vodu u čvrstom stanju, a vazduh sadrži vodenu paru koja nastaje kao rezultat mraza i niskog pritiska, danas sva istraživanja ukazuju da „slaba“ atmosfera Marsa ne pogoduje postojanju vode u tečno stanje na površini planete.
Međutim, oslanjajući se na najnovije podatke iz misija na Marsu, naučnici su uvjereni da tečna voda postoji na Marsu i da je jedan metar ispod površine planete.
Voda na Marsu: spekulacije / wikipedia.org
Međutim, uprkos tankom atmosferskom sloju, Mars ima sasvim prihvatljive vremenske uslove za zemaljske standarde. Najekstremniji oblici ovog vremena su vjetrovi, prašne oluje, mrazevi i magle. Kao rezultat takve vremenske aktivnosti, uočeni su značajni tragovi erozije u nekim područjima Crvene planete.
Drugi zanimljiva poenta o atmosferi Marsa, može se ukazati na to, prema nekoliko modernih naučno istraživanje, u dalekoj prošlosti, bio je dovoljno gust za postojanje okeana na površini planete iz vode u tečnom stanju. Međutim, prema istim studijama, atmosfera Marsa je dramatično promijenjena. Vodeća verzija takve promjene na ovog trenutka je hipoteza o sudaru planete sa drugim dovoljno voluminoznim kosmičkim tijelom, što je dovelo do gubitka većeg dijela atmosfere Marsa.
Površina Marsa ima dvije značajne karakteristike, koje su, zanimljivom koincidencijom, povezane s razlikama u hemisferama planete. Činjenica je da sjeverna hemisfera ima prilično gladak reljef i samo nekoliko kratera, dok je južna hemisfera bukvalno prošarana brdima i kraterima različitih veličina. Osim topografskih razlika koje ukazuju na razliku u reljefu hemisfera, postoje i geološke - studije pokazuju da su područja na sjevernoj hemisferi mnogo aktivnija nego na južnoj.
Na površini Marsa nalazi se najveći do sada poznati vulkan - Olympus Mons (Mount Olympus) i najveći poznati kanjon - Mariner (Mariner Valley). Ništa grandioznije još nije pronađeno u Sunčevom sistemu. Visina planine Olimp je 25 kilometara (što je tri puta više od Everesta, najviše planine na Zemlji), a prečnik baze je 600 kilometara. Dolina Mariner duga je 4.000 kilometara, široka 200 kilometara i duboka skoro 7 kilometara.
Do danas, najznačajnije otkriće u vezi s površinom Marsa bilo je otkriće kanala. Karakteristika ovih kanala je da su oni, prema stručnjacima NASA-e, nastali tekućom vodom, te su stoga najpouzdaniji dokaz za teoriju da je u dalekoj prošlosti površina Marsa umnogome podsjećala na Zemljinu.
Najpoznatija peridolija povezana sa površinom Crvene planete je takozvano "Lice na Marsu". Reljef zaista jako podsjeća ljudsko lice kada je svemirski brod Viking I napravio prvu sliku određenog područja 1976. godine. Mnogi ljudi u to vrijeme smatrali su ovu sliku pravim dokazom da na Marsu postoji inteligentni život. Naknadni snimci su pokazali da je ovo samo igra rasvjete i ljudske fantazije.
Kao i druge zemaljske planete, u unutrašnjosti Marsa razlikuju se tri sloja: kora, plašt i jezgro.
Iako tačna mjerenja još nisu napravljena, naučnici su dali određena predviđanja o debljini marsove kore na osnovu podataka o dubini doline Mariner. Duboki, ogromni sistem doline, koji se nalazi na južnoj hemisferi, ne bi mogao postojati da kora Marsa nije mnogo deblja od zemlje. Preliminarne procjene pokazuju da je debljina marsove kore na sjevernoj hemisferi oko 35 kilometara i oko 80 kilometara na južnoj.
Dosta istraživanja je posvećeno jezgru Marsa, posebno kako bi se otkrilo da li je čvrsta ili tečna. Neke teorije su ukazivale na nedostatak dovoljno moćnog magnetsko polje kao znak tvrdog jezgra. Međutim, u posljednjoj deceniji, hipoteza da je jezgro Marsa tečno, barem djelomično, postaje sve popularnija. Na to ukazuje otkriće magnetiziranih stijena na površini planete, što može biti znak da Mars ima ili je imao tečno jezgro.
Orbita i rotacija
Marsova orbita je značajna iz tri razloga. Prvo, njegov ekscentricitet je drugi po veličini od svih planeta, jedino je Merkur manji. U ovoj eliptičnoj orbiti, Marsov perihel je 2,07 x 108 kilometara, mnogo dalje od njegovog afela, 2,49 x 108 kilometara.
Drugo, naučni dokazi sugerišu da tako visok stepen ekscentriciteta nije uvek bio prisutan, i da je možda bio manji od Zemljinog u nekom trenutku u istoriji Marsa. Razlog za ovu promjenu naučnici nazivaju gravitacijske sile susjednih planeta koje utiču na Mars.
Treće, od svih zemaljskih planeta, Mars je jedina na kojoj godina traje duže nego na Zemlji. Naravno, to je povezano s njegovom orbitalnom udaljenosti od Sunca. Jedna godina na Marsu jednaka je skoro 686 zemaljskih dana. Dan na Marsu traje otprilike 24 sata i 40 minuta, što je vrijeme potrebno planeti da izvrši jednu potpunu revoluciju oko svoje ose.
Još jedna značajna sličnost između planete i Zemlje je njen aksijalni nagib, koji iznosi približno 25°. Ova karakteristika ukazuje da godišnja doba na Crvenoj planeti slijede jedna drugu na potpuno isti način kao na Zemlji. Međutim, hemisfere Marsa doživljavaju potpuno drugačije, drugačije od zemaljskih, temperaturni uslovi za svako godišnje doba. Ovo je opet zbog mnogo većeg ekscentriciteta orbite planete.
SpaceX i planira kolonizirati Mars
Dakle, znamo da SpaceX želi poslati ljude na Mars 2024. godine, ali njihova prva misija na Marsu bit će lansiranje kapsule Red Dragon 2018. godine. Koje korake će kompanija preduzeti da postigne ovaj cilj?
- 2018 godina. Lansiranje svemirske sonde Red Dragon radi demonstracije tehnologije. Cilj misije je doći do Marsa i napraviti neka istraživanja na mjestu slijetanja u malom obimu. Možda nabavka dodatnih informacija za NASA-u ili svemirske agencije drugih država.
- 2020 Lansiranje svemirske letjelice Mars Colonial Transporter MCT1 (bespilotna). Svrha misije je slanje tereta i vraćanje uzoraka. Velike demonstracije tehnologije za stanovanje, održavanje života, energiju.
- 2022 Lansiranje svemirske letjelice Mars Colonial Transporter MCT2 (bespilotna). Druga iteracija MCT-a. U ovom trenutku, MCT1 će se vratiti na Zemlju, noseći uzorke sa Marsa. MCT2 isporučuje opremu za prvi let s posadom. MCT2 brod će biti spreman za lansiranje čim posada stigne na Crvenu planetu za 2 godine. U slučaju nevolje (kao u filmu "Marsovac"), tim će moći da ga iskoristi da napusti planetu.
- 2024 Treća iteracija Mars Colonial Transporter MCT3 i prvi let s posadom. Tada će sve tehnologije dokazati svoje performanse, MCT1 će putovati do Marsa i nazad, a MCT2 je spreman i testiran na Marsu.
Mars je četvrta planeta od Sunca i posljednja od zemaljskih planeta. Udaljenost od Sunca je oko 227.940.000 kilometara.
Planeta je dobila ime po Marsu, rimskom bogu rata. Starim Grcima je bio poznat kao Ares. Vjeruje se da je Mars dobio takvu asocijaciju zbog krvavocrvene boje planete. Zbog svoje boje, planeta je bila poznata i drugim drevnim kulturama. Prvi kineski astronomi nazvali su Mars "Ognjenom zvijezdom", a drevni egipatski sveštenici su ga označili kao "Her Desher", što znači "crveni".
Kopnena masa na Marsu je veoma slična onoj na Zemlji. Uprkos činjenici da Mars zauzima samo 15% zapremine i 10% mase Zemlje, on ima kopnenu masu uporedivu sa našom planetom kao rezultat činjenice da voda pokriva oko 70% Zemljine površine. Istovremeno, površinska gravitacija Marsa iznosi oko 37% gravitacije na Zemlji. To znači da teoretski možete skočiti tri puta više na Marsu nego na Zemlji.
Samo 16 od 39 misija na Mars je bilo uspješno. Od misije Mars 1960A koja je lansirana u SSSR-u 1960. godine, na Mars je poslano ukupno 39 orbitera i rovera za spuštanje, ali je samo 16 od ovih misija bilo uspješno. Godine 2016. lansirana je sonda u sklopu rusko-evropske misije ExoMars, čiji će glavni ciljevi biti traženje znakova života na Marsu, proučavanje površine i topografije planete i mapiranje potencijalnih opasnosti po životnu sredinu za buduće ljude s ljudskom posadom. letovi za Mars.
Krhotine sa Marsa pronađene su na Zemlji. Vjeruje se da su tragovi neke atmosfere Marsa pronađeni u meteoritima koji su se odbili od planete. Nakon što su napustili Mars, ovi meteoriti su dugo, milionima godina, letjeli oko Sunčevog sistema među drugim objektima i svemirskim otpadom, ali ih je gravitacija naše planete uhvatila, pali u njegovu atmosferu i pali na površinu. Proučavanje ovih materijala omogućilo je naučnicima da nauče mnogo o Marsu i prije početka svemirskih letova.
U nedavnoj prošlosti ljudi su bili uvjereni da je Mars dom inteligentnog života. Na to je u velikoj mjeri utjecalo otkriće pravih linija i kanala na površini Crvene planete od strane talijanskog astronoma Giovannija Schiaparellija. Vjerovao je da takve prave linije ne mogu biti stvorene po prirodi i da su rezultat inteligentne aktivnosti. Međutim, kasnije je dokazano da to nije ništa drugo do optička iluzija.
Najviša planetarna planina poznata u Sunčevom sistemu nalazi se na Marsu. Zove se Olympus Mons (planina Olimp) i uzdiže se 21 kilometar u visinu. Vjeruje se da se radi o vulkanu koji je nastao prije više milijardi godina. Naučnici su pronašli mnogo dokaza o toj starosti vulkanska lava Objekt je dovoljno mali da bi mogao biti dokaz da je Olympus još uvijek aktivan. Međutim, u Sunčevom sistemu postoji planina kojoj je Olimp inferioran po visini - ovo je centralni vrh Reyasilvia, koji se nalazi na asteroidu Vesta, čija je visina 22 kilometra.
Oluje prašine se dešavaju na Marsu - najobimnijim u Sunčevom sistemu. To je zbog eliptičnog oblika putanje orbite planete oko Sunca. Putanja orbite je izduženija nego kod mnogih drugih planeta, a ovaj ovalni oblik orbite dovodi do žestokih prašnih oluja koje gutaju cijelu planetu i mogu trajati mnogo mjeseci.
Čini se da je Sunce otprilike polovina njegove vizualne veličine Zemlje kada se gleda s Marsa. Kada je Mars najbliži Suncu u svojoj orbiti, a njegova južna hemisfera je okrenuta prema Suncu, planeta doživljava vrlo kratko, ali neverovatno toplo leto. Istovremeno, na sjevernoj hemisferi nastupa kratka, ali hladna zima. Kada je planeta udaljenija od Sunca, i usmjerena prema njoj sjevernom hemisferom, Mars doživljava dugo i blago ljeto. Istovremeno, na južnoj hemisferi nastupa duga zima.
Sa izuzetkom Zemlje, naučnici smatraju Mars najpogodnijom planetom za život. Vodeće svemirske agencije planiraju niz svemirskih letova u narednoj deceniji kako bi otkrili ima li Mars potencijal za postojanje života i da li je na njemu moguće izgraditi koloniju.
Marsovci i vanzemaljci sa Marsa dugo su bili glavni kandidati za ulogu vanzemaljaca, što je Mars učinilo jednom od najpopularnijih planeta u Sunčevom sistemu.
Mars je jedina planeta u sistemu, osim Zemlje, koja ima polarne ledene kape. Čvrsta voda otkrivena je ispod polarnih kapa Marsa.
Kao i na Zemlji, Mars ima godišnja doba, ali ona traju duplo duže. To je zato što je Mars nagnut oko svoje ose za oko 25,19 stepeni, što je blizu aksijalnog nagiba Zemlje (22,5 stepeni).
Mars nema magnetno polje. Neki naučnici vjeruju da je postojao na planeti prije oko 4 milijarde godina.
Dva mjeseca Marsa, Fobos i Deimos, opisao je autor Jonathan Swift u Guliverovim putovanjima. Bilo je to 151 godina prije nego što su otkriveni.
Mars je četvrta najveća planeta od Sunca i sedma (pretposljednja) najveća planeta u Sunčevom sistemu; masa planete je 10,7% mase Zemlje. Ime je dobio po Marsu - drevnom rimskom bogu rata, koji odgovara starogrčkom Aresu. Mars se ponekad naziva i "crvena planeta" zbog crvenkaste nijanse površine koju mu daje oksid željeza.
Mars je zemaljska planeta sa razrijeđenom atmosferom (pritisak na površini je 160 puta manji od Zemljinog). Karakteristike površinskog reljefa Marsa mogu se smatrati udarnim kraterima poput onih na Mjesecu, kao i vulkanima, dolinama, pustinjama i polarnim ledenim kapama poput onih na Zemlji.
Mars ima dva prirodna satelita - Fobos i Deimos (u prevodu sa starogrčkog - "strah" i "užas" - imena dvojice Aresovih sinova koji su ga pratili u borbi), koji su relativno mali (Fobos - 26x21 km, Deimos - 13 km u prečniku) i nepravilnog su oblika.
Velike opozicije Marsa, 1830-2035
| Godina | datum | Udaljenost a. e. |
|---|---|---|
| 1830 | 19. septembar | 0,388 |
| 1845 | 18. avgusta | 0,373 |
| 1860 | 17. jula | 0,393 |
| 1877 | 5. septembar | 0,377 |
| 1892 | 4. avgust | 0,378 |
| 1909 | 24. septembra | 0,392 |
| 1924 | 23. avgust | 0,373 |
| 1939 | 23. jul | 0,390 |
| 1956 | 10. septembar | 0,379 |
| 1971 | 10. avgust | 0,378 |
| 1988 | 22. septembra | 0,394 |
| 2003 | 28. avgust | 0,373 |
| 2018 | 27. jul | 0,386 |
| 2035 | 15. septembra | 0,382 |
Mars je četvrta najudaljenija od Sunca (posle Merkura, Venere i Zemlje) i sedma najveća (premašuje samo Merkur po masi i prečniku) planeta Sunčevog sistema. Masa Marsa je 10,7% mase Zemlje (6,423 1023 kg naspram 5,9736 1024 kg za Zemlju), zapremina je 0,15 zapremine Zemlje, a prosečan linearni prečnik je 0,53 prečnika Zemlje. (6800 km).
Reljef Marsa ima mnogo jedinstvenih karakteristika. Marsovac uspavani vulkan Planina Olimp je najviše visoka planina u Sunčevom sistemu, a dolina Mariner je najveći kanjon. Osim toga, u junu 2008. godine, tri rada objavljena u časopisu Nature pružila su dokaze o postojanju najvećeg poznatog udarnog kratera u Sunčevom sistemu na sjevernoj hemisferi Marsa. Dugačak je 10.600 km i širok 8.500 km, oko četiri puta veći od najvećeg udarnog kratera koji je ranije otkriven na Marsu, u blizini njegovog južnog pola.
Pored slične površinske topografije, Mars ima period rotacije i godišnja doba slična Zemljinom, ali je njegova klima mnogo hladnija i suša od Zemljine.
Sve do prvog preleta Marsa od strane svemirskog broda Mariner 4 1965. godine, mnogi istraživači su vjerovali da se na njegovoj površini nalazi voda u tekućem stanju. Ovo mišljenje se temeljilo na opažanjima periodičnih promjena u svijetlim i tamnim područjima, posebno u polarnim geografskim širinama, koje su bile slične kontinentima i morima. Tamne brazde na površini Marsa neki posmatrači su protumačili kao kanale za navodnjavanje tečne vode. Kasnije je dokazano da su ove brazde bile optička varka.
Zbog niskog pritiska voda ne može postojati u tečnom stanju na površini Marsa, ali je verovatno da su uslovi bili drugačiji u prošlosti, pa se stoga ne može isključiti prisustvo primitivnog života na planeti. Dana 31. jula 2008. NASA-ina svemirska letjelica Phoenix otkrila je vodu u stanju leda na Marsu.
U februaru 2009. godine, orbitalna istraživačka konstelacija u orbiti Marsa imala je tri funkcionalne svemirske letjelice: Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Satellite, više nego oko bilo koje druge planete osim Zemlje.
Površina Marsa trenutno istražuju dva rovera: "Spirit" i "Opportunity". Na površini Marsa postoji i nekoliko neaktivnih lendera i rovera koji su završili istraživanje.
Geološki podaci koje su prikupili sugeriraju da je većina površine Marsa ranije bila prekrivena vodom. Posmatranja u protekloj deceniji omogućila su otkrivanje slabe aktivnosti gejzira na nekim mjestima na površini Marsa. Prema zapažanjima svemirskog broda Mars Global Surveyor, neki dijelovi južne polarne kape Marsa postepeno se povlače.
Mars se sa Zemlje može videti golim okom. Njena prividna zvezdana magnituda dostiže 2,91 m (na najbližem približavanju Zemlji), ustupajući po sjaju samo Jupiteru (i tada ne uvek tokom velike konfrontacije) i Veneri (ali samo ujutru ili uveče). Po pravilu, tokom velike opozicije, narandžasti Mars je najsjajniji objekat na zemaljskom noćnom nebu, ali to se dešava samo jednom u 15-17 godina u trajanju od jedne do dve nedelje.
Orbitalne karakteristike
Minimalna udaljenost od Marsa do Zemlje je 55,76 miliona km (kada je Zemlja tačno između Sunca i Marsa), maksimalna je oko 401 milion km (kada je Sunce tačno između Zemlje i Marsa).
Prosječna udaljenost od Marsa do Sunca je 228 miliona km (1,52 AJ), period okretanja oko Sunca je 687 zemaljskih dana. Marsova orbita ima prilično uočljiv ekscentricitet (0,0934), tako da udaljenost do Sunca varira od 206,6 do 249,2 miliona km. Orbitalni nagib Marsa je 1,85°.
Mars je najbliži Zemlji tokom opozicije, kada je planeta u suprotnom smjeru od Sunca. Opozicije se ponavljaju svakih 26 mjeseci u različitim tačkama u orbiti Marsa i Zemlje. Ali jednom svakih 15-17 godina, opozicija se javlja u trenutku kada je Mars blizu svog perihela; u ovim takozvanim velikim opozicijama (zadnja je bila u avgustu 2003.), udaljenost do planete je minimalna, a Mars dostiže svoju najveću ugaonu veličinu od 25,1" i sjaj od 2,88m.
fizičke karakteristike
Poređenje veličina Zemlje (prosječni radijus 6371 km) i Marsa (prosječni polumjer 3386,2 km)
Što se tiče linearne veličine, Mars je skoro upola manji od Zemlje - njegov ekvatorijalni radijus je 3396,9 km (53,2% Zemljinog). Površina Marsa je otprilike jednaka površini Zemlje.
Polarni radijus Marsa je oko 20 km manji od ekvatorijalnog, iako je period rotacije planete duži od Zemljinog, što daje razlog za pretpostavku da se brzina rotacije Marsa mijenja s vremenom.
Masa planete je 6.418 1023 kg (11% mase Zemlje). Ubrzanje slobodnog pada na ekvatoru je 3,711 m/s (0,378 Zemlja); prva brzina bijega je 3,6 km/s, a druga 5,027 km/s.
Period rotacije planete je 24 sata 37 minuta 22,7 sekundi. Dakle, marsova godina se sastoji od 668,6 marsovskih solarnih dana (zvanih sol).
Mars rotira oko svoje ose, koja je nagnuta na okomitu ravan orbite pod uglom od 24°56°. Nagib ose rotacije Marsa uzrokuje promjenu godišnjih doba. Istovremeno, izduženje orbite dovodi do velikih razlika u njihovom trajanju - na primjer, sjeverno proljeće i ljeto, zajedno, traju 371 sol, odnosno primjetno više od polovine marsove godine. Istovremeno, oni padaju na dio Marsove orbite koji je najudaljeniji od Sunca. Stoga su na Marsu sjeverna ljeta duga i prohladna, dok su južna ljeta kratka i vruća.
Atmosfera i klima
Atmosfera Marsa, fotografija orbitera Viking, 1976. Halleov "krater smajlića" je vidljiv na lijevoj strani
Temperatura na planeti se kreće od -153 na polu zimi do preko +20 °C na ekvatoru u podne. Prosječna temperatura je -50°C.
Atmosfera Marsa, koja se sastoji uglavnom od ugljičnog dioksida, vrlo je rijetka. Pritisak na površini Marsa je 160 puta manji od zemaljskog - 6,1 mbar na prosječnom površinskom nivou. Zbog velike visinske razlike na Marsu, pritisak blizu površine znatno varira. Približna debljina atmosfere je 110 km.
Prema NASA-i (2004.), atmosfera Marsa se sastoji od 95,32% ugljičnog dioksida; takođe sadrži 2,7% azota, 1,6% argona, 0,13% kiseonika, 210 ppm vodene pare, 0,08% ugljen monoksida, azot oksid (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, polu-tešku vodu vodonik- deuterijum-kiseonik (HDO) 0,85 ppm, kripton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.
Prema podacima spuštenog vozila AMS Viking (1976.), u atmosferi Marsa je utvrđeno oko 1-2% argona, 2-3% dušika i 95% ugljičnog dioksida. Prema podacima AMS "Mars-2" i "Mars-3", donja granica jonosfere je na nadmorskoj visini od 80 km, maksimalna gustina elektrona od 1,7 105 elektrona/cm3 nalazi se na nadmorskoj visini od 138 km. , druga dva maksimuma su na visinama od 85 i 107 km.
Radio translucencija atmosfere na radio talasima od 8 i 32 cm od strane AMS "Mars-4" 10. februara 1974. pokazala je prisustvo noćne jonosfere Marsa sa glavnim jonizacionim maksimumom na visini od 110 km i gustinom elektrona. od 4,6 103 elektrona/cm3, kao i sekundarni maksimumi na visini od 65 i 185 km.
Atmosferski pritisak
Prema podacima NASA-e za 2004., pritisak atmosfere u srednjem radijusu iznosi 6,36 mb. Gustina na površini je ~0,020 kg/m3, ukupna masa atmosfere je ~2,5 1016 kg.
Promena atmosferskog pritiska na Marsu u zavisnosti od doba dana, zabeležena sletanjem Mars Pathfinder 1997. godine.
Za razliku od Zemlje, masa atmosfere Marsa uveliko varira tokom godine zbog topljenja i smrzavanja polarnih kapa koje sadrže ugljični dioksid. Tokom zime, 20-30 posto cjelokupne atmosfere je zamrznuto na polarnoj kapi koja se sastoji od ugljičnog dioksida. Sezonski padovi tlaka, prema različitim izvorima, su sljedeće vrijednosti:
Prema NASA-i (2004): od 4,0 do 8,7 mbar u prosječnom radijusu;
Prema Encarti (2000): 6 do 10 mbar;
Prema Zubrinu i Wagneru (1996): 7 do 10 mbar;
Prema slijetaču Viking-1: od 6,9 do 9 mbar;
Prema Mars Pathfinder lenderu: od 6,7 mbar.
Hellas Impact Basin je najdublje mjesto za pronalaženje najvišeg atmosferskog pritiska na Marsu
Na mestu sletanja sonde AMC Mars-6 u Eritrejskom moru zabeležen je površinski pritisak od 6,1 milibara, što se u to vreme smatralo prosečnim pritiskom na planeti, a sa ovog nivoa je dogovoreno da se računaju visine i dubine na Marsu. Prema podacima ovog uređaja, dobijenim tokom spuštanja, tropopauza se nalazi na nadmorskoj visini od oko 30 km, gde je pritisak 5·10-7 g/cm3 (kao na Zemlji na visini od 57 km).
Region Helade (Mars) je toliko dubok da atmosferski pritisak dostiže oko 12,4 milibara, što je iznad trostruke tačke vode (~6,1 mb) i ispod tačke ključanja. Na dovoljno visokoj temperaturi, voda bi tamo mogla postojati u tečnom stanju; pri ovom pritisku, međutim, voda ključa i pretvara se u paru već na +10 °C.
Na vrhu najvišeg vulkana Olimpa od 27 km, pritisak može biti između 0,5 i 1 mbar (Zurek 1992).
Pre nego što su lenderi sleteli na površinu Marsa, pritisak je meren slabljenjem radio signala sa AMS Mariner-4, Mariner-6 i Mariner-7 kada su ušli u Marsov disk - 6,5 ± 2,0 mb na prosečnom nivou površine, što je 160 puta manji od zemaljskog; isti rezultat su pokazala spektralna posmatranja AMS Mars-3. Istovremeno, u područjima koja se nalaze ispod prosječnog nivoa (na primjer, u marsovskoj Amazoni), pritisak, prema ovim mjerenjima, doseže 12 mb.
Od 1930-ih Sovjetski astronomi su pokušali da odrede pritisak atmosfere koristeći fotografsku fotometriju - raspodelom sjaja duž prečnika diska u različitim rasponima svetlosnih talasa. U tu svrhu su francuski naučnici B. Lyo i O. Dollfus zapažali polarizaciju svjetlosti raspršene atmosferom Marsa. Sažetak optičkih opservacija objavio je američki astronom J. de Vaucouleurs 1951. godine i dobili su pritisak od 85 mb, precijenjen skoro 15 puta zbog smetnji atmosferske prašine.
Klima
Mikroskopska fotografija hematitnog nodula od 1,3 cm snimljena roverom Opportunity 2. marta 2004. pokazuje prisustvo tekuće vode u prošlosti
Klima je, kao i na Zemlji, sezonska. U hladnoj sezoni, čak i izvan polarnih kapa, na površini se može formirati lagani mraz. Uređaj Phoenix je zabilježio snježne padavine, ali su pahulje isparile prije nego što su stigle na površinu.
Prema NASA-i (2004), prosječna temperatura je ~210 K (-63 °C). Prema podacima Viking landera, dnevni temperaturni raspon je od 184 K do 242 K (od -89 do -31 °C) (Viking-1), a brzina vjetra: 2-7 m/s (ljeti), 5-10 m /s (jesen), 17-30 m/s (prašna oluja).
Prema sondi za sletanje Mars-6, prosečna temperatura troposfere Marsa je 228 K, u troposferi temperatura opada u proseku za 2,5 stepeni po kilometru, a stratosfera iznad tropopauze (30 km) ima skoro konstantnu temperaturu od 144 K.
Prema istraživačima iz Centra Carl Sagan, na Marsu se posljednjih decenija odvija proces zagrijavanja. Drugi stručnjaci smatraju da je prerano za takve zaključke.
Postoje dokazi da je u prošlosti atmosfera mogla biti gušća, a klima topla i vlažna, a na površini Marsa je postojala tečna voda i padala je kiša. Dokaz ove hipoteze je analiza meteorita ALH 84001, koja je pokazala da je prije oko 4 milijarde godina temperatura Marsa bila 18 ± 4 °C.
vrtlozi prašine
Kovitlaci prašine koje je fotografirao rover Opportunity 15. maja 2005. Brojevi u donjem lijevom uglu označavaju vrijeme u sekundama od prvog kadra
Od 1970-ih u sklopu programa Viking, kao i rovera Opportunity i drugih vozila, zabilježeni su brojni vrtlozi prašine. To su zračne turbulencije koje se javljaju u blizini površine planete i podižu veliku količinu pijeska i prašine u zrak. Vrtlozi se često uočavaju na Zemlji (in zemlje engleskog govornog područja nazivaju se demonima prašine - đavo prašine), ali na Marsu mogu dostići mnogo veće veličine: 10 puta veće i 50 puta šire nego na Zemlji. U martu 2005. vrtlog je očistio solarne panele sa rovera Spirit.
Površina
Dvije trećine površine Marsa zauzimaju svijetla područja koja se nazivaju kontinenti, oko trećine tamna područja, koja se nazivaju mora. Mora su koncentrisana uglavnom na južnoj hemisferi planete, između 10 i 40° geografske širine. Na sjevernoj hemisferi postoje samo dvije velika mora- Acidalian i Big Syrt.
Priroda tamnih područja je još uvijek predmet kontroverzi. Oni opstaju uprkos činjenici da na Marsu bjesne prašne oluje. Nekada je to služilo kao argument u prilog pretpostavci da su tamna područja prekrivena vegetacijom. Sada se vjeruje da su to samo područja iz kojih se, zbog njihovog reljefa, lako izbacuje prašina. Slike velikih razmjera pokazuju da se tamna područja zapravo sastoje od grupa tamnih traka i mrlja povezanih s kraterima, brdima i drugim preprekama na putu vjetrova. Sezonske i dugoročne promjene njihove veličine i oblika očito su povezane s promjenom omjera površina prekrivenih svijetlom i tamnom tvari.
Marsove hemisfere su prilično različite po prirodi površine. Na južnoj hemisferi površina je 1-2 km iznad srednjeg nivoa i gusto je prošarana kraterima. Ovaj dio Marsa liči na mjesečeve kontinente. Na sjeveru je veći dio površine ispod prosjeka, kratera je malo, a glavni dio zauzimaju relativno glatke ravnice, vjerovatno nastale kao rezultat izlivanja lave i erozije. Ova razlika između hemisfera ostaje predmet rasprave. Granica između hemisfera prati približno veliki krug nagnut pod uglom od 30° prema ekvatoru. Granica je široka i nepravilna i formira padinu prema sjeveru. Duž njega se nalaze najerodiranija područja površine Marsa.
Iznesene su dvije alternativne hipoteze da bi se objasnila asimetrija hemisfera. Prema jednom od njih, u ranoj geološkoj fazi, litosferske ploče su se "skupile" (možda slučajno) u jednu hemisferu, poput kontinenta Pangea na Zemlji, a zatim "zamrznule" u ovom položaju. Druga hipoteza uključuje sudar Marsa sa svemirskim tijelom veličine Plutona.
Topografska karta Marsa, od Mars Global Surveyor, 1999
Veliki broj kratera na južnoj hemisferi sugerira da je površina ovdje drevna - 3-4 milijarde godina. Postoji nekoliko tipova kratera: veliki krateri sa ravnim dnom, manji i mlađi krateri u obliku čaše slični mjesecu, krateri okruženi bedemom i povišeni krateri. Posljednja dva tipa su jedinstvena za Mars - krateri s obrubom nastali gdje je tekućina izbačena preko površine, i povišeni krateri nastali gdje je pokrivač izbačenog kratera štitio površinu od erozije vjetrom. Najveća karakteristika nastanka udara je Heladna ravnica (prečnika oko 2100 km).
U regiji haotičnog pejzaža blizu granice hemisfere, površina je doživjela velike površine loma i kompresije, ponekad praćene erozijom (zbog klizišta ili katastrofalnog ispuštanja podzemnih voda) i poplavljanjem tečnom lavom. Haotični pejzaži se često nalaze na vrhu velikih kanala isečenih vodom. Najprihvatljivija hipoteza za formiranje njihovih zglobova je naglo otapanje podzemnog leda.
Mariner Valleys na Marsu
Na sjevernoj hemisferi, pored ogromnih vulkanskih ravnica, postoje i dva područja velikih vulkana - Tharsis i Elysium. Tarsis je ogromna vulkanska ravnica dužine 2000 km, koja dostiže visinu od 10 km iznad prosječnog nivoa. Na njemu se nalaze tri velika štitasta vulkana - planina Arsija, planina Pavlina i planina Askrijskaja. Na rubu Tarsisa nalazi se najviša planina na Marsu i u Sunčevom sistemu, planina Olimp. Olimp dostiže 27 km visine u odnosu na svoju bazu i 25 km u odnosu na prosječnu razinu površine Marsa, a pokriva površinu od prečnika, okružen liticama, na mjestima koja dosežu 7 km u visina. Zapremina planine Olimp je 10 puta veća od zapremine najvećeg vulkana na Zemlji, Mauna Kee. Ovdje se nalazi i nekoliko manjih vulkana. Elysium - brdo do šest kilometara iznad prosječnog nivoa, sa tri vulkana - kupolom Hekate, planinom Elizijus i kupolom Albora.
Prema drugima (Faure i Mensing, 2007), visina Olimpa je 21.287 metara iznad nule i 18 kilometara iznad okolnog područja, a prečnik baze je oko 600 km. Baza se prostire na površini od 282.600 km2. Kaldera (depresija u središtu vulkana) je široka 70 km i duboka 3 km.
Uzgorje Tarsis također je ispresijecano mnogim tektonskim rasjedama, često vrlo složenim i proširenim. Najveća od njih - doline Mariner - proteže se u geografskom smjeru gotovo 4000 km (četvrtina obima planete), dostižući širinu od 600 i dubinu od 7-10 km; ovaj rased je po veličini uporediv sa istočnoafričkim rascepom na Zemlji. Na njegovim strmim padinama javljaju se najveća klizišta u Sunčevom sistemu. Mariner Valleys je najveći poznati kanjon u Sunčevom sistemu. Kanjon, koji je 1971. godine otkrila svemirska letjelica Mariner 9, mogao bi pokriti cijelu teritoriju Sjedinjenih Država, od okeana do okeana.
Panorama kratera Viktorija snimljena roverom Opportunity. Snimano je tri sedmice, između 16. oktobra i 6. novembra 2006. godine.
Panorama površine Marsa u regiji Husband Hill, snimljena roverom Spirit 23-28. novembra 2005.
Led i polarne ledene kape
Sjeverna polarna kapa u ljeto, fotografija Mars Global Surveyor. Dugačak široki rased koji seče kapu sa leve strane - Severni rased
Izgled Marsa uveliko varira u zavisnosti od doba godine. Prije svega, upadljive su promjene u polarnim kapama. Oni rastu i smanjuju se, stvarajući sezonske pojave u atmosferi i na površini Marsa. Južna polarna kapa može doseći geografsku širinu od 50°, a sjeverna također 50°. Prečnik stalnog dela severne polarne kape je 1000 km. Kako se polarna kapa na jednoj od hemisfera u proljeće povlači, detalji o površini planete počinju da tamne.
Polarne kape se sastoje od dvije komponente: sezonske - ugljični dioksid i svjetovne - vodeni led. Prema satelitu Mars Express, debljina kapa može se kretati od 1 m do 3,7 km. Svemirska sonda Mars Odyssey otkrila je aktivne gejzire na južnoj polarnoj kapi Marsa. Kako vjeruju NASA-ini stručnjaci, mlazovi ugljičnog dioksida s proljetnim zagrijavanjem razbijaju se na veliku visinu, noseći sa sobom prašinu i pijesak.
Fotografije Marsa koje prikazuju prašnu oluju. jun - septembar 2001
Proljetno topljenje polarnih kapa dovodi do naglog povećanja atmosferskog tlaka i kretanja velikih masa plina na suprotnu hemisferu. Brzina vjetrova koji duvaju u isto vrijeme je 10-40 m/s, ponekad i do 100 m/s. Vjetar podiže veliku količinu prašine sa površine, što dovodi do prašnih oluja. Jake oluje prašine gotovo u potpunosti skrivaju površinu planete. Oluje prašine imaju primjetan utjecaj na raspodjelu temperature u atmosferi Marsa.
Godine 1784. astronom W. Herschel skrenuo je pažnju na sezonske promjene u veličini polarnih kapa, po analogiji s topljenjem i smrzavanjem leda u polarnim područjima Zemlje. 1860-ih godina francuski astronom E. Lie je zapazio val zamračenja oko polarne kape koja se topi, što je potom protumačeno hipotezom o širenju otopljene vode i rastu vegetacije. Spektrometrijska mjerenja koja su obavljena početkom 20. stoljeća. u Lovell opservatoriju u Flagstaffu, W. Slifer, međutim, nije pokazao prisustvo linije hlorofila, zelenog pigmenta kopnenih biljaka.
Iz fotografija Marinera-7 bilo je moguće utvrditi da su polarne kape debele nekoliko metara, a izmjerena temperatura od 115 K (-158 °C) potvrdila je mogućnost da se sastoji od smrznutog ugljičnog dioksida – „suvog leda“.
Brdo, koje se zvalo planine Mitchell, koje se nalazi u blizini južnog pola Marsa, izgleda kao bijelo ostrvo kada se polarna kapa topi, budući da se glečeri tope kasnije u planinama, uključujući i Zemlju.
Podaci s Marsovog izviđačkog satelita omogućili su da se otkrije značajan sloj leda ispod sipine u podnožju planina. Glečer debeo stotine metara pokriva površinu od hiljada kvadratnih kilometara, a njegovo dalje proučavanje može pružiti informacije o istoriji marsovske klime.
Kanali "rijeka" i druge karakteristike
Na Marsu postoje mnoge geološke formacije koje liče na vodenu eroziju, posebno isušena riječna korita. Prema jednoj hipotezi, ovi kanali su mogli nastati kao rezultat kratkoročnih katastrofalnih događaja i nisu dokaz dugotrajnog postojanja riječnog sistema. Međutim, nedavni dokazi sugeriraju da su rijeke tekle tokom geološki značajnih vremenskih perioda. Konkretno, pronađeni su obrnuti kanali (tj. kanali izdignuti iznad okolnog područja). Na Zemlji takve formacije nastaju zbog dugotrajnog nakupljanja gustih donjih sedimenata, praćenog sušenjem i trošenjem okolnih stijena. Osim toga, postoje dokazi o pomjeranju kanala u riječnoj delti kako se površina postepeno diže.
Na jugozapadnoj hemisferi, u krateru Eberswalde, otkrivena je delta rijeke površine oko 115 km2. Rijeka koja je naplavila deltu bila je duga više od 60 km.
Podaci NASA-inih rovera Spirit i Opportunity također svjedoče o prisutnosti vode u prošlosti (pronađeni su minerali koji su se mogli formirati samo kao rezultat dužeg izlaganja vodi). Uređaj "Feniks" otkrio je naslage leda direktno u zemlji.
Osim toga, na obroncima brda pronađene su tamne pruge koje ukazuju na pojavu tekuće slane vode na površini u naše vrijeme. Pojavljuju se ubrzo nakon početka ljetnog perioda, a do zime nestaju, „protječu“ oko raznih prepreka, spajaju se i razilaze. "Teško je zamisliti da se takve strukture mogu formirati ne od protoka tekućine, već od nečeg drugog", rekao je zaposlenik NASA-e Richard Zurek.
Nekoliko neobičnih dubokih bunara pronađeno je na vulkanskom visoravni Tharsis. Sudeći po snimku Marsovog izviđačkog satelita, snimljenog 2007. godine, jedan od njih ima prečnik od 150 metara, a osvijetljeni dio zida dubok je čak 178 metara. Iznesena je hipoteza o vulkanskom porijeklu ovih formacija.
Priming
Elementarni sastav površinskog sloja tla Marsa, prema podacima lendera, nije isti na različitim mjestima. Glavna komponenta tla je silicijum dioksid (20-25%), koji sadrži primjesu hidrata željeznog oksida (do 15%), koji zemljištu daju crvenkastu boju. Postoje značajne nečistoće jedinjenja sumpora, kalcijuma, aluminijuma, magnezijuma, natrijuma (po nekoliko procenata za svaku).
Prema podacima NASA-ine sonde Phoenix (slijetanje na Mars 25. maja 2008.), pH omjer i neki drugi parametri tla na Marsu su blizu Zemljinog i na njima bi se teoretski mogle uzgajati biljke. "Zapravo, otkrili smo da tlo na Marsu ispunjava zahtjeve, a također sadrži potrebne elemente za nastanak i održavanje života kako u prošlosti, tako iu sadašnjosti i budućnosti", rekao je Sam Kunaves, vodeći kemičar istraživanja. projekat. Takođe, prema njegovim rečima, ovaj alkalni tip zemljišta mnogi ljudi mogu da nađu u „svom dvorištu“, a sasvim je pogodno za uzgoj šparoga.
Takođe postoji značajna količina vodenog leda u zemlji na mestu sletanja aparata. Orbiter Mars Odyssey također je otkrio da se ispod površine crvene planete nalaze naslage vodenog leda. Kasnije su ovu pretpostavku potvrdili i drugi uređaji, ali je pitanje prisustva vode na Marsu konačno riješeno 2008. godine, kada je sonda Phoenix, koja je sletjela blizu sjevernog pola planete, dobila vodu sa tla Marsa.
Geologija i unutrašnja struktura
U prošlosti je na Marsu, kao i na Zemlji, došlo do pomeranja litosferskih ploča. To potvrđuju karakteristike magnetnog polja Marsa, lokacije nekih vulkana, na primjer, u provinciji Tharsis, kao i oblik doline Mariner. Sadašnje stanje stvari, kada vulkani mogu postojati mnogo duže nego na Zemlji i dostići gigantske veličine, sugerira da sada ovo kretanje prilično izostaje. Tome u prilog govori i činjenica da štitni vulkani rastu kao rezultat ponovljenih erupcija iz istog izvora tokom dugog vremenskog perioda. Na Zemlji, zbog pomicanja litosfernih ploča, vulkanske točke su stalno mijenjale svoj položaj, što je ograničavalo rast štitastih vulkana, a možda i nije dozvoljavalo da dosegnu visine, kao na Marsu. S druge strane, razlika u maksimalnoj visini vulkana može se objasniti činjenicom da je, zbog niže gravitacije na Marsu, moguće izgraditi više visoke strukture koji se ne bi srušili pod njihovom sopstvenom težinom.
Poređenje strukture Marsa i drugih zemaljskih planeta
Moderni modeli unutrašnje strukture Marsa sugeriraju da se Mars sastoji od kore prosječne debljine 50 km (i maksimalne debljine do 130 km), silikatnog omotača debljine 1800 km i jezgra poluprečnika 1480 km. . Gustina u centru planete trebala bi dostići 8,5 g/cm2. Jezgro je delimično tečno i sastoji se uglavnom od gvožđa sa primesom od 14-17% (po masi) sumpora, a sadržaj lakih elemenata je dvostruko veći nego u jezgru Zemlje. Prema savremenim procjenama, formiranje jezgra se poklopilo s periodom ranog vulkanizma i trajalo je oko milijardu godina. Djelomično topljenje plaštnih silikata trajalo je otprilike isto vrijeme. Zbog niže gravitacije na Marsu, opseg pritiska u plaštu Marsa je mnogo manji nego na Zemlji, što znači da ima manje faznih prelaza. Pretpostavlja se da fazni prijelaz olivina u modifikaciju spinela počinje na prilično velikim dubinama - 800 km (400 km na Zemlji). Priroda reljefa i druge karakteristike upućuju na prisustvo astenosfere koja se sastoji od zona djelomično rastaljene materije. Za neke regije Marsa sastavljena je detaljna geološka karta.
Prema zapažanjima iz orbite i analizi kolekcije marsovskih meteorita, površina Marsa se sastoji uglavnom od bazalta. Postoje neki dokazi koji upućuju na to da, na dijelu površine Marsa, materijal sadrži više kvarca od normalnog bazalta i može biti sličan andezitskim stijenama na Zemlji. Međutim, ova ista zapažanja mogu se protumačiti u korist prisustva kvarcnog stakla. Značajan dio dubljeg sloja čini zrnasta prašina željeznog oksida.
Marsovo magnetno polje
Mars ima slabo magnetno polje.
Prema očitanjima magnetometara stanica Mars-2 i Mars-3, jačina magnetnog polja na ekvatoru je oko 60 gama, na polu 120 gama, što je 500 puta slabije od zemaljske. Prema AMS Mars-5, jačina magnetnog polja na ekvatoru bila je 64 gama, a magnetni moment 2,4 1022 oersted cm2.
Magnetno polje Marsa je izuzetno nestabilno, na različitim tačkama planete njegova jačina se može razlikovati od 1,5 do 2 puta, a magnetni polovi se ne poklapaju sa fizičkim. Ovo sugeriše da je gvozdeno jezgro Marsa relativno nepokretno u odnosu na njegovu koru, odnosno da planetarni dinamo mehanizam odgovoran za Zemljino magnetno polje ne radi na Marsu. Iako Mars nema stabilno planetarno magnetsko polje, zapažanja su pokazala da su dijelovi planetarne kore magnetizirani i da je došlo do promjene magnetni polovi ovi dijelovi u prošlosti. Pokazalo se da je magnetizacija ovih dijelova slična magnetnim anomalijama trakastih u okeanima.
Jedna teorija, objavljena 1999. i preispitana 2005. (koristeći bespilotnu Mars Global Surveyor), je da ove trake pokazuju tektoniku ploča prije 4 milijarde godina, prije nego što je dinamo planete prestao funkcionirati, uzrokujući oštro slabljenje magnetskog polja. Razlozi za ovaj nagli pad su nejasni. Postoji pretpostavka da je funkcionisanje dinamo 4 mlrd. godine objašnjava se prisustvom asteroida koji je rotirao na udaljenosti od 50-75 hiljada kilometara oko Marsa i izazvao nestabilnost u njegovom jezgru. Asteroid je tada pao na Rocheovu granicu i kolabirao. Međutim, samo ovo objašnjenje sadrži nejasnoće, a u naučnoj zajednici je sporno.
Geološka istorija
Globalni mozaik od 102 slike orbitera Viking 1 od 22. februara 1980.
Možda je u dalekoj prošlosti, kao rezultat sudara s velikim nebeskim tijelom, prestala rotacija jezgre, kao i gubitak glavnog volumena atmosfere. Vjeruje se da se gubitak magnetnog polja dogodio prije oko 4 milijarde godina. Zbog slabog magnetnog polja, solarni vjetar gotovo nesmetano prodire u atmosferu Marsa, a mnoge fotokemijske reakcije pod djelovanjem sunčevog zračenja koje se dešavaju na Zemlji u jonosferi i iznad, mogu se uočiti na Marsu gotovo na samoj površini.
Geološka istorija Marsa uključuje sledeće tri epohe:
Noajeva epoha (nazvana po "Noaškoj zemlji", regionu Marsa): formiranje najstarije postojeće površine Marsa. Nastavio se u periodu prije 4,5 milijardi - 3,5 milijardi godina. Tokom ove epohe, na površini su se nalazili brojni udarni krateri. Plato provincije Tharsis je vjerovatno formiran u ovom periodu sa intenzivnim tokom kasnije.
Hesperijska era: od prije 3,5 milijardi godina do prije 2,9 - 3,3 milijarde godina. Ovo doba obilježeno je formiranjem ogromnih polja lave.
Amazonsko doba (nazvano po "Amazonskoj ravnici" na Marsu): prije 2,9-3,3 milijarde godina do danas. Regije koje su nastale tokom ove epohe imaju vrlo malo meteoritskih kratera, ali su inače potpuno različite. Planina Olimp je nastala u ovom periodu. U to vrijeme, tokovi lave su se slijevali u druge dijelove Marsa.
Mjeseci Marsa
Prirodni sateliti Marsa su Fobos i Deimos. Oba je otkrio američki astronom Asaph Hall 1877. Fobos i Deimos su nepravilnog oblika i vrlo su mali. Prema jednoj hipotezi, oni mogu predstavljati asteroide poput (5261) Eureke iz trojanske grupe asteroida zarobljenih gravitacionim poljem Marsa. Sateliti su nazvani po likovima koji prate boga Aresa (odnosno Marsa) - Fobosu i Deimosu, personificirajući strah i užas, koji su pomagali bogu rata u bitkama.
Oba satelita rotiraju oko svojih ose sa istim periodom kao i oko Marsa, pa su prema planeti uvek okrenuti istom stranom. Plimni uticaj Marsa postepeno usporava kretanje Fobosa, i na kraju će dovesti do pada satelita na Mars (uz zadržavanje sadašnjeg trenda), ili do njegovog raspada. Naprotiv, Deimos se udaljava od Marsa.
Oba satelita imaju oblik koji se približava triaksijalnom elipsoidu, Fobos (26,6x22,2x18,6 km) je nešto veći od Deimosa (15x12,2x10,4 km). Površina Deimosa izgleda mnogo glatkija zbog činjenice da je većina kratera prekrivena sitnozrnom materijom. Očigledno je da je na Fobosu, koji je bliži planeti i masivniji, supstanca izbačena prilikom udara meteorita ili ponovo udarila na površinu ili pala na Mars, dok je na Deimosu ostala u orbiti oko satelita dugo vremena, postepeno se taloži i skrivanje neravnog terena.
Život na Marsu
Popularna ideja da su Mars naseljavali inteligentni Marsovci postala je široko rasprostranjena krajem 19. veka.
Schiaparellijeva zapažanja takozvanih kanala, u kombinaciji s knjigom Percivala Lowella o istoj temi, popularizirala su ideju o planeti koja je postajala sve suša, hladnija, umiruća i na kojoj drevna civilizacija izvođenje radova navodnjavanja.
Brojna druga viđenja i najave poznatih ličnosti izazvale su takozvanu "Marsovu groznicu" oko ove teme. Godine 1899, dok je proučavao atmosferske smetnje u radio signalu pomoću prijemnika na opservatoriji u Koloradu, pronalazač Nikola Tesla je uočio signal koji se ponavlja. Zatim je spekulisao da bi to mogao biti radio signal sa drugih planeta kao što je Mars. U intervjuu iz 1901. Tesla je rekao da mu je sinula ideja da se smetnje mogu izazvati umjetno. Iako nije mogao dešifrirati njihovo značenje, bilo mu je nemoguće da su nastali sasvim slučajno. Po njegovom mišljenju, to je bio pozdrav sa jedne planete na drugu.
Teslinu teoriju snažno je podržao čuveni britanski fizičar William Thomson (Lord Kelvin), koji je prilikom posjete Sjedinjenim Državama 1902. godine rekao da je po njegovom mišljenju Tesla uhvatio marsovski signal poslan u Sjedinjene Države. Međutim, Kelvin je tada žestoko demantovao ovu izjavu prije nego što je napustio Ameriku: "Zapravo, rekao sam da stanovnici Marsa, ako postoje, sigurno mogu vidjeti New York, posebno svjetlo iz struje."
Danas se prisustvo tekuće vode na njenoj površini smatra uslovom za razvoj i održavanje života na planeti. Takođe postoji uslov da orbita planete bude u takozvanoj nastanjivoj zoni, koja za Sunčev sistem počinje iza Venere i završava se sa velikom poluosom orbite Marsa. Tokom perihela, Mars se nalazi u ovoj zoni, ali tanka atmosfera sa niskim pritiskom sprečava pojavu tečne vode na velikom području u dužem vremenskom periodu. Nedavni dokazi sugeriraju da je svaka voda na površini Marsa previše slana i kisela da bi podržala trajni zemaljski život.
Nedostatak magnetosfere i izuzetno tanka atmosfera Marsa takođe su problem za održavanje života. Na površini planete postoji vrlo slabo kretanje toplinskih tokova, slabo je izolirano od bombardiranja česticama sunčevog vjetra, osim toga, kada se zagrije, voda trenutno isparava, zaobilazeći tekuće stanje zbog niskog tlaka. Mars je takođe na pragu tzv. "geološka smrt". Prestanak vulkanske aktivnosti očigledno je zaustavio cirkulaciju minerala i hemijskih elemenata između površine i unutrašnjosti planete.
Dokazi govore da je planeta ranije bila mnogo sklonija životu nego što je sada. Međutim, do danas na njemu nisu pronađeni ostaci organizama. U okviru programa Viking, sprovedenog sredinom 1970-ih, sproveden je niz eksperimenata za otkrivanje mikroorganizama u tlu Marsa. Pokazao je pozitivne rezultate, kao što je privremeno povećanje oslobađanja CO2 kada se čestice tla stave u vodu i hranljive podloge. Međutim, tada su neki naučnici osporili ovaj dokaz života na Marsu [koga?]. To je dovelo do njihovog dugotrajnog spora sa NASA naučnikom Gilbertom Lewinom, koji je tvrdio da je Viking otkrio život. Nakon ponovne procene podataka Vikinga u svetlu trenutnih naučnih saznanja o ekstremofilima, utvrđeno je da sprovedeni eksperimenti nisu bili dovoljno savršeni za otkrivanje ovih oblika života. Štaviše, ovi testovi mogu čak i ubiti organizme, čak i ako su bili sadržani u uzorcima. Testovi koje je sproveo program Phoenix pokazali su da tlo ima veoma alkalni pH i da sadrži magnezijum, natrijum, kalijum i hlorid. Hranjive tvari u tlu su dovoljne za održavanje života, ali oblici života moraju biti zaštićeni od intenzivne ultraljubičaste svjetlosti.
Zanimljivo je da su u nekim meteoritima marsovskog porijekla pronađene formacije koje po obliku podsjećaju na najjednostavnije bakterije, iako su po veličini inferiorne od najmanjih zemaljskih organizama. Jedan od ovih meteorita je ALH 84001, pronađen na Antarktiku 1984. godine.
Prema rezultatima posmatranja sa Zemlje i podacima sa svemirske letjelice Mars Express, metan je detektovan u atmosferi Marsa. U uslovima Marsa, ovaj gas se prilično brzo raspada, tako da mora postojati stalan izvor dopune. Takav izvor može biti ili geološka aktivnost (ali aktivni vulkani nije pronađen na Marsu), ili vitalna aktivnost bakterija.
Astronomska posmatranja sa površine Marsa
Nakon sletanja automatskih vozila na površinu Marsa, postalo je moguće vršiti astronomska posmatranja direktno sa površine planete. Zbog astronomskog položaja Marsa u Sunčevom sistemu, karakteristika atmosfere, perioda okretanja Marsa i njegovih satelita, slika noćnog neba Marsa (i astronomskih pojava posmatranih sa planete) razlikuje se od zemaljske i na mnogo načina izgleda neobično i zanimljivo.
Boja neba na Marsu
Tokom izlaska i zalaska sunca, marsovsko nebo u zenitu ima crvenkasto-ružičastu boju, a u neposrednoj blizini Sunčevog diska - od plave do ljubičaste, što je potpuno suprotno slici zemaljskih zora.
U podne je nebo Marsa žuto-narandžasto. Razlog za ove razlike od boje zemaljsko nebo - svojstva tanke, razrijeđene atmosfere koja sadrži suspendovanu Marsovu prašinu. Na Marsu, Rayleighovo rasipanje zraka (koje je na Zemlji uzrok plava boja nebo) igra beznačajnu ulogu, njegovo dejstvo je slabo. Pretpostavlja se da je žuto-narandžasta obojenost neba također uzrokovana prisustvom 1% magnetita u česticama prašine koje su stalno suspendovane u atmosferi Marsa i koje podižu sezonske oluje prašine. Sumrak počinje mnogo prije izlaska sunca i traje dugo nakon zalaska sunca. Ponekad boja marsovskog neba poprimi ljubičastu nijansu kao rezultat raspršivanja svjetlosti na mikročesticama vodenog leda u oblacima (potonji je prilično rijedak fenomen).
sunca i planeta
Ugaona veličina Sunca, posmatrana sa Marsa, manja je od one vidljive sa Zemlje i iznosi 2/3 ove druge. Merkur sa Marsa će biti praktično nedostupan za posmatranje golim okom zbog njegove ekstremne blizine Suncu. Najsjajnija planeta na nebu Marsa je Venera, na drugom mestu je Jupiter (njegova četiri najveća satelita se mogu posmatrati bez teleskopa), na trećem je Zemlja.
Zemlja je unutrašnja planeta Marsa, baš kao što je Venera Zemlji. Shodno tome, sa Marsa se Zemlja posmatra kao jutarnja ili večernja zvijezda, koja izlazi prije zore ili vidljiva na večernjem nebu nakon zalaska sunca.
Maksimalno elongacija Zemlje na nebu Marsa biće 38 stepeni. Zemlja će golim okom biti vidljiva kao sjajna (maksimalna vidljiva zvezdana magnituda oko -2,5) zelenkasta zvezda, pored koje će se lako razlikovati žućkasta i tamnija (oko 0,9) Mesečeva zvezda. U teleskopu će oba objekta pokazati iste faze. Revolucija Meseca oko Zemlje će se posmatrati sa Marsa na sledeći način: na maksimalnoj ugaonoj udaljenosti Meseca od Zemlje, golim okom će se lako odvojiti Mesec i Zemlju: za nedelju dana „zvezde“ Meseca i Zemlja će se spojiti u jednu zvezdu neodvojivu okom, za sledeću nedelju će Mesec ponovo biti vidljiv na maksimalnoj udaljenosti, ali na drugoj strani Zemlje. Povremeno, posmatrač na Marsu će moći da vidi prolaz (tranzit) Meseca preko Zemljinog diska ili, obrnuto, prekrivanje Meseca Zemljinim diskom. Maksimalna prividna udaljenost Mjeseca od Zemlje (i njihov prividni sjaj) kada se gleda sa Marsa značajno će varirati u zavisnosti od relativnog položaja Zemlje i Marsa, i, shodno tome, udaljenosti između planeta. Tokom epohe suprotstavljanja, to će biti oko 17 lučnih minuta, na maksimalnoj udaljenosti Zemlje i Marsa - 3,5 lučne minute. Zemlja će se, kao i druge planete, posmatrati u pojasu sazviježđa Zodijaka. Astronom na Marsu će takođe moći da posmatra prolazak Zemlje preko Sunčevog diska, sledeći će se desiti 10. novembra 2084. godine.
Meseci - Fobos i Deimos
Prolazak Fobosa preko Sunčevog diska. Slike prilike
Fobos, kada se posmatra sa površine Marsa, ima prividni prečnik od oko 1/3 Mjesečevog diska na Zemljinom nebu i prividnu magnitudu od oko -9 (približno kao Mjesec u fazi prve četvrtine) . Fobos se diže na zapadu i zalazi na istoku, da bi ponovo ustao 11 sati kasnije, prelazeći tako nebo Marsa dva puta dnevno. Kretanje ovog brzog mjeseca po nebu lako će se vidjeti tokom noći, kao i promjene faza. Golim okom može se razlikovati najveća karakteristika reljefa Fobosa - krater Stickney. Deimos izlazi na istoku i zalazi na zapadu, izgleda kao sjajna zvijezda bez vidljivog vidljivog diska, oko -5 magnitude (malo svjetlije od Venere na zemaljskom nebu), polako prelazi nebo 2,7 marsovskih dana. Oba satelita se mogu posmatrati na noćnom nebu u isto vreme, u kom slučaju će se Fobos kretati prema Deimosu.
Sjaj i Fobosa i Deimosa dovoljan je da objekti na površini Marsa bacaju oštre senke noću. Oba satelita imaju relativno mali nagib orbite prema ekvatoru Marsa, što isključuje njihovo promatranje u visokim sjevernim i južnim geografskim širinama planete: na primjer, Fobos se nikada ne uzdiže iznad horizonta sjeverno od 70,4 ° N. sh. ili južno od 70,4°J sh.; za Deimos ove vrijednosti su 82,7°N. sh. i 82,7°J sh. Na Marsu se može uočiti pomračenje Fobosa i Deimosa kada uđu u senku Marsa, kao i pomračenje Sunca, koje je samo prstenasto zbog male ugaone veličine Fobosa u poređenju sa solarnim diskom.
Nebeska sfera
Severni pol na Marsu, zbog nagiba ose planete, nalazi se u sazvežđu Labud (ekvatorijalne koordinate: prava ascenzija 21h 10m 42s, deklinacija +52°53.0? i nije obeležen sjajnom zvezdom: najbliža zvezda pol je tamna zvijezda šeste magnitude BD +52 2880 (ostale njene oznake su HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Južni pol svijet (koordinate 9h 10m 42s i -52°53.0) je nekoliko stupnjeva od zvijezde Kappa Sails (prividna magnituda 2,5) - to se, u principu, može smatrati zvijezdom južnog pola Marsa.
Zodijačka sazvežđa Marsove ekliptike su slična onima koja se posmatraju sa Zemlje, sa jednom razlikom: kada se posmatra godišnje kretanje Sunca među sazvežđima, ono (kao i druge planete, uključujući i Zemlju), napušta istočni deo sazvežđa. Ribe, proći će 6 dana kroz sjeverni dio sazviježđa Cetus prije nego što ponovo uđu u zapadni dio Riba.
Istorija proučavanja Marsa
Istraživanje Marsa počelo je davno, čak prije 3,5 hiljade godina, u starom Egiptu. Prve detaljne izvještaje o položaju Marsa napravili su babilonski astronomi, koji su razvili niz matematičkih metoda za predviđanje položaja planete. Koristeći podatke Egipćana i Babilonaca, starogrčki (helenistički) filozofi i astronomi razvili su detaljan geocentrični model kako bi objasnili kretanje planeta. Nekoliko vekova kasnije, indijski i islamski astronomi procenili su veličinu Marsa i njegovu udaljenost od Zemlje. U 16. veku Nikola Kopernik je predložio heliocentrični model za opisivanje Sunčevog sistema sa kružnim orbitama planeta. Njegove rezultate je revidirao Johannes Kepler, koji je uveo tačniju eliptičnu orbitu za Mars, koja se poklapa sa posmatranom.
Frančesko Fontana je 1659. godine, gledajući Mars kroz teleskop, napravio prvi crtež planete. On je prikazao crnu tačku u centru jasno definisane sfere.
Godine 1660. crnoj tački dodane su dvije polarne kape, koje je dodao Jean Dominique Cassini.
Godine 1888. Giovanni Schiaparelli, koji je studirao u Rusiji, dao je prva imena pojedinim površinskim detaljima: Afroditino more, Eritrejsko, Jadransko, Kimerijsko; jezera Sunca, Lunara i Feniksa.
Procvat teleskopskog posmatranja Marsa došao je krajem 19. - sredinom 20. veka. To je uglavnom zbog javnog interesa i poznatih naučnih sporova oko posmatranih marsovskih kanala. Među astronomima iz predsvemirske ere koji su vršili teleskopska posmatranja Marsa u ovom periodu, najpoznatiji su Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Upravo su oni postavili temelje areografije i sastavili prve detaljne karte površine Marsa - iako su se nakon letova automatskih sondi na Mars ispostavile da su gotovo potpuno netočne.
Kolonizacija Marsa
Procijenjeni pogled na Mars nakon teraformiranja
Relativno bliski kopnenim prirodnim uslovima donekle olakšavaju ovaj zadatak. Konkretno, postoje mjesta na Zemlji gdje su prirodni uslovi slični onima na Marsu. Ekstremno niske temperature na Arktiku i Antarktiku su uporedive čak i sa najnižim temperaturama na Marsu, a ekvator Marsa tokom letnjih meseci je topao (+20 °C) kao na Zemlji. Također na Zemlji postoje pustinje koje su po izgledu slične marsovskom pejzažu.
Ali postoje značajne razlike između Zemlje i Marsa. Konkretno, magnetno polje Marsa je slabije od Zemljinog za oko 800 puta. Zajedno sa razrijeđenom (stotine puta u poređenju sa Zemljinom) atmosferom, to povećava količinu jonizujućeg zračenja koje dopire do njene površine. Mjerenja provedena američkom bespilotom Mars Odyssey pokazala su da je pozadina zračenja u orbiti Marsa 2,2 puta veća od pozadine zračenja na Međunarodnoj svemirskoj stanici. Prosječna doza je bila približno 220 miligrada dnevno (2,2 miligraja dnevno ili 0,8 miligraja godišnje). Iznos izloženosti primljen kao rezultat toga što se nalazi u takvoj pozadini za tri godine, približava se utvrđenim granicama sigurnosti za astronaute. Na površini Marsa pozadina zračenja je nešto niža i doza iznosi 0,2-0,3 Gy godišnje, značajno varira u zavisnosti od terena, nadmorske visine i lokalnih magnetnih polja.
Hemijski sastav minerala uobičajenih na Marsu je raznolikiji od sastava drugih nebeskih tijela u blizini Zemlje. Prema korporaciji 4Frontiers, oni su dovoljni da opskrbe ne samo sam Mars, već i Mjesec, Zemlju i asteroidni pojas.
Vrijeme leta od Zemlje do Marsa (sa trenutnim tehnologijama) je 259 dana u poluelipsi i 70 dana u paraboli. Za komunikaciju sa potencijalnim kolonijama može se koristiti radio komunikacija, koja ima kašnjenje od 3-4 minuta u svakom pravcu tokom najbližeg približavanja planeta (što se ponavlja svakih 780 dana) i oko 20 minuta. na maksimalnoj udaljenosti planeta; vidi Konfiguracija (astronomija).
Do danas, ne praktični koraci nije učinjen pokušaj kolonizacije Marsa, ali se kolonizacija razvija, na primjer, projekat svemirske letjelice Centenary, razvoj stambenog modula za boravak na planeti Deep Space Habitat.
Glavne karakteristike Marsa
© Vladimir Kalanov,
web stranica"Znanje je moć".
Atmosfera Marsa
Sastav i drugi parametri atmosfere Marsa do sada su prilično precizno određeni. Atmosfera Marsa se sastoji od ugljen-dioksida (96%), azota (2,7%) i argona (1,6%). Kiseonik je prisutan u zanemarljivim količinama (0,13%). Vodena para je predstavljena u tragovima (0,03%). Pritisak na površini je samo 0,006 (šest hiljaditih) pritiska na površini Zemlje. Marsovski oblaci se sastoje od vodene pare i ugljičnog dioksida i izgledaju nešto poput cirusnih oblaka iznad Zemlje.
Boja Marsovog neba je crvenkasta zbog prisustva prašine u vazduhu. Izuzetno razrijeđen zrak slabo prenosi toplinu, pa postoji velika temperaturna razlika u različitim dijelovima planete.
Uprkos razrijeđenosti atmosfere, njeni donji slojevi predstavljaju prilično ozbiljnu prepreku za svemirske letjelice. Dakle, konusne zaštitne školjke vozila za spuštanje "Mariner-9"(1971) tokom prolaska atmosfere Marsa iz njenih najviših slojeva do udaljenosti od 5 km od površine planete, zagrijani su na temperaturu od 1500 °C. Marsova jonosfera se prostire od 110 do 130 km iznad površine planete.
O kretanju Marsa
Mars se sa Zemlje može videti golim okom. Njegova prividna zvezdana magnituda dostiže -2,9 m (u svom najbližem približavanju Zemlji), druga po sjaju posle Venere, Meseca i Sunca, ali većinu vremena Jupiter je svetliji od Marsa za zemaljskog posmatrača. Mars se kreće oko Sunca po eliptičnoj orbiti, zatim se udaljava od zvijezde na 249,1 milion km, a zatim joj se približava na udaljenosti od 206,7 miliona km.
Ako pažljivo posmatrate kretanje Marsa, možete videti da se tokom godine menja smer njegovog kretanja po nebu. Usput, drevni posmatrači su to primijetili. U određenom trenutku, čini se da se Mars kreće u suprotnom smjeru. Ali ovo kretanje je vidljivo samo sa Zemlje. Mars, naravno, ne može izvršiti nikakvo obrnuto kretanje u svojoj orbiti. A vidljivost obrnutog kretanja se stvara jer je orbita Marsa vanjska u odnosu na orbitu Zemlje, a prosječna brzina kretanja u orbiti oko Sunca je veća za Zemlju (29,79 km/s) nego za Mars (24,1 km/s). U trenutku kada Zemlja počinje da prestiže Mars u njegovom kretanju oko Sunca, a čini se da je Mars započeo obrnuto ili, kako to astronomi zovu, retrogradno kretanje. Dijagram obrnutog (retrogradnog) kretanja dobro ilustruje ovaj fenomen.
Glavne karakteristike Marsa
| Naziv parametara | Kvantitativni pokazatelji |
| Prosječna udaljenost do Sunca | 227,9 miliona km |
| Minimalna udaljenost do Sunca | 206,7 miliona km |
| Maksimalna udaljenost do Sunca | 249,1 milion km |
| Prečnik ekvatora | 6786 km (Mars je skoro upola manji od Zemlje - njegov ekvatorijalni prečnik je ~ 53% Zemljinog) |
| Prosječna orbitalna brzina oko Sunca | 24,1 km/s |
| Period rotacije oko sopstvene ose (Siderealni ekvatorijalni period rotacije) | 24h 37 min 22.6 s |
| Period okretanja oko sunca | 687 dana |
| Poznati prirodni sateliti | 2 |
| Masa (Zemlja = 1) | 0,108 (6,418 × 10 23 kg) |
| Volumen (Zemlja = 1) | 0,15 |
| Prosječna gustina | 3,9 g/cm³ |
| Prosječna temperatura površine | minus 50°C (temperaturna razlika je od -153°C na polu zimi i do +20°C na ekvatoru u podne) |
| Axis Tilt | 25°11" |
| Orbitalni nagib u odnosu na ekliptiku | 1°9" |
| Površinski pritisak (Zemlja = 1) | 0,006 |
| Kompozicija atmosfere | CO 2 - 96%, N - 2,7%, Ar - 1,6%, O 2 - 0,13%, H 2 O (pare) - 0,03% |
| Ubrzanje slobodnog pada na ekvatoru | 3.711 m/s² (0.378 Zemlja) |
| parabolicna brzina | 5,0 km/s (za Zemlju 11,2 km/s) |
Tabela pokazuje s kojom se visokom preciznošću određuju glavni parametri planete Mars. To nije iznenađujuće ako se ima u vidu da se za astronomska posmatranja i istraživanja danas koriste najsavremenije naučne metode i visokoprecizna oprema. Ali sa sasvim drugačijim osećajem, mi se odnosimo prema takvim činjenicama iz istorije nauke, kada su naučnici prošlih vekova, koji često nisu imali na raspolaganju nikakve astronomske instrumente, osim najjednostavnijih teleskopa sa malim porastom (maksimalno 15-20 puta). ), izvršio je tačne astronomske proračune i čak otkrio zakone kretanja nebeskih tijela.
Na primjer, podsjetimo da je talijanski astronom Giandomenico Cassini već 1666. (!) odredio vrijeme rotacije planete Mars oko svoje ose. Njegovi proračuni su dali rezultat od 24 sata i 40 minuta. Uporedite ovaj rezultat sa periodom rotacije Marsa oko svoje ose, utvrđenim uz pomoć savremenih tehničkih sredstava (24 sata 37 minuta 23 sekunde). Da li su naši komentari potrebni ovdje?
Ili takav primjer. na samom početku 17. stoljeća otkrio je zakone kretanja planeta, ne posjedujući ni precizne astronomske instrumente ni matematički aparat za izračunavanje površina takvih geometrijskih figura kao što su elipsa i oval. Pateći od vizuelnog defekta, napravio je najpreciznija astronomska mjerenja.
Ovakvi primjeri pokazuju veliki značaj aktivnosti i entuzijazma u nauci, kao i odanosti stvari kojoj čovjek služi.
© Vladimir Kalanov,
"Znanje je moć"
