Mihotajúca sa v časoch konfrontácie so zlovestnou krvavočervenou farbou a vyvolávajúca primitívny mystický strach, tajomná a tajomná hviezda, ktorú starí Rimania pomenovali na počesť boha vojny Marsa (Ares medzi Grékmi), sotva by pasovalo na ženské meno. Gréci ho nazývali aj Phaeton pre jeho „žiarivý a brilantný“vzhľad, ktorému povrch Marsu vďačí za žiarivú farbu a „mesačný“reliéf so sopečnými krátermi, preliačinami po dopadoch obrovských meteoritov, údoliami a púšťami.
Orbitálne charakteristiky
Excentricita eliptickej obežnej dráhy Marsu je 0,0934, čo spôsobuje rozdiel medzi maximálnou (249 miliónov km) a minimálnou (207 miliónov km) vzdialenosti od Slnka, v dôsledku čoho množstvo slnečnej energie vstupujúcej do planéta sa pohybuje v rozmedzí 20 – 30 %.
Priemerná orbitálna rýchlosť je 24,13 km/s. Marsúplne obehne Slnko za 686,98 pozemských dní, čo dvakrát presiahne periódu Zeme, a otočí sa okolo vlastnej osi takmer rovnakým spôsobom ako Zem (za 24 hodín 37 minút). Uhol sklonu obežnej dráhy k rovine ekliptiky je podľa rôznych odhadov určený od 1,51 ° do 1,85 ° a sklon obežnej dráhy k rovníku je 1,093 °. Vo vzťahu k rovníku Slnka je dráha Marsu naklonená pod uhlom 5,65 ° (a Zem je asi 7 °). Výrazný sklon rovníka planéty k rovine obežnej dráhy (25,2°) vedie k výrazným sezónnym klimatickým zmenám.
Fyzikálne parametre planéty
Mars je medzi planétami slnečnej sústavy na siedmom mieste z hľadiska veľkosti a z hľadiska vzdialenosti od Slnka je na štvrtom mieste. Objem planéty je 1,638 × 1011 km³ a hmotnosť je 0,105 – 0,108 hmotnosti Zeme (6,44 × 1023 kg), čo jej dáva hustotu asi 30 % (3,95 g/cm3). Zrýchlenie voľného pádu v rovníkovej oblasti Marsu je určené v rozsahu od 3,711 do 3,76 m/s². Rozloha sa odhaduje na 144 800 000 km². Atmosférický tlak kolíše v rozmedzí 0,7-0,9 kPa. Rýchlosť potrebná na prekonanie gravitácie (druhý priestor) je 5 072 m/s. Na južnej pologuli je priemerný povrch Marsu o 3–4 km vyšší ako na severnej pologuli.
Klimatické podmienky
Celková hmotnosť atmosféry Marsu je približne 2,51016 kg, no v priebehu roka sa značne mení v dôsledku topenia alebo „mrznutia“polárnych čiapočiek obsahujúcich oxid uhličitý. Priemerný tlak na úrovni povrchu (asi 6,1 mbar) je takmer 160-krát menší ako blízko povrchu našej planéty, ale v hlbokých depresiáchdosahuje 10 mbar. Podľa rôznych zdrojov sa sezónne poklesy tlaku pohybujú od 4,0 do 10 mbar.
95,32 % atmosféry Marsu pozostáva z oxidu uhličitého, asi 4 % tvorí argón a dusík a kyslík spolu s vodnou parou tvorí menej ako 0,2 %.
Veľmi riedka atmosféra nedokáže udržať teplo dlho. Napriek „horúcej farbe“, ktorou sa planéta Mars odlišuje od ostatných, teplota na povrchu v zime na póle klesá na -160°C a v lete na rovníku sa povrch môže zohriať len do +30°C počas deň.
Klíma je sezónna, rovnako ako na Zemi, ale predlžovanie obežnej dráhy Marsu vedie k výrazným rozdielom v trvaní a teplotnom režime ročných období. Chladná jar a leto na severnej pologuli spolu trvajú oveľa viac ako polovicu marťanského roka (371 marťanských dní) a zima a jeseň sú krátke a mierne. Letá na juhu sú horúce a krátke, zatiaľ čo zimy sú chladné a dlhé.
Sezónne klimatické zmeny sa najvýraznejšie prejavujú v správaní polárnych čiapočiek, zložených z ľadu s prímesou jemných prachovitých čiastočiek hornín. Predná časť severnej polárnej čiapky sa môže vzdialiť od pólu takmer o tretinu vzdialenosti k rovníku a hranica južnej čiapky dosahuje polovicu tejto vzdialenosti.
Teplotu na povrchu planéty určoval už začiatkom 20. rokov minulého storočia teplomer umiestnený presne v ohnisku odrazového ďalekohľadu namiereného na Mars. Prvé merania (do roku 1924) vykazovali hodnoty od -13 do -28 °C a v roku 1976 boli špecifikované dolné a horné teplotné limity.pristála na Marse kozmická loď Viking.
Marťanská prachová búrka
„Vystavenie“prachovým búrkam, ich rozsah a správanie odhalili záhadu, ktorú Mars dlho držal. Povrch planéty záhadne mení farbu a uchvacuje pozorovateľov už od staroveku. Ukázalo sa, že príčinou „chameleonizmu“sú prachové búrky.
Náhle teplotné zmeny na Červenej planéte spôsobujú nekontrolovateľné prudké vetry, ktorých rýchlosť dosahuje 100 m/s, a nízka gravitácia, napriek riedkosti vzduchu, umožňuje vetrom zdvihnúť obrovské masy prachu do výšky viac ako 10 km.
Prachové búrky sú tiež poháňané prudkým zvýšením atmosférického tlaku spôsobeného vyparovaním zamrznutého oxidu uhličitého zo zimných polárnych čiapok.
Prachové búrky, ako ukazujú snímky povrchu Marsu, sa priestorovo priťahujú k polárnym čiapkam a môžu pokryť obrovské oblasti, ktoré trvajú až 100 dní.
Ďalším prašným pohľadom, za ktorý Mars vďačí anomálnym teplotným zmenám, sú tornáda, ktoré sa na rozdiel od pozemských „kolegov“potulujú nielen v púštnych oblastiach, ale aj na svahoch sopečných kráterov a impaktných lievikov. nahor až 8 km. Ukázalo sa, že ich stopy sú obrovské rozvetvené pruhované kresby, ktoré zostali dlho záhadné.
Prachové búrky a tornáda sa vyskytujú najmä počas veľkých opozícií, keď leto na južnej pologuli pripadá na obdobie prechodu Marsu cez bod dráhy najbližšie k Slnkuplanéty (perihélium).
Snímky povrchu Marsu, ktoré urobila kozmická loď Mars Global Surveyor, , ktorá obieha okolo planéty od roku 1997, sa ukázali ako veľmi plodné pre tornáda.
Niektoré tornáda zanechávajú stopy, zametajú alebo nasávajú sypkú povrchovú vrstvu jemných čiastočiek pôdy, iné nezanechávajú ani „odtlačky prstov“, iné zúrivo kreslia zložité obrazce, pre ktoré ich nazývali prachovými diablami. Whirlwinds fungujú spravidla osamote, ale neodmietajú ani skupinové „reprezentácie“.
Funkcie úľavy
Pravdepodobne každý, kto sa vyzbrojený výkonným teleskopom po prvý raz pozrel na Mars, povrch planéty okamžite pripomínal mesačnú krajinu a v mnohých oblastiach je to pravda, ale geomorfológia Marsu je zvláštne a jedinečné.
Regionálne črty reliéfu planéty sú spôsobené asymetriou jej povrchu. Prevládajúce ploché povrchy severnej pologule sú 2–3 km pod podmienene nulovou úrovňou a na južnej pologuli je povrch komplikovaný krátermi, údoliami, kaňonmi, depresiami a kopcami 3–4 km nad základnou úrovňou. Prechodová zóna medzi oboma hemisférami, široká 100–500 km, je morfologicky vyjadrená silne erodovaným obrovským srázom, vysokým takmer 2 km, pokrývajúcim takmer 2/3 obvodu planéty a vyznačený systémom zlomov.
Prevládajúce tvary terénu, ktoré charakterizujú povrch Marsuposiate krátermi rôznej genézy, pahorkatiny a priehlbiny, impaktné štruktúry kruhových priehlbín (multiprstencové kotliny), lineárne pretiahnuté pahorkatiny (hrebene) a nepravidelne tvarované strmé kotliny.
Vyvýšeniny s plochými vrcholmi so strmými okrajmi (mesas), rozsiahle ploché krátery (štítové sopky) s erodovanými svahmi, meandrovité údolia s prítokmi a ramenami, zarovnané vrchoviny (náhorné plošiny) a oblasti náhodne sa striedajúcich kaňonovitých údolí (bludisko) sú rozšírené.
Charakteristické pre Mars sú klesajúce priehlbiny s chaotickým a beztvarým reliéfom, rozšírené, komplexne postavené stupne (chyby), séria subparalelných hrebeňov a brázd, ako aj rozsiahle pláne úplne „pozemského“vzhľadu.
Prstencové kráterové panvy a veľké (s priemerom viac ako 15 km) krátery sú určujúcimi morfologickými znakmi veľkej časti južnej pologule.
Najvyššie položené oblasti planéty s názvami Tharsis a Elysium sa nachádzajú na severnej pologuli a predstavujú obrovské vulkanické vysočiny. Plošina Tharsis, ktorá sa týči nad rovinatým okolím v dĺžke takmer 6 km, sa tiahne v dĺžke 4000 km a zemepisnej šírke 3000 km. Na náhornej plošine sa nachádzajú 4 obrovské sopky s výškou od 6,8 km (hora Alba) do 21,2 km (hora Olymp, priemer 540 km). Vrcholy pohorí (sopky) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) a Arsia (Arsia) sú v nadmorskej výške 14, 18 a 19 km. Mount Alba stojí osamotene severozápadne od prísneho radu ďalších sopiek aIde o štítovú vulkanickú štruktúru s priemerom asi 1500 km. Volcano Olympus (Olympus) - najvyššia hora nielen na Marse, ale v celej slnečnej sústave.
Dve rozsiahle poludníkové nížiny susedia s provinciou Tharsis z východu a západu. Povrchové značky západnej nížiny s názvom Amazonia sú blízko nulovej úrovne planéty a najnižšie časti východnej depresie (Chris Plain) sú 2-3 km pod nulovou úrovňou.
V rovníkovej oblasti Marsu sa nachádza druhá najväčšia sopečná vysočina Elysium s priemerom asi 1500 km. Plošina sa týči 4–5 km nad základňou a nesie tri sopky (vlastná Mount Elysium, Albor Dome a Mount Hekate). Najvyšší vrch Elysium narástol na 14 km.
Na východ od náhornej plošiny Tharsis v rovníkovej oblasti sa pozdĺž škály Marsu (takmer 5 km) tiahne obrovský trhlinovitý systém údolí (kaňonov) Mariner, ktorý presahuje dĺžku jedného z najväčších Kaňony na Zemi sú takmer 10-krát a 7-krát širšie a hlbšie. Priemerná šírka dolín je 100 km a takmer strmé rímsy ich strán dosahujú výšku 2 km. Linearita štruktúr naznačuje ich tektonický pôvod.
Vo výškach južnej pologule, kde je povrch Marsu jednoducho posiaty krátermi, sa nachádzajú najväčšie kruhové rázové depresie na planéte s názvami Argir (asi 1500 km) a Hellas (2300 km).
Hellasská nížina je hlbšia ako všetky priehlbiny planéty (takmer 7000 m pod priemernou úrovňou) a presah nížiny Argir jev pomere k úrovni okolitého kopca je 5,2 km. Podobná zaoblená nížina, nížina Isis (1100 km v priemere), sa nachádza v rovníkovej oblasti východnej pologule planéty a na severe susedí s Elyzskou nížinou.
Na Marse je známych asi 40 ďalších takýchto viackruhových nádrží, ale menších rozmerov.
Na severnej pologuli je najväčšia nížina na planéte (Severná nížina), ktorá hraničí s polárnou oblasťou. Značky roviny sú pod nulovou úrovňou povrchu planéty.
Eolské krajiny
Bolo by ťažké opísať povrch Zeme niekoľkými slovami, vzťahovať sa na planétu ako celok, ale aby ste získali predstavu o tom, aký povrch má Mars, ak jednoducho nazvete je to bez života a suchá, červenohnedá, skalnatá piesočnatá púšť, pretože členitý reliéf planéty je vyhladený uvoľnenými aluviálnymi nánosmi.
Liparské krajiny zložené z piesočnato-jemného bahnitého materiálu s prachom, ktoré vznikli v dôsledku veternej činnosti, pokrývajú takmer celú planétu. Sú to obyčajné (ako na zemi) duny (priečne, pozdĺžne a diagonálne) s veľkosťou od niekoľkých stoviek metrov do 10 km, ako aj vrstvené eolsko-ľadovcové nánosy polárnych čiapok. Špeciálny reliéf „vytvorený Aeolom“sa obmedzuje na uzavreté štruktúry – dná veľkých kaňonov a kráterov.
morfologická aktivita vetra, ktorá určuje zvláštne črty povrchu Marsu, sa prejavovala intenzívnymierózia (deflácia), ktorá mala za následok vznik charakteristických, „rytých“povrchov s bunkovými a lineárnymi štruktúrami.
Laminované eolsko-ľadovcové útvary zložené z ľadu zmiešaného so zrážkami pokrývajú polárne čiapky planéty. Ich sila sa odhaduje na niekoľko kilometrov.
Geologické charakteristiky povrchu
Podľa jednej z existujúcich hypotéz o modernom zložení a geologickej stavbe Marsu sa vnútorné jadro malej veľkosti, pozostávajúce najmä zo železa, niklu a síry, najprv roztavilo z primárnej látky planéty. Potom sa okolo jadra vytvorila homogénna litosféra s hrúbkou asi 1000 km spolu s kôrou, v ktorej pravdepodobne dnes pokračuje aktívna sopečná činnosť s vyvrhovaním stále nových častí magmy na povrch. Hrúbka marťanskej kôry sa odhaduje na 50-100 km.
Odkedy sa človek začal pozerať na najjasnejšie hviezdy, vedcov, rovnako ako všetkých ľudí, ktorým nie sú ľahostajní vesmírni susedia, okrem iných záhad, zaujímalo predovšetkým to, aký povrch má Mars.
Takmer celá planéta je pokrytá vrstvou hnedo-žlto-červeného prachu zmiešaného s jemným prachovým a piesčitým materiálom. Hlavnou zložkou voľnej pôdy sú silikáty s veľkou prímesou oxidov železa, ktoré dodávajú povrchu červenkastý odtieň.
Podľa výsledkov mnohých štúdií uskutočnených kozmickými loďami nie sú výkyvy v elementárnom zložení voľných usadenín povrchovej vrstvy planéty také významné, aby naznačovali širokú škálu minerálneho zloženia hôrhorniny, ktoré tvoria marťanskú kôru.
V pôde je stanovený priemerný obsah kremíka (21 %), železa (12,7 %), horčíka (5 %), vápnika (4 %), hliníka (3 %), síry (3,1 %), ako aj draslík a chlór (<1%) naznačili, že základom sypaných ložísk povrchu sú produkty deštrukcie vyvrelých a vulkanických hornín základného zloženia v blízkosti baz altov zeme. Vedci spočiatku pochybovali o významnej diferenciácii kamennej škrupiny planéty z hľadiska minerálneho zloženia, ale štúdie podložia Marsu uskutočnené v rámci projektu Mars Exploration Rover (USA) viedli k senzačnému objavu analógov pozemských andezity (horniny stredného zloženia).
Tento objav, neskôr potvrdený početnými nálezmi podobných hornín, umožnil usúdiť, že Mars, podobne ako Zem, môže mať diferencovanú kôru, o čom svedčí významný obsah hliníka, kremíka a draslíka.
Na základe obrovského množstva snímok urobených kozmickou loďou a umožnili posúdiť, z čoho pozostáva povrch Marsu, okrem vyvrelých a vulkanických hornín je zrejmá aj prítomnosť vulkanicko-sedimentárnych hornín a sedimentárnych usadenín planéty, ktoré sú rozpoznané charakteristickým oddelením platní a vrstvením fragmentov výbežkov.
Povaha vrstvenia hornín môže naznačovať ich vznik v moriach a jazerách. Oblasti sedimentárnych hornín boli zaznamenané na mnohých miestach planéty a najčastejšie sa nachádzajú v rozsiahlych kráteroch.
Vedci nevylučujú „suchú“tvorbu zrážok ich marťanského prachu s ich ďalšímlitifikácia (skamenenie).
Permafrostové útvary
Zvláštne miesto v morfológii povrchu Marsu zaujímajú formácie permafrostu, z ktorých väčšina sa objavila v rôznych štádiách geologickej histórie planéty v dôsledku tektonických pohybov a vplyvu exogénnych faktorov.
Na základe štúdia veľkého množstva vesmírnych snímok vedci jednomyseľne dospeli k záveru, že voda zohráva významnú úlohu pri formovaní vzhľadu Marsu spolu so sopečnou činnosťou. Sopečné erupcie viedli k roztopeniu ľadovej pokrývky, čo zase poslúžilo na rozvoj vodnej erózie, ktorej stopy sú viditeľné dodnes.
Skutočnosť, že permafrost na Marse vznikol už v najskorších štádiách geologickej histórie planéty, svedčia nielen polárne čiapky, ale aj špecifické tvary terénu podobné krajine v zónach permafrostu na Zemi.
Vortexové útvary, ktoré na satelitných snímkach vyzerajú ako vrstvené usadeniny v polárnych oblastiach planéty, zblízka sú systémom terás, ríms a priehlbín, ktoré vytvárajú rôzne formy.
Nánosy polárnych čiapok s hrúbkou niekoľkých kilometrov pozostávajú z vrstiev oxidu uhličitého a vodného ľadu zmiešaného s bahnitým a jemným bahnitým materiálom.
Dip-subsidenčné tvary charakteristické pre rovníkovú zónu Marsu sú spojené s procesom ničenia kryogénnych vrstiev.
Voda na Marse
Na väčšine povrchu Marsu nemôže voda existovať v kvapalinestavu v dôsledku nízkeho tlaku, ale v niektorých regiónoch s celkovou rozlohou približne 30 % plochy planéty odborníci z NASA pripúšťajú prítomnosť tekutej vody.
Spoľahlivo zavedené zásoby vody na Červenej planéte sú sústredené najmä v povrchovej vrstve permafrostu (kryosféra) s hrúbkou až niekoľko stoviek metrov.
Vedci nevylučujú existenciu reliktných jazier tekutej vody a pod vrstvami polárnych čiapok. Na základe odhadovaného objemu marťanskej kryolitosféry sa zásoby vody (ľadu) odhadujú na približne 77 miliónov km³ a ak vezmeme do úvahy pravdepodobný objem roztopených hornín, toto číslo by sa mohlo znížiť na 54 miliónov km³.
Okrem toho existuje názor, že pod kryolitosférou môžu byť vrstvy s obrovskými zásobami slanej vody.
Mnoho faktov naznačuje prítomnosť vody na povrchu planéty v minulosti. Hlavnými svedkami sú minerály, ktorých tvorba predpokladá účasť vody. V prvom rade je to hematit, ílové minerály a sírany.
Marťanské oblaky
Celkové množstvo vody v atmosfére „vysušenej“planéty je viac ako 100 miliónov krát menšie ako na Zemi, a napriek tomu je povrch Marsu pokrytý, aj keď vzácnymi a nenápadnými, ale skutočnými a dokonca modrastými oblakmi, ktorý však pozostáva z ľadového prachu. Oblačnosť sa tvorí v širokom rozmedzí nadmorských výšok od 10 do 100 km a sústreďuje sa najmä v rovníkových pásme, zriedka stúpa nad 30 km.
Ľadové hmly a oblaky sú v zime tiež bežné pri polárnych čiapkach (polárny opar), ale tu môžu„klesnúť“pod 10 km.
Oblaky môžu získať svetloružovú farbu, keď sa ľadové častice zmiešajú s prachom zdvihnutým z povrchu.
Boli zaznamenané oblaky najrôznejších tvarov vrátane vlnitých, pruhovaných a cirrusových.
Marťanská krajina z ľudskej výšky
Po prvý raz vidieť, ako vyzerá povrch Marsu z výšky vysokého muža (2,1 m), v roku 2012 umožnilo „rameno“vozítka kuriozít vyzbrojeného kamerou. Pred užasnutým pohľadom robota sa objavila „piesočnatá“, štrkovo-štrková pláň, posiata drobnými dlažobnými kockami, so vzácnymi plochými výbežkami, možno podložím, sopečnými horninami.
Fádny a monotónny obraz na jednej strane oživil kopcovitý hrebeň okraja krátera Gale a na druhej strane mierne sa zvažujúca masa hory Mount Sharp, vysoká 5,5 km, ktorá bola objektom tzv. lov kozmickej lode.
Pri plánovaní trasy po dne krátera autori projektu zrejme ani len netušili, že povrch Marsu nasnímaný roverom Curiosity bude taký rôznorodý a heterogénny. očakávanie, že uvidím len nudnú a monotónnu púšť.
Na ceste k Mount Sharp musel robot prekonať členité, doskové ploché povrchy, mierne stupňovité svahy vulkanicko-sedimentárnych (súdiac podľa vrstvenej textúry na úlomkoch) hornín, ako aj blokové závaly tmavomodrej farby vulkanické horniny s bunkovým povrchom.
Prístroj po ceste strieľal na ciele „označené zhora“(dlažobné kocky) laserovými impulzmi a vyvŕtal malé jamky (do hĺbky 7 cm), aby študoval materiálové zloženie vzoriek. Analýza získaného materiálu okrem obsahu horninotvorných prvkov charakteristických pre horniny základného zloženia (čadiča) preukázala prítomnosť zlúčenín síry, dusíka, uhlíka, chlóru, metánu, vodíka a fosforu, tj. "komponenty života".
Okrem toho boli nájdené ílové minerály, ktoré vznikli v prítomnosti vody s neutrálnou kyslosťou a nízkou koncentráciou solí.
Na základe týchto informácií, v spojení s predtým získanými informáciami, sa vedci priklonili k záveru, že pred miliardami rokov bola na povrchu Marsu tekutá voda a hustota atmosféry je oveľa vyššia ako dnes.
Ranná hviezda Marsu
Odkedy sonda Mars Global Surveyor v máji 2003 obiehala okolo Červenej planéty vo vzdialenosti 139 miliónov km okolo sveta, takto vyzerá Zem z povrchu Marsu.
V skutočnosti však naša planéta odtiaľ vyzerá približne tak, ako vidíme Venušu ráno a večer, len žiari v hnedastej čierni marťanskej oblohy, osamelá (okrem slabo rozlíšiteľného Mesiaca) malá bodka je o niečo jasnejšia ako Venuša.
Prvý obrázok Zeme z povrchu bolvyrobené v skorých ranných hodinách z roveru Spirit v marci 2004 a Zem pózovala „ruka v ruke s Mesiacom“pre kozmickú loď Curiosity v roku 2012 a ukázalo sa, že je ešte „krajšia“ako prvýkrát.
