Marsin tunnelma, kuten Venuksen ilmapiiri, koostuu pääasiassa hiilidioksidi, vaikkakin paljon ohuempi. Metaanin löydön jälkeen vuonna 2003 ilmakehän tutkimusta jatkettiin suurella innolla. Metaanin läsnäolo voi epäsuorasti viitata elämän esiintymiseen Marsissa, vaikka onkin todennäköisempää, että nämä ovat jälkiä vulkaanisesta tai hydrotermisestä toiminnasta planeetalla.
Ilmakehässä on 96 % hiilidioksidia, 2,1 % argonia ja 1,9 % typpeä. Myös hapen, metaanin, monooksidin ja hiilidioksidin jäämiä löydettiin, mutta ei suuri määrä vesihöyryä kylmien pilvien muodossa. Marsin hiilidioksidipitoisuus on 23 kertaa suurempi kuin maan päällä. Tämä tekee mahdottomaksi minkään elämän olemassaolon Marsissa. Ainakin elämää, johon olemme kaikki tottuneet maapallollamme.
Marsin ilmakehän koostumus.
Ilmakehän koostumus ja sen massa vaihtelevat suuresti Marsin vuoden aikana. Talvella suurin osa hiilidioksidista tiivistyy napakorkkeihin, jolloin ilmakehä harvinaistuu. Kesällä tämä osa haihtuu ja ilmakehän tiheys kasvaa.
Mutta sekä talvella että kesällä ilmakehän tiheys ei ole niin korkea, että se tasoittaisi lämpötilan vaihteluita. Yhden Marsin vuorokauden aikana lämpötila hyppää yli 100 o C. Päivällä se nousee +30 o C:een ja yöllä laskee -80 o C:een. Napoilla minimilämpötila laskee vieläkin alemmas, -150 o C:een. .
Ilmanpaine Marsissa on 600 Pa. Vertailun vuoksi maapallolla ilmanpaine on 101 Pa ja Venuksella valtava 9,3 MPa. Olympus-vuorella, Marsin korkeimmalla pisteellä, ilmanpaine on surkeat 30 Pa. Ja planeetan syvimmässä kohdassa, Hellas-tasangolla, se saavuttaa 1155 Pa.
Mars Exploration Roverin Marsin pinnalta tekemät havainnot osoittivat, että ilmakehän harvinaisuudesta huolimatta ilma on melko pölyistä. Marsin taivas on pysyvästi värjätty vaaleanruskeilla ja oranssi väri. Hiekka- ja pölyhiukkaset nousevat 1,5 km:n korkeuteen. planeetan pinnan yläpuolella ja alhaisen paineen vuoksi ne asettuvat melko pitkäksi aikaa.
Tunnelman historia
Tutkijat uskovat, että Marsin ilmapiiri on muuttunut planeetan elämän aikana. On todisteita siitä, että planeetalla oli valtavat valtameret useita miljardeja vuosia sitten. Mutta tällä hetkellä vettä voi olla vain höyryn tai jään muodossa. Ensinnäkin ilmakehän paine pystyy "pitämään" veden nestemäisessä tilassa vain planeetan alimmissa pisteissä. Ja toiseksi, pinnan keskilämpötila on -63 o C, joten vettä voi olla vain kiinteässä tilassa.
Kuitenkin historiansa alussa Marsilla oli suotuisammat olosuhteet. Vuoden 2013 alussa ilmoitettiin, että Marsin ilmakehä oli runsaasti happea noin 4 miljardia vuotta sitten (). Ilmakehän happipuutteen mahdollisia syitä ovat seuraavat:
- Aurinkotuulen aiheuttama ilmakehän asteittainen tuhoutuminen.
- Törmäys valtavan meteoriitin tai komeetan kanssa, jolla oli tuhoisat seuraukset Marsille.
- Marsin alhainen painovoima, joka ei salli ilmakehän pitoa.
Mahdollisuus ihmisten käyttöön
Kuinka ihminen voi käyttää Marsin ilmakehää? Tämä kysymys esitetään yhä useammin, koska Marsin kolonisaatio ei enää näytä mahdottomalta fantasiaunelmalta. Kyllä, kysymyksiä on edelleen enemmän kuin vastauksia. Mutta ongelmat on käsiteltävä yksi kerrallaan, ei kaikkia kerralla.
Marsin ilmakehän hiilidioksidia voidaan käyttää rakettipolttoaineen tuottamiseen paluulennolle Maahan. Tällaiselle runsaalle CO 2 -määrälle on useita käyttötarkoituksia, yksi niistä on Sabatier-prosessi. Tämä kemiallinen prosessi on hiilidioksidin reaktio vedyn kanssa nikkelikatalyytin päällä. Tämä reaktio tuottaa happea ja metaania.
NASAn tutkijat "kokeilevat" jo Sabatier-reaktiota hiilidioksidin prosessoimiseksi kansainvälisellä avaruusasemalla, joka jää jäljelle astronautien hengityksen jälkeen. Siksi Marsissa emme ehkä tarvitse happea ilmakehässä - tuotamme sen itse.
>>> Marsin ilmakehä
Mars - planeetan ilmapiiri: ilmakehän kerrokset, kemiallinen koostumus, paine, tiheys, vertailu Maahan, metaanin määrä, muinainen planeetta, tutkimus valokuvalla.
Amarsin tunnelmaa on vain 1 % maapallosta, joten punaisella planeetalla ei ole suojaa auringon säteilyltä, eikä myöskään normaali lämpötila. Marsin ilmakehän koostumusta edustavat hiilidioksidi (95%), typpi (3%), argon (1,6%) ja pienet hapen, vesihöyryn ja muiden kaasujen epäpuhtaudet. Se on myös täynnä pieniä pölyhiukkasia, jotka saavat planeetan näyttämään punaiselta.
Tutkijat uskovat, että aikaisemmin ilmakehän kerros oli tiheä, mutta romahti 4 miljardia vuotta sitten. Ilman magnetosfääriä aurinkotuuli törmää ionosfääriin ja vähentää ilmakehän tiheyttä.
Tämä johti matalapaineilmaisimeen - 30 Pa. Ilmakehä ulottuu 10,8 kilometriä. Se sisältää paljon metaania. Lisäksi tietyillä alueilla on havaittavissa voimakkaita päästöjä. Paikkoja on kaksi, mutta lähteitä ei ole vielä löydetty.
Metaania tuotetaan 270 tonnia vuodessa. Tämä tarkoittaa, että puhumme jonkinlaisesta aktiivisesta maanalaisesta prosessista. Todennäköisimmin tämä on vulkaanista toimintaa, komeettojen törmäyksiä tai käärmeen muodostumista. Houkuttelevin vaihtoehto on metanogeeninen mikrobielämä.
Nyt tiedät Marsin ilmakehän läsnäolon, mutta valitettavasti sen on määrä tuhota kolonistit. Se estää nestemäisen veden kerääntymisen, on avoin säteilylle ja on erittäin kylmä. Mutta seuraavien 30 vuoden aikana olemme edelleen keskittyneet kehitykseen.
Planeettojen ilmakehän hajoaminen
Astrofyysikko Valeri Shematovich planeettojen ilmakehän evoluutiosta, eksoplanetaarisista järjestelmistä ja Marsin ilmakehän katoamisesta:
Mars on neljäs planeetta Auringosta ja viimeinen maanpäällisistä planeetoista. Kuten muutkin aurinkokunnan planeetat (Maaa lukuun ottamatta), se on nimetty mytologisen hahmon - roomalaisen sodan jumalan - mukaan. Virallisen nimensä lisäksi Marsia kutsutaan joskus punaiseksi planeettaksi, mikä viittaa sen pinnan ruskeanpunaiseen väriin. Kaiken tämän perusteella Mars on aurinkokunnan toiseksi pienin planeetta.
Suurimman osan 1800-luvusta elämää uskottiin olevan Marsissa. Syy tähän uskomukseen on osittain erehdyksessä ja osittain ihmisen mielikuvituksessa. Vuonna 1877 tähtitieteilijä Giovanni Schiaparelli pystyi havaitsemaan suoria viivoja Marsin pinnalla. Kuten muutkin tähtitieteilijät, kun hän huomasi nämä raidat, hän ehdotti, että tällainen suoraviivaisuus liittyy älykkään elämän olemassaoloon planeetalla. Tuolloin suosittu versio näiden linjojen luonteesta oli oletus, että ne olivat kastelukanavia. Kuitenkin tehokkaampien kaukoputkien kehittämisen myötä 1900-luvun alussa tähtitieteilijät pystyivät näkemään Marsin pinnan selkeämmin ja päättämään, että nämä suorat viivat olivat vain optinen illuusio. Tämän seurauksena kaikki aikaisemmat oletukset elämästä Marsissa jäivät ilman todisteita.
Suuri osa 1900-luvulla kirjoitetusta tieteiskirjallisuudesta oli suoraa seurausta uskosta, että Marsissa oli elämää. Pienistä vihreistä miehistä pitkiin, laserilla käyttäviin hyökkääjiin marsilaiset ovat olleet monien televisio- ja radio-ohjelmien, sarjakuvien, elokuvien ja romaanien keskipisteenä.
Huolimatta siitä, että marsilaisen elämän löytö 1700-luvulla osoittautui vääräksi, Mars jäi tiedeyhteisölle aurinkokunnan elämäystävällisimmiksi (muuksi kuin maapalloksi) planeettaksi. Myöhemmät planeettamatkat oli epäilemättä omistettu kaikenlaisen elämän etsimiseen Marsissa. Joten 1970-luvulla suoritettu Viking-niminen tehtävä suoritti kokeita Marsin maaperällä toivoen löytää siitä mikro-organismeja. Tuolloin uskottiin, että yhdisteiden muodostuminen kokeiden aikana voisi olla seurausta biologisista aineista, mutta myöhemmin havaittiin, että yhdisteet kemiallisia alkuaineita voidaan luoda ilman biologisia prosesseja.
Nämäkään tiedot eivät kuitenkaan riistäneet tutkijoilta toivoa. Koska Marsin pinnalta ei löytynyt merkkejä elämästä, he olettivat, että kaikki tarvittavat ehdot saattaa esiintyä planeetan pinnan alla. Tämä versio on edelleen ajankohtainen. Ainakin sellaisiin nykypäivän planeettatehtäviin kuten ExoMars ja Mars Science kuuluu kaikkien mahdollisten vaihtoehtojen testaus elämän olemassaololle Marsissa menneisyydessä tai nykyisyydessä, pinnalla ja sen alla.
Marsin tunnelma
Marsin ilmakehän koostumus on hyvin samanlainen kuin ilmakehä, joka on yksi vähiten vieraanvaraisimmista ilmakehistä koko aurinkokunnassa. Pääkomponentti molemmissa ympäristöissä on hiilidioksidi (95% Marsissa, 97% Venuksessa), mutta ero on suuri - Kasvihuoneilmiö Marsissa ei ole, joten lämpötila planeetalla ei ylitä 20 ° C, toisin kuin 480 ° C Venuksen pinnalla. Tällainen valtava ero johtuu näiden planeettojen ilmakehän erilaisesta tiheydestä. Vertailukelpoisella tiheydellä Venuksen ilmakehä on erittäin paksu, kun taas Marsin ilmakehän kerros on melko ohut. Yksinkertaisesti sanottuna, jos Marsin ilmakehän paksuus olisi merkittävämpi, se muistuttaisi Venusta.
Lisäksi Marsissa on erittäin harvinainen ilmakehä - ilmanpaine on vain noin 1% paineesta. Tämä vastaa 35 kilometrin painetta Maan pinnan yläpuolella.
Yksi varhaisimmista suunnasta Marsin ilmakehän tutkimuksessa on sen vaikutus veden esiintymiseen pinnalla. Huolimatta siitä, että napakorkit sisältävät vettä kiinteässä olomuodossa ja ilma sisältää pakkasen ja matalapaineen seurauksena muodostunutta vesihöyryä, nykyään kaikki tutkimukset osoittavat, että Marsin "heikko" ilmakehä ei suosi veden olemassaoloa nestemäinen tila pinnalla.planeetat.
Marsin tehtävistä saatujen uusimpien tietojen perusteella tutkijat ovat kuitenkin varmoja, että Marsissa on nestemäistä vettä ja se on metrin planeetan pinnan alapuolella.
Vesi Marsissa: spekulaatio / wikipedia.org
Ohuesta ilmakehän kerroksesta huolimatta Marsilla on kuitenkin varsin hyväksyttävät sääolosuhteet maallisten standardien mukaan. Tämän sään äärimmäisimpiä muotoja ovat tuulet, pölymyrskyt, pakkaset ja sumu. Tällaisen säätoiminnan seurauksena punaisen planeetan joillakin alueilla on havaittu merkittäviä eroosion jälkiä.
Toinen mielenkiintoinen kohta Marsin ilmapiiristä voidaan osoittaa, että useiden nykyajan mukaan tieteellinen tutkimus, kaukaisessa menneisyydessä se oli tarpeeksi tiheä valtamerten olemassaoloon planeetan pinnalla vedestä nestemäisessä tilassa. Kuitenkin samojen tutkimusten mukaan Marsin ilmapiiri on muuttunut dramaattisesti. Johtava versio tällaisesta muutoksesta Tämä hetki on hypoteesi planeetan törmäyksestä toisen riittävän tilavan kosmisen kappaleen kanssa, mikä johti Marsin ilmakehän suurimman osan menettämiseen.
Marsin pinnalla on kaksi merkittävää ominaisuutta, jotka mielenkiintoisen sattuman kautta liittyvät planeetan puolipallojen eroihin. Tosiasia on, että pohjoisella pallonpuoliskolla on melko tasainen kohokuvio ja vain muutama kraatteri, kun taas eteläisellä pallonpuoliskolla on kirjaimellisesti erikokoisia kukkuloita ja kraattereita. Topografisten erojen lisäksi, jotka osoittavat pallonpuoliskolla olevien kohokuvioiden eron, on myös geologisia - tutkimukset osoittavat, että pohjoisen pallonpuoliskon alueet ovat paljon aktiivisempia kuin eteläisellä.
Marsin pinnalla on suurin tähän mennessä tunnettu tulivuori - Olympus Mons (Mount Olympus) ja suurin tunnettu kanjoni - Mariner (Mariner Valley). Aurinkokunnasta ei ole vielä löydetty mitään mahtavampaa. Olympus-vuoren korkeus on 25 kilometriä (eli kolme kertaa korkeampi kuin Everest, maan korkein vuori), ja pohjan halkaisija on 600 kilometriä. Mariner Valley on 4000 kilometriä pitkä, 200 kilometriä leveä ja lähes 7 kilometriä syvä.
Tähän mennessä merkittävin Marsin pintaa koskeva löytö on ollut kanavien löytäminen. Näille kanaville on ominaista se, että ne on NASAn asiantuntijoiden mukaan luotu juoksevasta vedestä, ja siten ne ovat luotettavin todiste teorialle, jonka mukaan kaukaisessa menneisyydessä Marsin pinta muistutti suuresti maan pintaa.
Tunnetuin punaisen planeetan pintaan liittyvä peridolia on niin kutsuttu "kasvot Marsissa". Helpotus muistuttaa todella paljon ihmisen kasvot kun Viking I -avaruusalus otti ensimmäisen kuvan tietystä alueesta vuonna 1976. Monet ihmiset pitivät tuolloin tätä kuvaa todellisena todisteena älykkään elämän olemassaolosta Marsissa. Myöhemmät otokset osoittivat, että tämä on vain valon ja ihmisen fantasiapeliä.
Kuten muutkin maanpäälliset planeetat, Marsin sisällä erotetaan kolme kerrosta: kuori, vaippa ja ydin.
Vaikka tarkkoja mittauksia ei ole vielä tehty, tutkijat ovat tehneet tiettyjä ennusteita Marsin kuoren paksuudesta Mariner Valleyn syvyyttä koskevien tietojen perusteella. Eteläisellä pallonpuoliskolla sijaitsevaa syvää, laajaa laakson järjestelmä ei voisi olla olemassa, jos Marsin kuori ei olisi paljon paksumpi kuin maa. Alustavien arvioiden mukaan Marsin kuoren paksuus pohjoisella pallonpuoliskolla on noin 35 kilometriä ja eteläisellä noin 80 kilometriä.
Varsinkin Marsin ytimelle on omistettu melko paljon tutkimusta sen selvittämiseksi, onko se kiinteä vai nestemäinen. Jotkut teoriat viittasivat riittävän voimakkaan puuttumiseen magneettikenttä kovan ytimen merkkinä. Kuitenkin viimeisen vuosikymmenen aikana hypoteesi, jonka mukaan Marsin ydin on ainakin osittain nestemäinen, on saanut yhä enemmän suosiota. Tämän osoitti magnetoituneiden kivien löytö planeetan pinnalta, mikä saattaa olla merkki siitä, että Marsissa on tai oli nestemäinen ydin.
Rata ja kierto
Marsin kiertorata on merkittävä kolmesta syystä. Ensinnäkin sen epäkeskisyys on toiseksi suurin kaikista planeetoista, vain Merkurius on pienempi. Tällä elliptisellä kiertoradalla Marsin periheli on 2,07 x 108 kilometriä, paljon kauempana kuin sen aphelion, 2,49 x 108 kilometriä.
Toiseksi, tieteelliset todisteet viittaavat siihen, että näin suurta epäkeskisyyttä ei aina ollut olemassa, ja se saattoi olla pienempi kuin Maan jossain vaiheessa Marsin historiaa. Syynä tähän muutokseen tiedemiehet kutsuvat naapuriplaneettojen gravitaatiovoimia, jotka vaikuttavat Marsiin.
Kolmanneksi kaikista maanpäällisistä planeetoista Mars on ainoa, jolla vuosi kestää kauemmin kuin maan päällä. Luonnollisesti tämä liittyy sen kiertoradan etäisyyteen Auringosta. Yksi Marsin vuosi vastaa lähes 686 maapäivää. Marsin päivä kestää noin 24 tuntia ja 40 minuuttia, mikä on aika, joka kuluu planeetan yhden täydellisen kierroksen suorittamiseen akselillaan.
Toinen merkittävä samankaltaisuus planeetan ja maan välillä on sen aksiaalinen kallistus, joka on noin 25°. Tämä ominaisuus osoittaa, että vuodenajat Punaisella planeetalla seuraavat toisiaan täsmälleen samalla tavalla kuin maan päällä. Marsin pallonpuoliskot kokevat kuitenkin täysin erilaista, erilaista kuin maa, lämpötilaolosuhteet jokaiselle vuodenajalle. Tämä johtuu jälleen planeetan kiertoradan paljon suuremmasta epäkeskisyydestä.
SpaceX Ja aikoo kolonisoida Marsin
Tiedämme siis, että SpaceX haluaa lähettää ihmisiä Marsiin vuonna 2024, mutta heidän ensimmäinen Mars-tehtävänsä on Red Dragon -kapselin laukaisu vuonna 2018. Mihin toimiin yritys aikoo ryhtyä saavuttaakseen tämän tavoitteen?
- 2018 vuosi. Red Dragon -avaruusluotaimen laukaisu teknologian esittelyyn. Tehtävän tavoitteena on saavuttaa Mars ja tehdä tutkimuksia laskeutumispaikalla pienessä mittakaavassa. Ehkä lisätietojen toimittaminen NASAlle tai muiden valtioiden avaruusjärjestöille.
- 2020 Mars Colonial Transporter MCT1 -avaruusaluksen laukaisu (miehittämätön). Tehtävän tarkoituksena on lähettää rahtia ja palauttaa näytteitä. Laajamittaiset esittelyt asumisen, elämän ylläpitämisen ja energian teknologiasta.
- 2022 Mars Colonial Transporter MCT2 -avaruusaluksen laukaisu (miehittämätön). MCT:n toinen iteraatio. Tällä hetkellä MCT1 on matkalla takaisin Maahan kuljettaen Marsin näytteitä. MCT2 toimittaa laitteita ensimmäiselle miehitetylle lennolle. MCT2-alus on valmis laukaisuun heti, kun miehistö saapuu Red Planetille kahden vuoden kuluttua. Ongelmatilanteissa (kuten elokuvassa "The Martian") tiimi voi käyttää sitä poistuakseen planeetalta.
- 2024 Mars Colonial Transporter MCT3:n kolmas iteraatio ja ensimmäinen miehitetty lento. Tuolloin kaikki tekniikat osoittavat suorituskykynsä, MCT1 tekee matkan Marsiin ja takaisin, ja MCT2 on valmis ja testattu Marsissa.
Mars on neljäs planeetta Auringosta ja viimeinen maanpäällisistä planeetoista. Etäisyys Auringosta on noin 227 940 000 kilometriä.
Planeetta on nimetty roomalaisen sodanjumalan Marsin mukaan. Muinaiset kreikkalaiset tunsivat hänet nimellä Ares. Uskotaan, että Mars sai tällaisen yhteyden planeetan verenpunaisen värin vuoksi. Värinsä ansiosta planeetta tunnettiin myös muissa muinaisissa kulttuureissa. Ensimmäiset kiinalaiset tähtitieteilijät kutsuivat Marsia "Tulen tähdeksi", ja muinaiset egyptiläiset papit nimittivät sen "Her Desheriksi", joka tarkoittaa "punaista".
Marsin maa-alue on hyvin samanlainen kuin maan päällä. Huolimatta siitä, että Mars vie vain 15% tilavuudesta ja 10% massasta, sen maamassa on verrattavissa planeettamme, koska vesi peittää noin 70% maan pinnasta. Samaan aikaan Marsin pintapainovoima on noin 37 % maan painovoimasta. Tämä tarkoittaa, että voit teoriassa hypätä kolme kertaa korkeammalle Marsissa kuin maan päällä.
Vain 16 39:stä Mars-matkasta onnistui. Sen jälkeen, kun Mars 1960A -lento käynnistettiin Neuvostoliitossa vuonna 1960, Marsiin on lähetetty yhteensä 39 laskeutuvaa kiertoratakonetta ja roveria, mutta vain 16 näistä on onnistunut. Vuonna 2016 käynnistettiin luotain osana venäläis-eurooppalaista ExoMars-operaatiota, jonka päätavoitteina on etsiä Marsista elämän merkkejä, tutkia planeetan pintaa ja topografiaa sekä kartoittaa mahdollisia ympäristöhaittoja tulevaisuuden miehitetyille. lennot Marsiin.
Marsista on löydetty jäänteitä maapallolta. Marsin ilmakehän jälkiä uskotaan löytyneen planeetalta pomppineista meteoriiteista. Poistuttuaan Marsista nämä meteoriitit lensivät pitkään, miljoonia vuosia, aurinkokunnan ympärillä muiden esineiden ja avaruusjätteiden joukossa, mutta planeettamme painovoima vangitsi heidät, putosivat sen ilmakehään ja putosivat pintaan. Näiden materiaalien tutkiminen antoi tutkijoille mahdollisuuden oppia paljon Marsista jo ennen avaruuslentojen alkamista.
Lähimenneisyydessä ihmiset olivat vakuuttuneita siitä, että Marsissa asuu älykäs elämä. Tähän vaikutti suurelta osin italialaisen tähtitieteilijän Giovanni Schiaparellin löytämä suoria linjoja ja ojia Punaisen planeetan pinnalta. Hän uskoi, että tällaisia suoria linjoja ei voi luoda luonnosta, ja ne ovat älykkään toiminnan tulosta. Myöhemmin kuitenkin todistettiin, että tämä oli vain optinen harha.
Aurinkokunnan korkein tunnettu planeettavuori on Marsissa. Sitä kutsutaan Olympus Monsiksi (Mount Olympus) ja se nousee 21 kilometriä korkeaksi. Tämän uskotaan olevan tulivuori, joka muodostui miljardeja vuosia sitten. Tutkijat ovat löytäneet paljon todisteita siitä iästä tulivuoren laava Esine on tarpeeksi pieni, jotta se voisi olla todiste siitä, että Olympus saattaa edelleen olla aktiivinen. Aurinkokunnassa on kuitenkin vuori, jonka Olympus on korkeudeltaan huonompi - tämä on Reyasilvian keskihuippu, joka sijaitsee asteroidilla Vesta, jonka korkeus on 22 kilometriä.
Marsissa esiintyy pölymyrskyjä - aurinkokunnan laajimpia. Tämä johtuu planeetan kiertoradan elliptisesta muodosta Auringon ympäri. Radan polku on pitempi kuin monilla muilla planeetoilla, ja tämä kiertoradan soikea muoto johtaa rajuihin pölymyrskyihin, jotka nielaisevat koko planeetan ja voivat kestää useita kuukausia.
Aurinko näyttää olevan noin puolet visuaalisesta Maan koostaan Marsista katsottuna. Kun Mars on lähimpänä Aurinkoa kiertoradalla ja sen eteläinen pallonpuolisko on aurinkoa päin, planeetalla on hyvin lyhyt mutta uskomattoman kuuma kesä. Samaan aikaan pohjoisella pallonpuoliskolla on lyhyt mutta kylmä talvi. Kun planeetta on kauempana Auringosta ja osoittaa sitä kohti pohjoisella pallonpuoliskolla, Marsissa on pitkä ja leuto kesä. Samaan aikaan eteläisellä pallonpuoliskolla alkaa pitkä talvi.
Maata lukuun ottamatta tutkijat pitävät Marsia elämälle sopivimpana planeetana. Johtavat avaruusjärjestöt suunnittelevat sarjaa avaruuslentoja seuraavan vuosikymmenen aikana selvittääkseen, onko Marsissa potentiaalia elämään ja onko mahdollista rakentaa sille siirtomaa.
Marsilaiset ja muukalaiset ovat pitkään olleet tärkeimmät ehdokkaat maan ulkopuolisten avaruusolioiden rooliin, mikä on tehnyt Marsista yhden aurinkokunnan suosituimmista planeetoista.
Mars on maapallon lisäksi ainoa planeetta järjestelmässä, jolla on napajääpeitteet. Marsin napakansien alta on löydetty kiinteää vettä.
Aivan kuten maan päällä, myös Marsissa on vuodenaikoja, mutta ne kestävät kaksi kertaa pidempään. Tämä johtuu siitä, että Mars on kallistettu akselillaan noin 25,19 astetta, mikä on lähellä Maan aksiaalista kallistusta (22,5 astetta).
Marsilla ei ole magneettikenttää. Jotkut tutkijat uskovat, että se oli olemassa planeetalla noin 4 miljardia vuotta sitten.
Marsin kaksi kuuta, Phobos ja Deimos, kuvaili kirjailija Jonathan Swiftin teoksessa Gulliver's Travels. Tämä tapahtui 151 vuotta ennen kuin ne löydettiin.
Mars on neljänneksi suurin planeetta Auringosta ja seitsemänneksi (toiseksi viimeinen) suurin planeetta aurinkokunnassa; planeetan massa on 10,7 % Maan massasta. Nimetty Marsin mukaan - muinaisen roomalaisen sodanjumalan mukaan, joka vastaa antiikin kreikkalaista Aresta. Marsia kutsutaan joskus "punaiseksi planeettaksi" rautaoksidin sille antaman pinnan punertavan sävyn vuoksi.
Mars on maanpäällinen planeetta, jonka ilmakehä on harvinainen (paine pinnalla on 160 kertaa pienempi kuin maan päällä). Marsin pinnan kohokuvion piirteitä voidaan pitää törmäyskraattereina, kuten kuun kraatereina, sekä tulivuorina, laaksoina, aavikoina ja napajääpeitteinä, kuten maan.
Marsilla on kaksi luonnollista satelliittia - Phobos ja Deimos (käännetty muinaisesta kreikasta - "pelko" ja "kauhu" - Aresin kahden pojan nimet, jotka seurasivat häntä taistelussa), jotka ovat suhteellisen pieniä (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km halkaisija ) ja ne ovat epäsäännöllisen muotoisia.
Marsin suuret oppositiot, 1830-2035
| vuosi | Päivämäärä | Etäisyys a. e. |
|---|---|---|
| 1830 | 19. syyskuuta | 0,388 |
| 1845 | elokuun 18 | 0,373 |
| 1860 | 17. heinäkuuta | 0,393 |
| 1877 | 5. syyskuuta | 0,377 |
| 1892 | elokuun 4 | 0,378 |
| 1909 | 24. syyskuuta | 0,392 |
| 1924 | elokuun 23 | 0,373 |
| 1939 | 23. heinäkuuta | 0,390 |
| 1956 | 10. syyskuuta | 0,379 |
| 1971 | 10 elokuuta | 0,378 |
| 1988 | Syyskuun 22. päivä | 0,394 |
| 2003 | elokuun 28 | 0,373 |
| 2018 | 27. heinäkuuta | 0,386 |
| 2035 | syyskuun 15. päivä | 0,382 |
Mars on neljänneksi kauimpana Auringosta (Merkuruksen, Venuksen ja Maan jälkeen) ja seitsemänneksi suurin (massaltaan ja halkaisijaltaan ylittää vain Merkuriuksen) aurinkokunnan planeetta. Marsin massa on 10,7 % Maan massasta (6,423 1023 kg vs. 5,9736 1024 kg Maan osalta), tilavuus on 0,15 Maan tilavuudesta ja keskimääräinen lineaarinen halkaisija on 0,53 Maan halkaisijasta (6800 km).
Marsin kohokuviossa on monia ainutlaatuisia piirteitä. Marsin lepotilassa oleva tulivuori Olympusvuori on eniten korkea vuori aurinkokunnassa, ja Mariner Valley on suurin kanjoni. Lisäksi kesäkuussa 2008 Nature-lehdessä julkaistut kolme artikkelia antoivat todisteita aurinkokunnan suurimman tunnetun törmäyskraatterin olemassaolosta Marsin pohjoisella pallonpuoliskolla. Se on 10 600 kilometriä pitkä ja 8 500 kilometriä leveä, noin neljä kertaa suurempi kuin suurin aiemmin Marsista sen etelänavan läheltä löydetty törmäyskraatteri.
Samankaltaisen pinnan topografian lisäksi Marsilla on samanlainen kiertokausi ja vuodenajat kuin Maan, mutta sen ilmasto on paljon kylmempää ja kuivempaa kuin Maan.
Ennen kuin Mariner 4 -avaruusalus lensi Marsin ohi vuonna 1965, monet tutkijat uskoivat, että sen pinnalla oli nestemäistä vettä. Tämä mielipide perustui havaintoihin säännöllisistä muutoksista vaaleilla ja tummilla alueilla, erityisesti polaarisilla leveysasteilla, jotka olivat samanlaisia kuin mantereilla ja merillä. Jotkut tarkkailijat ovat tulkinneet Marsin pinnalla olevat tummat uurteet nestemäisen veden kastelukanaviksi. Myöhemmin osoitettiin, että nämä uurteet olivat optinen harha.
Matalan paineen vuoksi vettä ei voi olla nestemäisessä tilassa Marsin pinnalla, mutta on todennäköistä, että olosuhteet olivat aiemmin erilaiset, joten primitiivisen elämän olemassaoloa planeetalla ei voida sulkea pois. NASAn Phoenix-avaruusalus löysi 31. heinäkuuta 2008 Marsista jäätilassa olevan veden.
Helmikuussa 2009 Marsin kiertoradalla sijaitsevassa kiertoradan tutkimuskonstellaatiossa oli kolme toimivaa avaruusalusta: Mars Odyssey, Mars Express ja Mars Reconnaissance Satellite, enemmän kuin millään muulla planeetalla Maan lisäksi.
Marsin pintaa tutkii tällä hetkellä kaksi kulkuria: "Spirit" ja "Opportunity". Marsin pinnalla on myös useita passiivisia laskeutujia ja mönkijöitä, jotka ovat saaneet päätökseen tutkimuksen.
Heidän keräämänsä geologiset tiedot viittaavat siihen, että suurin osa Marsin pinnasta oli aiemmin veden peitossa. Viimeisen vuosikymmenen aikana tehdyt havainnot ovat mahdollistaneet heikon geysirien toiminnan havaitsemisen joissain paikoissa Marsin pinnalla. Mars Global Surveyor -avaruusaluksen havaintojen mukaan osa Marsin etelänapakorista on vähitellen väistymässä.
Mars voidaan nähdä maasta paljaalla silmällä. Sen näennäinen tähtien magnitudi saavuttaa 2,91 metrin (lähimpänä Maata) ja antaa kirkkauden vain Jupiterille (eikä silloinkaan aina suuren yhteenottamisen aikana) ja Venukselle (mutta vain aamulla tai illalla). Yleensä suuren vastustuksen aikana oranssi Mars on kirkkain kohde maan yötaivaalla, mutta tämä tapahtuu vain kerran 15-17 vuodessa yhden tai kahden viikon ajan.
Radan ominaisuudet
Pienin etäisyys Marsista Maahan on 55,76 miljoonaa kilometriä (kun Maa on täsmälleen Auringon ja Marsin välissä), maksimi on noin 401 miljoonaa km (kun Aurinko on täsmälleen Maan ja Marsin välissä).
Keskimääräinen etäisyys Marsista Aurinkoon on 228 miljoonaa kilometriä (1,52 AU), kierrosaika Auringon ympäri on 687 Maan päivää. Marsin kiertoradalla on melko huomattava epäkeskisyys (0,0934), joten etäisyys Auringosta vaihtelee välillä 206,6 - 249,2 miljoonaa kilometriä. Marsin kiertoradan kaltevuus on 1,85°.
Mars on lähimpänä Maata opposition aikana, jolloin planeetta on vastakkaisessa suunnassa Auringosta. Oppositiot toistuvat 26 kuukauden välein Marsin ja Maan kiertoradan eri kohdissa. Mutta kerran 15–17 vuodessa oppositio tapahtuu aikana, jolloin Mars on lähellä periheliään; näissä niin sanotuissa suurissa oppositioissa (viimeinen oli elokuussa 2003) etäisyys planeettaan on minimaalinen ja Mars saavuttaa suurimman kulmakoonsa 25,1" ja kirkkauden 2,88m.
fyysiset ominaisuudet
Maan (keskimääräinen säde 6371 km) ja Marsin (keskimääräinen säde 3386,2 km) kokovertailu
Lineaarisesti mitattuna Mars on lähes puolet Maan koosta – sen päiväntasaajan säde on 3396,9 km (53,2 % Maan säteestä). Marsin pinta-ala on suunnilleen sama kuin Maan pinta-ala.
Marsin napainen säde on noin 20 km pienempi kuin päiväntasaajan, vaikka planeetan pyörimisjakso on pidempi kuin Maan, mikä antaa aihetta olettaa Marsin pyörimisnopeuden muuttuvan ajan myötä.
Planeetan massa on 6,418 1023 kg (11% Maan massasta). Vapaan pudotuksen kiihtyvyys päiväntasaajalla on 3,711 m/s (0,378 Maan); ensimmäinen pakonopeus on 3,6 km/s ja toinen 5,027 km/s.
Planeetan kiertoaika on 24 tuntia 37 minuuttia 22,7 sekuntia. Siten Marsin vuosi koostuu 668,6 Marsin aurinkopäivästä (kutsutaan soliksi).
Mars pyörii akselinsa ympäri, joka on kalteva kiertoradan kohtisuoraan tasoon nähden 24°56° kulmassa. Marsin pyörimisakselin kallistus aiheuttaa vuodenaikojen vaihtelun. Samaan aikaan kiertoradan pidentyminen johtaa suuriin eroihin niiden kestossa - esimerkiksi pohjoinen kevät ja kesä kestävät yhdessä 371 solia, eli huomattavasti yli puolet Marsin vuodesta. Samalla ne putoavat Marsin kiertoradan sille osalle, joka on kauimpana Auringosta. Siksi Marsissa pohjoiset kesät ovat pitkiä ja viileitä, kun taas eteläiset kesät ovat lyhyitä ja kuumia.
Ilmapiiri ja ilmapiiri
Marsin ilmapiiri, kuva Viking-kiertoradalta, 1976. Hallen "hymiökraatteri" näkyy vasemmalla
Lämpötila planeetalla vaihtelee talven -153:sta napalla yli +20 °C:een päiväntasaajalla keskipäivällä. Keskilämpötila on -50°C.
Marsin ilmakehä, joka koostuu pääasiassa hiilidioksidista, on hyvin harvinainen. Marsin pinnan paine on 160 kertaa pienempi kuin maan - 6,1 mbar keskimääräisellä pinnan tasolla. Marsin suuresta korkeuserosta johtuen paine pinnan lähellä vaihtelee suuresti. Ilmakehän paksuus on noin 110 km.
NASAn (2004) mukaan Marsin ilmakehä koostuu 95,32 % hiilidioksidista; se sisältää myös 2,7 % typpeä, 1,6 % argonia, 0,13 % happea, 210 ppm vesihöyryä, 0,08 % hiilimonoksidia, typpioksidia (NO) - 100 ppm, neonia (Ne) - 2, 5 ppm, puoliraskasta vettä vetyä- deuterium-happi (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.
AMS Viking -laskeutumisajoneuvon (1976) tietojen mukaan Marsin ilmakehästä määritettiin noin 1-2 % argonia, 2-3 % typpeä ja 95 % hiilidioksidia. AMS "Mars-2" ja "Mars-3" tietojen mukaan ionosfäärin alaraja on 80 km:n korkeudella, maksimielektronitiheys 1,7 105 elektronia/cm3 sijaitsee 138 km:n korkeudessa. , kaksi muuta maksimia ovat 85 ja 107 km korkeuksissa.
Ilmakehän radioläpinäkyvyys 8 ja 32 cm:n radioaalloilla AMS "Mars-4":llä 10. helmikuuta 1974 osoitti Marsin yöllisen ionosfäärin läsnäolon pääionisaatiomaksimilla 110 km:n korkeudella ja elektronitiheydellä. 4,6 103 elektronia / cm3, sekä toissijaiset maksimit 65 ja 185 km korkeudessa.
Ilmakehän paine
NASAn vuoden 2004 tietojen mukaan ilmakehän paine keskisäteellä on 6,36 mb. Tiheys pinnalla on ~0,020 kg/m3, ilmakehän kokonaismassa ~2,5 1016 kg.
Marsin ilmanpaineen muutos vuorokaudenajasta riippuen, Mars Pathfinder -laskeutuja kirjasi vuonna 1997.
Toisin kuin Maan, Marsin ilmakehän massa vaihtelee suuresti vuoden aikana hiilidioksidia sisältävien napakansien sulamisen ja jäätymisen vuoksi. Talvella 20-30 prosenttia koko ilmakehästä on jäässä hiilidioksidista koostuvan napakannen päällä. Kausipaineen laskut ovat eri lähteiden mukaan seuraavat:
NASAn (2004) mukaan: 4,0 - 8,7 mbar keskimääräisellä säteellä;
Encartan (2000) mukaan: 6-10 mbar;
Zubrinin ja Wagnerin (1996) mukaan: 7-10 mbar;
Viking-1-laskurin mukaan: 6,9 - 9 mbar;
Mars Pathfinder -laskeutujan mukaan: alkaen 6,7 mbar.
Hellas Impact Basin on syvin paikka löytää Marsin korkein ilmanpaine
AMC Mars-6 -luotaimen laskeutumispaikalla Eritrean merellä mitattiin 6,1 millibaarin pintapaine, jota pidettiin tuolloin planeetan keskipaineena ja tältä tasolta sovittiin laskea korkeudet ja syvyydet Marsissa. Tämän laitteen laskeutumisen aikana saatujen tietojen mukaan tropopaussi sijaitsee noin 30 km:n korkeudessa, jossa paine on 5·10-7 g/cm3 (kuten maan päällä 57 km:n korkeudessa).
Hellas (Mars) -alue on niin syvä, että ilmanpaine saavuttaa noin 12,4 millibaaria, mikä on veden kolminkertaisen pisteen (~6,1 mb) yläpuolella ja kiehumispisteen alapuolella. Riittävän korkeassa lämpötilassa vettä voisi olla siellä nestemäisessä tilassa; Tässä paineessa vesi kuitenkin kiehuu ja muuttuu höyryksi jo +10 °C:ssa.
Korkeimman 27 km pituisen tulivuoren Olympuksen huipulla paine voi olla 0,5-1 mbar (Zurek 1992).
Ennen kuin laskeutujat laskeutuivat Marsin pinnalle, paine mitattiin vaimentamalla AMS Mariner-4:n, Mariner-6:n ja Mariner-7:n radiosignaaleja niiden saapuessa Marsin kiekkoon - 6,5 ± 2,0 mb keskimääräisellä pintatasolla, mikä on 160 kertaa pienempi kuin maallinen; saman tuloksen osoittivat AMS Mars-3:n spektrihavainnot. Samanaikaisesti keskitason alapuolella sijaitsevilla alueilla (esimerkiksi Marsin Amazonissa) paine saavuttaa näiden mittausten mukaan 12 mb.
1930-luvulta lähtien Neuvostoliiton tähtitieteilijät yrittivät määrittää ilmakehän paineen valokuvausfotometrialla - kirkkauden jakautumisella levyn halkaisijaa pitkin eri valoaaltojen alueilla. Tätä tarkoitusta varten ranskalaiset tiedemiehet B. Lyo ja O. Dollfus tekivät havaintoja Marsin ilmakehän hajottaman valon polarisaatiosta. Amerikkalainen tähtitieteilijä J. de Vaucouleurs julkaisi vuonna 1951 yhteenvedon optisista havainnoista, ja ne saivat 85 mb:n paineen, joka yliarvioitiin lähes 15-kertaisesti ilmakehän pölyn aiheuttaman häiriön vuoksi.
Ilmasto
Opportunity Roverin 2. maaliskuuta 2004 ottama mikroskooppinen valokuva 1,3 cm:n hematiittikyhmystä osoittaa nestemäisen veden olemassaolon menneisyydessä
Ilmasto, kuten maan päällä, on vuodenaikojen mukainen. Kylmänä vuodenaikana pintaan voi muodostua kevyttä huurretta jopa napakansien ulkopuolella. Phoenix-laite tallensi lumisateen, mutta lumihiutaleet haihtuivat ennen kuin ne pääsivät pintaan.
NASAn (2004) mukaan keskilämpötila on ~210 K (-63 °C). Viking-laskeutujien mukaan vuorokausilämpötila on 184 K - 242 K (-89 - -31 °C) (Viking-1) ja tuulen nopeus: 2-7 m/s (kesällä), 5-10 m /s (syksy), 17-30 m/s (pölymyrsky).
Mars-6-laskeutumisluotaimen mukaan Marsin troposfäärin keskilämpötila on 228 K, troposfäärissä lämpötila laskee keskimäärin 2,5 astetta kilometriä kohden ja tropopaussin (30 km) yläpuolella olevan stratosfäärin lämpötila on lähes vakio. 144 K.
Carl Sagan Centerin tutkijoiden mukaan Marsissa on viime vuosikymmeninä ollut lämpenemisprosessi. Muut asiantuntijat uskovat, että on liian aikaista tehdä tällaisia johtopäätöksiä.
On olemassa todisteita siitä, että ilmakehä olisi aiemmin voinut olla tiheämpi ja ilmasto lämmin ja kostea, ja Marsin pinnalla oli nestemäistä vettä ja satoi. Tämän hypoteesin todisteena on ALH 84001 -meteoriitin analyysi, joka osoitti, että noin 4 miljardia vuotta sitten Marsin lämpötila oli 18 ± 4 °C.
pölyn pyörteet
Opportunity Roverin 15. toukokuuta 2005 kuvaamia pölypyörteitä. Numerot vasemmassa alakulmassa osoittavat ajan sekunteina ensimmäisestä kuvasta
1970-luvulta lähtien osana Viking-ohjelmaa sekä Opportunity-mönkijää ja muita ajoneuvoja tallennettiin lukuisia pölypyörteitä. Nämä ovat ilmapyörteitä, jotka tapahtuvat lähellä planeetan pintaa ja nostavat suuren määrän hiekkaa ja pölyä ilmaan. Pyörteitä havaitaan usein maan päällä (in englanninkieliset maat niitä kutsutaan pölydemoneiksi - pölypaholainen), mutta Marsissa ne voivat saavuttaa paljon suurempia kokoja: 10 kertaa korkeampia ja 50 kertaa leveämpiä kuin maan päällä. Maaliskuussa 2005 pyörre tyhjensi aurinkopaneelit Spirit-mönkijän päältä.
Pinta
Kaksi kolmasosaa Marsin pinnasta on vaaleilla alueilla, joita kutsutaan mantereiksi, ja noin kolmanneksen pimeistä alueista, joita kutsutaan meriksi. Meret ovat keskittyneet pääasiassa planeetan eteläiselle pallonpuoliskolle, 10 ja 40 asteen välillä. Niitä on vain kaksi pohjoisella pallonpuoliskolla suuret meret- Acidalian ja Big Syrt.
Pimeiden alueiden luonne on edelleen kiistanalainen aihe. Ne jatkuvat huolimatta siitä, että pölymyrskyt riehuvat Marsissa. Aikoinaan tämä oli perustelu sille olettamukselle, että pimeät alueet ovat kasvillisuuden peitossa. Nyt uskotaan, että nämä ovat vain alueita, joista helpotuksensa ansiosta pöly puhalletaan helposti ulos. Laajamittainen kuvat osoittavat, että itse asiassa tummat alueet koostuvat ryhmistä tummia vyöhykkeitä ja pisteitä, jotka liittyvät kraattereihin, kukkuloihin ja muihin tuulten tiellä oleviin esteisiin. Kausiluonteiset ja pitkäaikaiset muutokset niiden koossa ja muodossa liittyvät ilmeisesti valon ja pimeän aineen peittämien pinta-alojen suhteen muutokseen.
Marsin pallonpuoliskot ovat pinnan luonteeltaan melko erilaisia. Eteläisellä pallonpuoliskolla pinta on 1-2 km keskitason yläpuolella ja on tiheästi täynnä kraattereita. Tämä Marsin osa muistuttaa kuun mantereita. Pohjoisessa suurin osa pinta-alasta on keskitason alapuolella, kraattereita on vähän ja pääosa on suhteellisen tasaisia tasankoja, jotka ovat muodostuneet todennäköisesti laavatulvien ja eroosion seurauksena. Tämä puolipallojen välinen ero on edelleen keskustelunaihe. Puolipallojen välinen raja seuraa suunnilleen suurta ympyrää, joka on kalteva 30° päiväntasaajaan nähden. Raja on leveä ja epäsäännöllinen ja muodostaa rinteen pohjoiseen. Sitä pitkin on Marsin pinnan eroottisimpia alueita.
Kaksi vaihtoehtoista hypoteesia on esitetty selittämään pallonpuoliskojen epäsymmetriaa. Yhden heistä varhaisessa geologisessa vaiheessa litosfäärilevyt "yhtyvät" (ehkä vahingossa) yhdeksi pallonpuoliskoksi, kuten Pangean mantereella maan päällä, ja sitten "jäätyivät" tähän asentoon. Toinen hypoteesi liittyy Marsin törmäykseen Pluton kokoiseen avaruuskappaleeseen.
Marsin topografinen kartta, Mars Global Surveyor, 1999
Suuri määrä kraattereita eteläisellä pallonpuoliskolla viittaa siihen, että pinta täällä on muinainen - 3-4 miljardia vuotta. Kraattereita on useita tyyppejä: suuret, tasapohjaiset, pienemmät ja nuoremmat kuun kaltaiset kupinmuotoiset kraatterit, vallin ympäröimät kraatterit ja kohotetut kraatterit. Jälkimmäiset kaksi tyyppiä ovat ainutlaatuisia Marsille - reunustetut kraatterit muodostuivat, kun nestemäinen ulosvede virtasi pinnan yli, ja kohonneet kraatterit muodostuivat sinne, missä kraatterin ulostyöntymispeite suojasi pintaa tuulen eroosiolta. Suurin törmäyksen alkuperäkohde on Hellas-tasango (leveys noin 2100 km).
Kaoottisen maiseman alueella lähellä pallonpuoliskon rajaa pinnalla oli suuria murtumia ja puristumia, joita seurasi joskus eroosio (maanvyörymien tai pohjaveden katastrofaalisen vapautumisen vuoksi) ja nestemäisen laavan tulvimista. Kaoottisia maisemia löytyy usein veden leikkaamien suurten kanavien kärjestä. Hyväksyttävin hypoteesi niiden yhteismuodostukselle on maanalaisen jään äkillinen sulaminen.
Mariner Valleys Marsissa
Pohjoisella pallonpuoliskolla on laajojen tulivuoren tasankojen lisäksi kaksi suuria tulivuoria - Tharsis ja Elysium. Tharsis on laaja vulkaaninen tasango, jonka pituus on 2000 km ja korkeus 10 km keskimääräisen tason yläpuolelle. Siinä on kolme suurta kilpi tulivuoria - Mount Arsia, Mount Pavlina ja Mount Askriyskaya. Tharsiksen reunalla on Marsin ja aurinkokunnan korkein vuori, Olympus. Olympus saavuttaa 27 km:n korkeuden suhteessa pohjaansa ja 25 km:n korkeuteen suhteessa Marsin pinnan keskimääräiseen tasoon, ja se kattaa halkaisijaltaan 550 km:n alueen kallioiden ympäröimänä, paikoin jopa 7 km:n korkeudella. korkeus. Olympus-vuoren tilavuus on 10 kertaa maan suurimman tulivuoren, Mauna Kean, tilavuus. Täällä sijaitsee myös useita pienempiä tulivuoria. Elysium - kukkula, joka on jopa kuusi kilometriä keskitason yläpuolella, jossa on kolme tulivuorta - Hecaten kupoli, Elysius-vuori ja Alborin kupoli.
Muiden (Faure ja Mensing, 2007) mukaan Olympuksen korkeus on 21 287 metriä nollan yläpuolella ja 18 kilometriä ympäröivän alueen yläpuolella ja pohjan halkaisija on noin 600 km. Tukikohdan pinta-ala on 282 600 km2. Kaldera (tulivuoren keskellä oleva painauma) on 70 km leveä ja 3 km syvä.
Tharsiksen ylängön halki kulkee myös monia tektonisia vaurioita, jotka ovat usein hyvin monimutkaisia ja laajoja. Suurin niistä - Mariner-laaksot - ulottuu leveyssuunnassa lähes 4000 km (neljännes planeetan kehästä), leveys 600 ja syvyys 7-10 km; tämä vika on kooltaan verrattavissa Itä-Afrikan halkeamaan maan päällä. Sen jyrkillä rinteillä tapahtuu aurinkokunnan suurimmat maanvyörymät. Mariner Valleys on aurinkokunnan suurin tunnettu kanjoni. Mariner 9 -avaruusaluksen vuonna 1971 löytämä kanjoni voisi kattaa koko Yhdysvaltojen alueen valtamerestä valtamereen.
Opportunity-mönkijän ottama panoraama Victorian kraaterista. Sitä kuvattiin kolmen viikon aikana, 16. lokakuuta ja 6. marraskuuta 2006 välisenä aikana.
Panoraama Marsin pinnalta Husband Hillin alueella, Spirit-kulkijalla 23.-28.11.2005.
Jää ja napajääpeitteet
Pohjoisnapalaki kesällä, kuva Mars Global Surveyor. Pitkä leveä vika, joka leikkaa vasemman korkin läpi - Northern Fault
Marsin ulkonäkö vaihtelee suuresti vuodenajasta riippuen. Ensinnäkin muutokset napakorkeissa ovat silmiinpistäviä. Ne kasvavat ja kutistuvat luoden kausiluonteisia ilmiöitä ilmakehässä ja Marsin pinnalla. Eteläinen napakorkki voi saavuttaa 50° leveysasteen, pohjoinen myös 50°. Pohjoisen napahatun pysyvän osan halkaisija on 1000 km. Kun yhden pallonpuoliskon napakansi väistyy keväällä, planeetan pinnan yksityiskohdat alkavat tummua.
Napakorkit koostuvat kahdesta komponentista: kausiluonteisesta - hiilidioksidista ja maallisesta - vesijäästä. Mars Express -satelliitin mukaan korkkien paksuus voi vaihdella 1 metristä 3,7 kilometriin. Mars Odyssey -avaruusalus on löytänyt aktiivisia geysireitä Marsin etelänapalta. Kuten NASAn asiantuntijat uskovat, keväällä lämmittävät hiilidioksidisuihkut hajoavat suureen korkeuteen ja vievät mukanaan pölyä ja hiekkaa.
Valokuvia Marsista, jossa näkyy pölymyrsky. Kesäkuu-syyskuu 2001
Napakansien jousisulaminen johtaa ilmanpaineen voimakkaaseen nousuun ja suurten kaasumassojen liikkumiseen vastakkaiselle pallonpuoliskolle. Samaan aikaan puhaltavien tuulten nopeus on 10-40 m/s, joskus jopa 100 m/s. Tuuli nostaa pinnalta suuren määrän pölyä, mikä johtaa pölymyrskyihin. Voimakkaat pölymyrskyt peittävät planeetan pinnan lähes kokonaan. Pölymyrskyillä on huomattava vaikutus lämpötilan jakautumiseen Marsin ilmakehässä.
Vuonna 1784 tähtitieteilijä W. Herschel kiinnitti huomion kausivaihteluihin napakansien koossa, analogisesti jään sulamisen ja jäätymisen kanssa maan napa-alueilla. 1860-luvulla ranskalainen tähtitieteilijä E. Lie havaitsi tummumisaallon sulavan kevään napahatun ympärillä, joka sitten tulkittiin hypoteesilla sulamisveden leviämisestä ja kasvillisuuden kasvusta. Spektrometriset mittaukset, jotka suoritettiin 1900-luvun alussa. Lovell-observatoriossa Flagstaffissa W. Slifer ei kuitenkaan osoittanut klorofyllin, maakasvien vihreän pigmentin, läsnäoloa.
Mariner-7:n valokuvista oli mahdollista määrittää, että napakorkit ovat useita metrejä paksuja, ja mitattu lämpötila 115 K (-158 ° C) vahvisti mahdollisuuden, että se koostuu jäätyneestä hiilidioksidista - "kuivasta jäästä".
Kukkula, jota kutsuttiin Mitchell-vuoriksi ja joka sijaitsee lähellä Marsin etelänapaa, näyttää valkoiselta saarelta napakannen sulaessa, koska jäätiköt sulavat myöhemmin vuorilla, myös maan päällä.
Martian Reconnaissance Satellite -satelliitin tiedot mahdollistivat merkittävän jääkerroksen havaitsemisen vuorten juurella olevan tason alta. Satoja metrejä paksu jäätikkö kattaa tuhansien neliökilometrien alueen, ja sen jatkotutkimuksella voi saada tietoa Marsin ilmaston historiasta.
"Jokkien" kanavat ja muut ominaisuudet
Marsissa on monia vesieroosiota muistuttavia geologisia muodostumia, erityisesti kuivuneita jokien uomaa. Yhden hypoteesin mukaan nämä kanavat ovat saattaneet muodostua lyhytaikaisten katastrofitapahtumien seurauksena, eivätkä ne ole todiste jokijärjestelmän pitkäaikaisesta olemassaolosta. Viimeaikaiset todisteet kuitenkin viittaavat siihen, että joet ovat virranneet geologisesti merkittäviä aikoja. Erityisesti on löydetty käänteisiä kanavia (eli kanavia, jotka ovat kohonneet ympäröivän alueen yläpuolelle). Maapallolla tällaiset muodostelmat muodostuvat tiheiden pohjasedimenttien pitkäaikaisen kertymisen vuoksi, jota seuraa ympäröivien kivien kuivuminen ja rapautuminen. Lisäksi joen suistossa on näyttöä uomien siirtymisestä, kun pinta vähitellen nousee.
Lounaispuoliskolla, Eberswalden kraatterissa, löydettiin joen suistoalue, jonka pinta-ala on noin 115 km2. Deltan yli huuhtoutunut joki oli yli 60 kilometriä pitkä.
NASAn Spirit- ja Opportunity-mönkijöiden tiedot todistavat myös veden olemassaolosta menneisyydessä (mineraaleja on löydetty, jotka saattoivat muodostua vain pitkäaikaisen veden altistumisen seurauksena). Laite "Phoenix" löysi jääkertymiä suoraan maasta.
Lisäksi kukkuloiden rinteiltä on löydetty tummia raitoja, jotka osoittavat nestemäisen suolaveden esiintymistä pinnalla meidän aikanamme. Ne ilmestyvät pian kesäkauden alkamisen jälkeen ja katoavat talvella, "virtaavat" erilaisten esteiden ympäri, sulautuvat ja eroavat toisistaan. "On vaikea kuvitella, että tällaisia rakenteita ei voisi muodostua nestevirroista, vaan jostain muusta", sanoi NASAn työntekijä Richard Zurek.
Tharsiksen vulkaanisesta ylängöstä on löydetty useita epätavallisia syviä kaivoja. Vuonna 2007 otetun Martian Reconnaissance Satellite -kuvan perusteella yksi niistä on halkaisijaltaan 150 metriä ja seinän valaistu osa on vähintään 178 metriä syvä. Näiden muodostumien vulkaanisesta alkuperästä on esitetty hypoteesi.
Pohjustus
Marsin maaperän pintakerroksen alkuainekoostumus laskeutujien tietojen mukaan ei ole sama eri paikoissa. Maaperän pääkomponentti on piidioksidi (20-25 %), joka sisältää rautaoksidihydraattien seoksen (jopa 15 %), jotka antavat maaperään punertavan värin. Siinä on merkittäviä rikkiyhdisteiden, kalsiumin, alumiinin, magnesiumin, natriumin epäpuhtauksia (muutama prosentti jokaiselle).
NASAn Phoenix-luotaimen (laskuutui Marsiin 25. toukokuuta 2008) tietojen mukaan Marsin maaperän pH-suhde ja eräät muut parametrit ovat lähellä maapallon arvoja, ja niissä voitaisiin teoriassa kasvattaa kasveja. "Itse asiassa havaitsimme, että Marsin maaperä täyttää vaatimukset ja sisältää myös välttämättömät elementit elämän syntymiseen ja ylläpitämiseen sekä menneisyydessä, nykyisyydessä että tulevaisuudessa", sanoo tutkimuskemisti Sam Kunaves. projekti. Myös tämän emäksisen maaperän monet löytävät hänen mukaansa "takapihaltaan", ja se sopii varsin hyvin parsan viljelyyn.
Laitteen laskeutumispaikalla maassa on myös huomattava määrä vesijäätä. Mars Odyssey -kiertoradalla havaittiin myös, että punaisen planeetan pinnan alla on vesijääkertymiä. Myöhemmin tämä oletus vahvistettiin muilla laitteilla, mutta kysymys veden läsnäolosta Marsissa ratkesi lopulta vuonna 2008, kun planeetan pohjoisnavan lähelle laskeutunut Phoenix-luotain sai vettä Marsin maaperästä.
Geologia ja sisäinen rakenne
Aiemmin Marsissa, kuten maan päällä, tapahtui litosfäärilevyjen liikettä. Tämän vahvistavat Marsin magneettikentän ominaisuudet, joidenkin tulivuorten sijainnit, esimerkiksi Tharsiksen maakunnassa, sekä Mariner Valleyn muoto. Nykyinen tilanne, jossa tulivuoria voi olla olemassa paljon pidempään kuin maan päällä ja saavuttaa jättimäisiä kokoja, viittaa siihen, että nyt tämä liike on melko poissa. Tätä tukee se tosiasia, että kilpi tulivuoret kasvavat toistuvien purkausten seurauksena samasta aukosta pitkän ajan kuluessa. Maapallolla litosfäärilevyjen liikkeen vuoksi tulivuoren pisteet muuttivat jatkuvasti sijaintiaan, mikä rajoitti kilpi tulivuorten kasvua, eivätkä mahdollisesti antaneet niiden saavuttaa korkeuksia, kuten Marsissa. Toisaalta ero tulivuorten maksimikorkeudessa selittyy sillä, että Marsin pienemmän painovoiman ansiosta on mahdollista rakentaa lisää korkeita rakenteita jotka eivät romahtaisi oman painonsa alla.
Marsin ja muiden maanpäällisten planeettojen rakenteen vertailu
Nykyaikaiset Marsin sisäisen rakenteen mallit viittaavat siihen, että Mars koostuu kuoresta, jonka keskipaksuus on 50 km (ja maksimipaksuus jopa 130 km), silikaattivaipasta, jonka paksuus on 1800 km, ja ytimestä, jonka säde on 1480 km. . Tiheyden planeetan keskustassa tulisi olla 8,5 g/cm2. Ydin on osittain nestemäistä ja koostuu pääosin raudasta, johon on lisätty 14-17 % (massa) rikkiä, ja kevyiden alkuaineiden pitoisuus on kaksi kertaa suurempi kuin maan ytimessä. Nykyaikaisten arvioiden mukaan ytimen muodostuminen osui varhaisen vulkanismin ajanjaksoon ja kesti noin miljardi vuotta. Vaippasilikaattien osittainen sulaminen kesti suunnilleen saman ajan. Marsin pienemmän painovoiman vuoksi painealue Marsin vaipassa on paljon pienempi kuin maan päällä, mikä tarkoittaa, että siinä on vähemmän faasisiirtymiä. Oletetaan, että oliviinin faasisiirtymä spinellimodifikaatioon alkaa melko suurista syvyyksistä - 800 km (400 km maan päällä). Relieveksen luonne ja muut piirteet viittaavat astenosfäärin olemassaoloon, joka koostuu osittain sulan aineen vyöhykkeistä. Joillekin Marsin alueille on laadittu yksityiskohtainen geologinen kartta.
Ratahavaintojen ja Marsin meteoriittikokoelman analyysin mukaan Marsin pinta koostuu pääasiassa basaltista. On olemassa todisteita, jotka viittaavat siihen, että osassa Marsin pintaa materiaali sisältää enemmän kvartsia kuin normaali basaltti ja saattaa olla samanlainen kuin maapallon andesiittiset kivet. Nämä samat havainnot voidaan kuitenkin tulkita kvartsilasin läsnäolon hyväksi. Merkittävä osa syvästä kerroksesta koostuu rakeisesta rautaoksidipölystä.
Marsin magneettikenttä
Marsilla on heikko magneettikenttä.
Mars-2- ja Mars-3-asemien magnetometrien lukemien mukaan magneettikentän voimakkuus päiväntasaajalla on noin 60 gammaa, navalla 120 gammaa, mikä on 500 kertaa maapalloa heikompi. AMS Mars-5:n mukaan magneettikentän voimakkuus päiväntasaajalla oli 64 gammaa ja magneettinen momentti 2,4 1022 oersted cm2.
Marsin magneettikenttä on äärimmäisen epävakaa, planeetan eri kohdissa sen voimakkuus voi vaihdella 1,5-2 kertaa, ja magneettiset navat eivät ole samat kuin fysikaaliset navat. Tämä viittaa siihen, että Marsin rautasydän on suhteellisen liikkumaton suhteessa sen kuoreen, eli Maan magneettikentästä vastaava planeettadynamomekanismi ei toimi Marsissa. Vaikka Marsilla ei ole vakaata planeetan magneettikenttää, havainnot ovat osoittaneet, että osa planeetankuoresta on magnetoitunut ja että on tapahtunut muutos magneettiset navat nämä osat menneisyydessä. Näiden osien magnetointi osoittautui samankaltaiseksi kuin valtamerten magneettisia poikkeavuuksia.
Yksi teoria, joka julkaistiin vuonna 1999 ja tutkittiin uudelleen vuonna 2005 (käyttäen miehittämätöntä Mars Global Surveyoria), on, että nämä vyöhykkeet osoittavat levytektoniikkaa 4 miljardia vuotta sitten, ennen kuin planeetan dynamo lakkasi toimimasta aiheuttaen jyrkän heikkenevän magneettikentän. Syyt jyrkälle laskulle ovat epäselviä. On oletettu, että dynamon toiminta on 4 miljardia. vuosi sitten selittyy asteroidin läsnäololla, joka pyöri 50-75 tuhannen kilometrin etäisyydellä Marsin ympäri ja aiheutti epävakautta sen ytimessä. Asteroidi putosi sitten Roche-rajaansa ja romahti. Tämä selitys itsessään sisältää kuitenkin epäselvyyksiä, ja siitä kiistetään tiedeyhteisössä.
Geologinen historia
Maailmanlaajuinen mosaiikki 102 Viking 1 -kiertoradalla 22. helmikuuta 1980.
Ehkä kaukaisessa menneisyydessä suuren taivaankappaleen kanssa tapahtuneen törmäyksen seurauksena ytimen pyöriminen pysähtyi sekä ilmakehän päätilavuuden menetys. Uskotaan, että magneettikentän menetys tapahtui noin 4 miljardia vuotta sitten. Heikosta magneettikentästä johtuen aurinkotuuli tunkeutuu Marsin ilmakehään lähes esteettömästi, ja monet auringon säteilyn vaikutuksesta maapallolla ionosfäärissä ja sen yläpuolella tapahtuvat fotokemialliset reaktiot voidaan havaita Marsissa melkein sen pinnalla.
Marsin geologinen historia sisältää seuraavat kolme aikakautta:
Noachian Epoch (nimetty "Noachian Landin", Marsin alueen mukaan): Marsin vanhimman olemassa olevan pinnan muodostuminen. Se jatkui ajanjaksona 4,5 miljardia - 3,5 miljardia vuotta sitten. Tämän aikakauden aikana pintaa arpeutuivat lukuisat törmäyskraatterit. Tharsiksen provinssin tasango muodostui luultavasti tänä aikana, ja myöhemmin voimakas vesivirtaus.
Hesperin aikakausi: 3,5 miljardia vuotta sitten 2,9 - 3,3 miljardia vuotta sitten. Tätä aikakautta leimaa valtavien laavakenttien muodostuminen.
Amazonin aikakausi (nimetty Marsin "Amazonian tasangon" mukaan): 2,9-3,3 miljardia vuotta sitten nykypäivään. Tämän aikakauden aikana muodostuneilla alueilla on hyvin vähän meteoriittikraattereita, mutta muuten ne ovat täysin erilaisia. Tänä aikana muodostui Olympus-vuori. Tänä aikana laavavirtauksia satoi muualla Marsissa.
Marsin kuut
Marsin luonnolliset satelliitit ovat Phobos ja Deimos. Amerikkalainen tähtitieteilijä Asaph Hall löysi molemmat vuonna 1877. Phobos ja Deimos ovat epäsäännöllisen muotoisia ja hyvin pieniä. Yhden hypoteesin mukaan ne voivat edustaa asteroideja, kuten (5261) Eureka Troijan asteroidiryhmästä, jonka Marsin gravitaatiokenttä on vanginnut. Satelliitit on nimetty Ares-jumalan (eli Marsin) mukana seuraavien hahmojen mukaan - Phobos ja Deimos, jotka persoonallistivat pelkoa ja kauhua, jotka auttoivat sodan jumalaa taisteluissa.
Molemmat satelliitit pyörivät akselinsa ympäri samalla ajanjaksolla kuin Marsin ympärillä, joten ne ovat aina kääntyneet planeettaan samalla puolelta. Marsin vuorovesivaikutus hidastaa vähitellen Phoboksen liikettä ja johtaa lopulta satelliitin putoamiseen Marsiin (säilyttäen nykyisen trendin) tai sen hajoamiseen. Päinvastoin, Deimos on siirtymässä pois Marsista.
Molemmat satelliitit ovat muodoltaan kolmiakselista ellipsoidia lähestyvää, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) on hieman suurempi kuin Deimos (15x12,2x10,4 km). Deimosin pinta näyttää paljon tasaisemmalta, koska suurin osa kraatereista on peitetty hienorakeisella aineella. Ilmeisesti Phoboksella, joka on lähempänä planeettaa ja massiivisempi, meteoriittitörmäyksissä sinkoutunut aine joko osui uudelleen pintaan tai putosi Marsiin, kun taas Deimoksella se pysyi kiertoradalla satelliitin ympärillä pitkään, asettuen vähitellen ja laskeutuen. piilossa epätasainen maasto.
Elämä Marsissa
Suosittu ajatus, että Marsissa asuivat älykkäät marsilaiset, levisi laajalle 1800-luvun lopulla.
Schiaparellin niin sanotuista kanavista tehdyt havainnot yhdistettynä Percival Lowellin samaa aihetta käsittelevään kirjaan tekivät suosituksi ajatuksen planeettasta, joka kuivui, kylmeni, kuolee ja jossa muinainen sivilisaatio kastelutöiden suorittaminen.
Lukuisat muut kuuluisien ihmisten havainnot ja ilmoitukset saivat aikaan niin sanotun "Mars-kuumeen" tämän aiheen ympärillä. Vuonna 1899 tutkiessaan ilmakehän häiriöitä radiosignaalissa vastaanottimilla Coloradon observatoriossa, keksijä Nikola Tesla havaitsi toistuvan signaalin. Sitten hän arveli, että se saattaa olla radiosignaali muilta planeetoilta, kuten Marsilta. Vuonna 1901 annetussa haastattelussa Tesla sanoi, että hänelle tuli ajatus, että häiriöt voitaisiin aiheuttaa keinotekoisesti. Vaikka hän ei pystynyt ymmärtämään niiden merkitystä, hänen oli mahdotonta, että ne syntyivät täysin sattumalta. Hänen mielestään se oli tervehdys planeetalta toiselle.
Teslan teoriaa tuki vahvasti kuuluisa brittiläinen fyysikko William Thomson (Lord Kelvin), joka vieraillessaan Yhdysvalloissa vuonna 1902 sanoi, että hänen mielestään Tesla oli poiminut Yhdysvaltoihin lähetetyn Marsin signaalin. Kelvin kuitenkin kielsi jyrkästi tämän lausunnon ennen kuin hän lähti Amerikasta: "Itse asiassa sanoin, että Marsin asukkaat, jos he ovat olemassa, näkevät varmasti New Yorkin, erityisesti sähkön valon."
Nykyään nestemäisen veden läsnäoloa sen pinnalla pidetään edellytyksenä elämän kehittymiselle ja ylläpitämiselle planeetalla. Vaatimuksena on myös, että planeetan kiertorata on ns. asuttavalla vyöhykkeellä, joka aurinkokunnassa alkaa Venuksen takaa ja päättyy Marsin kiertoradan puolipääakseliin. Perihelionin aikana Mars on tällä vyöhykkeellä, mutta matalapaineinen ohut ilmakehä estää nestemäisen veden ilmestymisen suurelle alueelle pitkäksi aikaa. Viimeaikaiset todisteet viittaavat siihen, että kaikki Marsin pinnalla oleva vesi on liian suolaista ja hapanta tukemaan pysyvää maanpäällistä elämää.
Magnetosfäärin puute ja Marsin äärimmäisen ohut ilmakehä ovat myös elämän ylläpitämisen ongelma. Planeetan pinnalla on erittäin heikko lämpövirtojen liike, se on huonosti eristetty aurinkotuulen hiukkasten pommituksista, lisäksi kuumennettaessa vesi haihtuu välittömästi ohittaen nestemäisen tilan alhaisen paineen vuoksi. Mars on myös kynnyksellä ns. "geologinen kuolema". Tulivuoren toiminnan loppuminen ilmeisesti pysäytti mineraalien ja kemiallisten alkuaineiden kierron planeetan pinnan ja sisäosan välillä.
Todisteet viittaavat siihen, että planeetalla oli aiemmin paljon alttiimpi elämälle kuin nyt. Sieltä ei kuitenkaan ole toistaiseksi löydetty organismien jäänteitä. 1970-luvun puolivälissä toteutetun Viking-ohjelman puitteissa suoritettiin sarja kokeita mikro-organismien havaitsemiseksi Marsin maaperässä. Se on osoittanut myönteisiä tuloksia, kuten tilapäistä hiilidioksidipäästöjen lisääntymistä, kun maapartikkeleita sijoitetaan veteen ja ravinneväliaineisiin. Jotkut tiedemiehet [kenen toimesta?] kuitenkin kiistivät tämän todisteen elämästä Marsissa. Tämä johti heidän pitkään kiistaansa NASA-tutkijan Gilbert Lewinin kanssa, joka väitti, että viikingit olivat löytäneet elämän. Arvioituaan uudelleen viikinkien tiedot extremofiilien nykyisen tieteellisen tiedon valossa todettiin, että suoritetut kokeet eivät olleet riittävän täydellisiä näiden elämänmuotojen havaitsemiseksi. Lisäksi nämä testit voivat jopa tappaa organismit, vaikka niitä olisi näytteissä. Phoenix-ohjelman tekemät testit ovat osoittaneet, että maaperän pH on erittäin emäksinen ja sisältää magnesiumia, natriumia, kaliumia ja kloridia. Maaperän ravinteet riittävät elämään, mutta elämänmuotoja on suojattava voimakkaalta ultraviolettivalolta.
Mielenkiintoista on, että joistakin Marsin alkuperää olevista meteoriiteista löydettiin muodostumia, jotka muistuttavat muodoltaan yksinkertaisimpia bakteereja, vaikka ne ovat kooltaan pienempiä kuin pienimmät maanpäälliset organismit. Yksi näistä meteoriiteista on ALH 84001, joka löydettiin Etelämantereelta vuonna 1984.
Maan havaintojen tulosten ja Mars Express -avaruusaluksen tietojen mukaan Marsin ilmakehässä havaittiin metaania. Marsin olosuhteissa tämä kaasu hajoaa melko nopeasti, joten täydennyslähteen on oltava jatkuva. Tällainen lähde voi olla joko geologinen toiminta (mutta aktiiviset tulivuoret ei löydy Marsista) tai bakteerien elintärkeää toimintaa.
Tähtitieteellisiä havaintoja Marsin pinnalta
Automaattisten ajoneuvojen laskeutumisen jälkeen Marsin pinnalle tuli mahdolliseksi tehdä tähtitieteellisiä havaintoja suoraan planeetan pinnalta. Marsin tähtitieteellisestä sijainnista aurinkokunnassa, ilmakehän ominaisuuksista, Marsin ja sen satelliittien vallankumousjaksosta johtuen kuva Marsin yötaivaasta (ja planeetalta havaittavista tähtitieteellisistä ilmiöistä) poikkeaa maan ja sen satelliittien kiertoilmakuvasta. vaikuttaa monella tapaa epätavalliselta ja mielenkiintoiselta.
Taivaan väri Marsissa
Auringonnousun ja auringonlaskun aikana Marsin taivaalla zeniitissä on punertavan vaaleanpunainen väri ja lähellä Auringon kiekkoa - sinisestä purppuraan, mikä on täysin päinvastainen kuin maallisten aamunkoitteiden kuva.
Keskipäivällä Marsin taivas on keltaoranssi. Syy näihin eroihin värit maan taivas - ohuen, harvinaisen ilmakehän ominaisuudet, joka sisältää Marsin suspendoituneen pölyn. Marsissa Rayleighin säteiden sironta (joka Maan päällä on syynä sininen väri taivas) on merkityksetön, sen vaikutus on heikko. Oletettavasti taivaan kelta-oranssi väritys johtuu myös 1 %:n magnetiittista pölyhiukkasissa, jotka ovat jatkuvasti suspendoituneet Marsin ilmakehään ja joita kausittaiset pölymyrskyt aiheuttavat. Hämärä alkaa kauan ennen auringonnousua ja kestää kauan auringonlaskun jälkeen. Joskus Marsin taivaan väri saa violetin sävyn johtuen valon sironnasta vesijään mikrohiukkasille pilvissä (jälkimmäinen on melko harvinainen ilmiö).
aurinko ja planeetat
Auringon kulmakoko Marsista havaittuna on pienempi kuin Maasta näkyvä ja 2/3 jälkimmäisestä. Marsista peräisin oleva elohopea on käytännössä mahdoton havaita paljain silmin, koska se on äärimmäisen lähellä aurinkoa. Kirkkain planeetta Marsin taivaalla on Venus, toisella sijalla on Jupiter (sen neljä suurinta satelliittia voidaan tarkkailla ilman kaukoputkea), kolmannella on Maa.
Maa on Marsille sisäplaneetta, aivan kuten Venus on Maalle. Vastaavasti Marsista maapalloa havaitaan aamu- tai iltatähtenä, joka nousee ennen aamunkoittoa tai näkyy iltataivaalla auringonlaskun jälkeen.
Maan enimmäisvenymä Marsin taivaalla on 38 astetta. Paljaalla silmällä Maa tulee näkymään kirkkaana (näkyvä tähtimagnitudi noin -2,5) vihertävänä tähteenä, jonka vieressä Kuun kellertävä ja himmeämpi (noin 0,9) tähti on helposti erotettavissa. Teleskoopissa molemmat kohteet näyttävät samat vaiheet. Kuun kierros Maan ympäri tarkkaillaan Marsista seuraavasti: Kuun suurimmalla kulmaetäisyydellä Maasta paljain silmän erottaa helposti Kuun ja Maan: viikossa Kuun "tähdet" ja maa sulautuu yhdeksi silmällä erottamattomaksi tähdeksi, toisella viikolla Kuu on taas näkyvissä maksimietäisyydellä, mutta toisella puolella maata. Ajoittain Marsissa oleva tarkkailija pystyy näkemään Kuun kulun (transit) Maan levyn poikki tai päinvastoin, Kuun peittämisen Maan levyllä. Kuun suurin näennäinen etäisyys Maasta (ja niiden näennäinen kirkkaus) Marsista katsottuna vaihtelee merkittävästi riippuen Maan ja Marsin suhteellisesta sijainnista ja vastaavasti planeettojen välisestä etäisyydestä. Oppositioaikana se on noin 17 minuuttia kaarella, maksimietäisyydellä Maan ja Marsin välillä - 3,5 minuuttia. Maapalloa, kuten muitakin planeettoja, havaitaan horoskoopin tähdistövyöhykkeessä. Marsissa oleva tähtitieteilijä pystyy myös tarkkailemaan Maan kulkua Auringon kiekon poikki, seuraava tapaus tapahtuu 10. marraskuuta 2084.
Kuut - Phobos ja Deimos
Phoboksen kulku Auringon kiekon poikki. Kuvia Opportunitysta
Marsin pinnalta tarkasteltuna Phoboksen näennäinen halkaisija on noin 1/3 kuun kiekosta maan taivaalla ja näennäinen magnitudi noin -9 (suunnilleen kuin Kuu ensimmäisen neljänneksen vaiheessa) . Phobos nousee lännessä ja laskee itään, mutta nousee jälleen 11 tuntia myöhemmin ja ylittää siten Marsin taivaan kahdesti päivässä. Tämän nopean kuun liike taivaalla näkyy helposti yön aikana, samoin kuin vaihtuvat vaiheet. Paljaalla silmällä voidaan erottaa Phoboksen kohokuvion suurin piirre - Stickney-kraatteri. Deimos nousee idässä ja laskee länteen, näyttää kirkkaalta tähdeltä ilman näkyvää kiekkoa, magnitudi -5 (hieman kirkkaampi kuin Venus maan taivaalla), ylittää hitaasti taivaan 2,7 Marsin päivän ajan. Molempia satelliitteja voidaan tarkkailla yötaivaalla samanaikaisesti, jolloin Phobos siirtyy kohti Deimosta.
Sekä Phoboksen että Deimosin kirkkaus on riittävä, jotta Marsin pinnalla olevat esineet luovat teräviä varjoja yöllä. Molemmilla satelliiteilla on suhteellisen pieni kiertoradan kaltevuus Marsin päiväntasaajalle, mikä sulkee pois niiden havainnon planeetan korkeilla pohjoisilla ja eteläisillä leveysasteilla: esimerkiksi Phobos ei koskaan nouse horisontin yläpuolelle 70,4 ° N pohjoispuolella. sh. tai etelään linjasta 70.4° S sh.; Deimokselle nämä arvot ovat 82,7°N. sh. ja 82,7°S sh. Marsissa voidaan havaita Phoboksen ja Deimoksen pimennys, kun ne tulevat Marsin varjoon, sekä Auringonpimennys, joka on vain rengasmainen, koska Phobos on pieni kulmakoko verrattuna aurinkolevyyn.
Taivaallinen pallo
Marsin pohjoisnapa on planeetan akselin kaltevuuden vuoksi Cygnuksen tähdistössä (ekvatoriaaliset koordinaatit: oikea nousu 21h 10m 42s, deklinaatio +52 ° 53,0? eikä sitä merkitse kirkas tähti: lähin tähti napa on kuudennen magnitudin himmeä tähti BD +52 2880 (muut sen nimet ovat HR 8106, HD 201834, SAO 33185). etelänapa maailma (koordinaatit 9h 10m 42s ja -52 °53,0) on muutaman asteen päässä Kappa Sails -tähdestä (näennäinen magnitudi 2,5) - sitä voidaan periaatteessa pitää Marsin etelänapatähtenä.
Marsin ekliptiikan horoskooppitähtikuviot ovat samanlaisia kuin maasta havaitut, yhdellä erolla: kun Auringon vuotuista liikettä tähdistöjen välillä tarkkaillaan, se (kuten muutkin planeetat, mukaan lukien Maa) poistuu tähdistön itäosasta. Kalat, kulkevat 6 päivää Cetuksen tähdistön pohjoisosan läpi ennen kuin pääset takaisin Kalojen länsiosaan.
Marsin tutkimuksen historia
Marsin tutkimus alkoi kauan sitten, jopa 3,5 tuhatta vuotta sitten, muinaisessa Egyptissä. Ensimmäiset yksityiskohtaiset selvitykset Marsin sijainnista tekivät babylonialaiset tähtitieteilijät, jotka kehittivät useita matemaattisia menetelmiä planeetan sijainnin ennustamiseksi. Egyptiläisten ja babylonialaisten tietoja käyttäen antiikin kreikkalaiset (hellenistiset) filosofit ja tähtitieteilijät kehittivät yksityiskohtaisen geosentrisen mallin selittämään planeettojen liikettä. Muutama vuosisataa myöhemmin intialaiset ja islamilaiset tähtitieteilijät arvioivat Marsin koon ja sen etäisyyden Maasta. 1500-luvulla Nicolaus Copernicus ehdotti heliosentristä mallia aurinkokunnan kuvaamiseksi pyöreällä planeetan kiertoradalla. Hänen tuloksiaan tarkisti Johannes Kepler, joka esitteli Marsille tarkemman elliptisen kiertoradan, joka oli sama kuin havaittu.
Vuonna 1659 Francesco Fontana, joka katsoi Marsia kaukoputken läpi, teki ensimmäisen piirroksen planeettasta. Hän kuvasi mustan täplän selkeästi määritellyn pallon keskellä.
Vuonna 1660 mustaan pisteeseen lisättiin kaksi napakorkkia, jotka Jean Dominique Cassini lisäsi.
Vuonna 1888 Venäjällä opiskellut Giovanni Schiaparelli antoi etunimet yksittäisille pintayksityiskohtille: Afroditen, Eritrean, Adrianmeren, Kimmerian meret; Auringon, Kuun ja Phoenixin järviä.
Marsin teleskooppisten havaintojen kukoistusaika tuli 1800-luvun lopulla - 1900-luvun puolivälissä. Se johtuu suurelta osin yleisestä kiinnostuksesta ja tunnetuista tieteellisistä kiistoista havaittujen Marsin kanavien ympärillä. Avaruutta edeltäneen aikakauden tähtitieteilijöistä, jotka tekivät teleskooppihavaintoja Marsista tänä aikana, tunnetuimpia ovat Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Juuri he loivat perustan areografialle ja laativat ensimmäiset yksityiskohtaiset kartat Marsin pinnasta - vaikka ne osoittautuivatkin lähes täysin virheellisiksi automaattisten luotainlentojen jälkeen Marsiin.
Marsin kolonisaatio
Arvioitu näkymä Marsista terraformoinnin jälkeen
Suhteellisen lähellä maanpäällisiä luonnollisia olosuhteita helpottaa tätä tehtävää jonkin verran. Erityisesti maapallolla on paikkoja, joissa luonnolliset olosuhteet ovat samanlaiset kuin Marsissa. Äärimmäisen matalat lämpötilat arktisella alueella ja Etelämantereella ovat verrattavissa jopa Marsin alhaisimpiin lämpötiloihin, ja Marsin päiväntasaaja on kesäkuukausina yhtä lämmin (+20 °C) kuin maan päällä. Myös maapallolla on aavikot, jotka ovat ulkonäöltään samanlaisia kuin Marsin maisema.
Mutta Maan ja Marsin välillä on merkittäviä eroja. Erityisesti Marsin magneettikenttä on noin 800 kertaa heikompi kuin maapallon. Yhdessä harvennetun (Maahan verrattuna satoja kertoja) ilmakehän kanssa tämä lisää sen pintaan pääsevän ionisoivan säteilyn määrää. Amerikkalaisen miehittämättömän ajoneuvon The Mars Odyssey tekemät mittaukset osoittivat, että säteilytausta Marsin kiertoradalla on 2,2 kertaa korkeampi kuin kansainvälisen avaruusaseman säteilytausta. Keskimääräinen annos oli noin 220 milliradia päivässä (2,2 milligraya päivässä tai 0,8 graysia vuodessa). Tällaisessa taustassa olemisen seurauksena saadun altistumisen määrä kolme vuotta, lähestyy astronauteille vahvistettuja turvallisuusrajoja. Marsin pinnalla säteilytausta on jonkin verran alhaisempi ja annos on 0,2-0,3 Gy vuodessa, vaihdellen merkittävästi maastosta, korkeudesta ja paikallisista magneettikentistä riippuen.
Marsissa yleisten mineraalien kemiallinen koostumus on monimuotoisempi kuin muiden maapallon lähellä olevien taivaankappaleiden. 4Frontiers-yhtiön mukaan ne riittävät toimittamaan Marsin lisäksi myös Kuun, Maan ja asteroidivyöhykkeen.
Lentoaika Maasta Marsiin (nykyisellä tekniikalla) on 259 päivää puoliellipsissä ja 70 päivää paraabelissa. Mahdollisten siirtokuntien kanssa viestimiseen voidaan käyttää radioviestintää, jossa on 3-4 minuutin viive kumpaankin suuntaan planeettojen lähimmän lähestymisen aikana (joka toistuu 780 päivän välein) ja noin 20 minuuttia. planeettojen suurimmalla etäisyydellä; katso Kokoonpano (tähtitiede).
Tähän mennessä ei käytännön askeleita Marsia ei ole yritetty kolonisoida, mutta kolonisaatiota kehitetään, esimerkiksi Centenary Spacecraft -projekti, asumismoduulin kehittäminen Deep Space Habitat -planeetalla pysymistä varten.
Marsin tärkeimmät ominaisuudet
© Vladimir Kalanov,
verkkosivusto"Tieto on valtaa".
Marsin tunnelma
Marsin ilmakehän koostumus ja muut parametrit on tähän mennessä määritetty melko tarkasti. Marsin ilmakehä koostuu hiilidioksidista (96 %), typestä (2,7 %) ja argonista (1,6 %). Happea on läsnä mitättömiä määriä (0,13 %). Vesihöyry esitetään jälkinä (0,03 %). Paine pinnalla on vain 0,006 (kuusi tuhannesosaa) Maan pinnan paineesta. Marsin pilvet koostuvat vesihöyrystä ja hiilidioksidista ja näyttävät joltakin cirruspilviltä Maan yläpuolella.
Marsin taivaan väri on punertava ilmassa olevan pölyn vuoksi. Erittäin harvinainen ilma ei siirrä lämpöä hyvin, joten planeetan eri osissa on suuri lämpötilaero.
Ilmakehän harvinaisuudesta huolimatta sen alemmat kerrokset muodostavat melko vakavan esteen avaruusaluksille. Joten, laskeutuvien ajoneuvojen kartiomaiset suojakuoret "Mariner-9"(1971) Marsin ilmakehän kulkiessa ylimmistä kerroksistaan 5 km:n etäisyydelle planeetan pinnasta, ne lämmitettiin 1500 °C:n lämpötilaan. Marsin ionosfääri ulottuu 110-130 km planeetan pinnan yläpuolelle.
Marsin liikkeestä
Mars voidaan nähdä maasta paljaalla silmällä. Sen näennäinen tähtien magnitudi on −2,9 metriä (lähimmällä lähestymisellään Maata), kirkkaudeltaan toiseksi vain Venuksen, Kuun ja Auringon jälkeen, mutta suurimman osan ajasta Jupiter on maallisen tarkkailijan kannalta kirkkaampi kuin Mars. Mars kiertää Auringon elliptisellä kiertoradalla, poistuu sitten tähdestä 249,1 miljoonan kilometrin etäisyydellä ja lähestyy sitä sitten 206,7 miljoonan kilometrin etäisyydelle.
Jos tarkkailet tarkkaan Marsin liikettä, voit nähdä, että vuoden aikana sen liikkeen suunta taivaalla muuttuu. Muuten, muinaiset tarkkailijat huomasivat tämän. Jossain vaiheessa näyttää siltä, että Mars liikkuu päinvastaiseen suuntaan. Mutta tämä liike näkyy vain maapallolta. Mars ei tietenkään voi suorittaa mitään käänteistä liikettä kiertoradalla. Ja käänteisen liikkeen näkyvyys syntyy, koska Marsin kiertorata on Maan kiertoradan ulkopuolinen ja keskimääräinen liikenopeus Auringon kiertoradalla on suurempi Maan (29,79 km / s) kuin Marsin kiertoradalla. (24,1 km/s). Sillä hetkellä, kun Maa alkaa ohittaa Marsin liikkeessään Auringon ympäri, ja näyttää siltä, että Mars aloitti käänteisen tai, kuten tähtitieteilijät kutsuvat, taaksepäin liikkeen. Käänteisen (takaisin) liikkeen kaavio kuvaa tätä ilmiötä hyvin.
Marsin tärkeimmät ominaisuudet
| Parametrien nimi | Määrälliset indikaattorit |
| Keskimääräinen etäisyys Auringosta | 227,9 miljoonaa km |
| Minimietäisyys Auringosta | 206,7 miljoonaa km |
| Suurin etäisyys Auringosta | 249,1 miljoonaa km |
| Päiväntasaajan halkaisija | 6786 km (Mars on kooltaan lähes puolet Maan koosta - sen päiväntasaajan halkaisija on ~ 53 % maan halkaisijasta) |
| Keskimääräinen kiertonopeus Auringon ympäri | 24,1 km/s |
| Pyörimisjakso oman akselinsa ympäri (Sideerinen ekvatoriaalinen kiertojakso) | 24 h 37 min 22,6 s |
| Vallankumousaika auringon ympäri | 687 päivää |
| Tunnetut luonnolliset satelliitit | 2 |
| Massa (Maa = 1) | 0,108 (6,418 × 10 23 kg) |
| Äänenvoimakkuus (Earth = 1) | 0,15 |
| Keskimääräinen tiheys | 3,9 g/cm³ |
| Keskimääräinen pintalämpötila | miinus 50°C (lämpötilaero on -153°C napalla talvella ja +20°C päiväntasaajalla keskipäivällä) |
| Akselin kallistus | 25°11" |
| Orbitaalin kaltevuus suhteessa ekliptiikkaan | 1°9" |
| Pintapaine (maa = 1) | 0,006 |
| Ilmakehän koostumus | CO 2 - 96 %, N - 2,7 %, Ar - 1,6 %, O 2 - 0,13 %, H 2O (höyryt) - 0,03 % |
| Vapaan pudotuksen kiihtyvyys päiväntasaajalla | 3,711 m/s² (0,378 Earth) |
| parabolinen nopeus | 5,0 km/s (Maan 11,2 km/s) |
Taulukko osoittaa, kuinka suurella tarkkuudella Mars-planeetan pääparametrit määritetään. Tämä ei ole yllättävää, jos pitää mielessä, että tähtitieteellisiin havaintoihin ja tutkimukseen käytetään nykyään nykyaikaisimpia tieteellisiä menetelmiä ja erittäin tarkkoja laitteita. Mutta täysin erilaisella tunteella käsittelemme sellaisia tieteen historian tosiasioita, jolloin menneiden vuosisatojen tiedemiehet, joilla ei usein ollut käytössään tähtitieteellisiä välineitä, lukuun ottamatta yksinkertaisimpia kaukoputkia pienellä lisäyksellä (enintään 15-20 kertaa). ), teki tarkkoja tähtitieteellisiä laskelmia ja jopa löysi taivaankappaleiden liikelait.
Muistetaan esimerkiksi, että italialainen tähtitieteilijä Giandomenico Cassini määritti jo vuonna 1666 (!) Marsin kiertoajan akselinsa ympäri. Hänen laskelmansa antoivat tulokseksi 24 tuntia ja 40 minuuttia. Vertaa tätä tulosta Marsin pyörimisjaksoon akselinsa ympäri, joka on määritetty nykyaikaisilla teknisillä keinoilla (24 tuntia 37 minuuttia 23 sekuntia). Tarvitaanko täällä kommenttejamme?
Tai sellainen esimerkki. aivan 1600-luvun alussa hän löysi planeettojen liikkeen lait, koska hänellä ei ollut tarkkoja tähtitieteellisiä laitteita eikä matemaattista laitetta sellaisten geometristen kuvioiden, kuten ellipsin ja soikean, pinta-alan laskemiseen. Näkövirheestä kärsiessään hän teki tarkimmat tähtitieteelliset mittaukset.
Tällaiset esimerkit osoittavat toiminnan ja innostuksen suuren merkityksen tieteessä sekä omistautumisen asialle, jota ihminen palvelee.
© Vladimir Kalanov,
"Tieto on valtaa"
