Atmosfera Marsa - skład chemiczny, warunki pogodowe i klimat w przeszłości. NASA proponuje przywrócenie atmosfery Marsa za pomocą tarczy magnetycznej

Mars jest czwartą najbardziej odległą planetą od Słońca i siódmą (przedostatnią) co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym; Masa planety stanowi 10,7% masy Ziemi. Nazwany na cześć Marsa – starożytnego rzymskiego boga wojny, odpowiadającego starożytnemu greckiemu Aresowi. Mars jest czasami nazywany „czerwoną planetą” ze względu na czerwonawy odcień jego powierzchni nadawany przez tlenek żelaza.

Mars - planeta grupa naziemna z rozrzedzoną atmosferą (ciśnienie na powierzchni jest 160 razy mniejsze niż na Ziemi). Cechy rzeźby powierzchni Marsa można uznać za kratery uderzeniowe, takie jak te na Księżycu, a także wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe, takie jak te na Ziemi.

Mars ma dwóch naturalnych satelitów - Fobos i Deimos (w tłumaczeniu ze starożytnej greki - „strach” i „przerażenie” - imiona dwóch synów Aresa, którzy towarzyszyli mu w bitwie), które są stosunkowo małe (Fobos - 26 x 21 km, Deimos - 13 km szerokości) i mają nieregularny kształt.

Wielkie opozycje Marsa, 1830-2035

Mars jest czwartą najbardziej odległą od Słońca (po Merkurym, Wenus i Ziemi) i siódmą co do wielkości (przewyższającą jedynie Merkurego pod względem masy i średnicy) planetą w Układzie Słonecznym. Masa Marsa stanowi 10,7% masy Ziemi (6,423 1023 kg wobec 5,9736 1024 kg dla Ziemi), jego objętość wynosi 0,15 objętości Ziemi, a średnia średnica liniowa wynosi 0,53 średnicy Ziemi (6800 km).

Topografia Marsa ma wiele unikalnych cech. Wygasły wulkan marsjański Olimp to najwyższa góra w Układzie Słonecznym, a Valles Marineris to największy kanion. Ponadto w czerwcu 2008 r. trzy artykuły opublikowane w czasopiśmie Nature dostarczyły dowodów na istnienie największego znanego krateru uderzeniowego w Układzie Słonecznym na północnej półkuli Marsa. Jego długość wynosi 10 600 km, a szerokość 8500 km, czyli około cztery razy więcej niż największy krater uderzeniowy odkryty wcześniej również na Marsie, w pobliżu jego bieguna południowego.

Oprócz podobnej topografii powierzchni Mars ma okres rotacji i cykle sezonowe podobne do ziemskiego, ale jego klimat jest znacznie chłodniejszy i bardziej suchy niż ziemski.

Aż do pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku wielu badaczy uważało, że na jego powierzchni znajduje się woda w stanie ciekłym. Opinia ta opierała się na obserwacjach okresowych zmian obszarów jasnych i ciemnych, zwłaszcza na szerokościach polarnych, które przypominały kontynenty i morza. Niektórzy obserwatorzy zinterpretowali ciemne rowki na powierzchni Marsa jako kanały irygacyjne dla wody w stanie ciekłym. Później udowodniono, że te rowki były złudzeniem optycznym.

Ze względu na niskie ciśnienie woda nie może istnieć w stanie ciekłym na powierzchni Marsa, ale jest prawdopodobne, że w przeszłości warunki były inne i dlatego nie można wykluczyć obecności prymitywnego życia na planecie. 31 lipca 2008 roku na Marsie odkryto wodę w postaci lodu statek kosmiczny NASA „Feniks” (ang. „Phoenix”).

W lutym 2009 r. konstelacja badań orbitalnych krążąca wokół Marsa posiadała trzy działające statki kosmiczne: Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Satellite, więcej niż wokół jakiejkolwiek innej planety poza Ziemią.

Powierzchnię Marsa badają obecnie dwa łaziki: Spirit i Opportunity. Na powierzchni Marsa znajduje się także kilka nieaktywnych lądowników i łazików, które zakończyły eksplorację.

Zebrane przez nich dane geologiczne sugerują, że większość powierzchni Marsa była wcześniej pokryta wodą. Obserwacje przeprowadzone w ciągu ostatniej dekady ujawniły słabą aktywność gejzerów w niektórych miejscach na powierzchni Marsa. Według obserwacji wykonanych przez sondę Mars Global Surveyor części południowej czapy polarnej Marsa stopniowo się cofają.

Marsa można zobaczyć z Ziemi gołym okiem. Jej pozorna wielkość osiąga 2,91 m (w momencie największego zbliżenia się do Ziemi), co stanowi ustąpienie jasności jedynie Jowiszowi (i nie zawsze podczas wielkiej opozycji) i Wenus (ale tylko rano lub wieczorem). Zwykle podczas wielkiej opozycji pomarańczowy Mars jest najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie Ziemi, ale zdarza się to tylko raz na 15-17 lat przez jeden do dwóch tygodni.

Charakterystyka orbity

Minimalna odległość Marsa od Ziemi wynosi 55,76 mln km (kiedy Ziemia znajduje się dokładnie pomiędzy Słońcem a Marsem), maksymalna to około 401 mln km (kiedy Słońce znajduje się dokładnie pomiędzy Ziemią a Marsem).

Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 milionów km (1,52 AU), okres obiegu wokół Słońca wynosi 687 dni ziemskich. Orbita Marsa ma dość zauważalną ekscentryczność (0,0934), więc odległość do Słońca waha się od 206,6 do 249,2 mln km. Nachylenie orbity Marsa wynosi 1,85°.

Mars jest najbliżej Ziemi podczas opozycji, kiedy planeta znajduje się w kierunku przeciwnym do Słońca. Opozycje powtarzają się co 26 miesięcy w różnych punktach orbit Marsa i Ziemi. Ale raz na 15-17 lat opozycje pojawiają się w czasie, gdy Mars znajduje się blisko swojego peryhelium; Podczas tych tak zwanych wielkich opozycji (ostatnia miała miejsce w sierpniu 2003 r.) odległość do planety jest minimalna, a Mars osiąga swój największy rozmiar kątowy wynoszący 25,1 cala i jasność 2,88 m.

Charakterystyka fizyczna

Porównanie rozmiarów Ziemi (średni promień 6371 km) i Marsa (średni promień 3386,2 km)

Pod względem rozmiaru liniowego Mars jest prawie o połowę mniejszy od Ziemi - jego promień równikowy wynosi 3396,9 km (53,2% promienia Ziemi). Powierzchnia Marsa jest w przybliżeniu równa powierzchni lądu na Ziemi.

Promień biegunowy Marsa jest o około 20 km mniejszy niż równikowy, choć okres rotacji planety jest dłuższy niż Ziemi, co pozwala przypuszczać, że prędkość obrotu Marsa zmienia się w czasie.

Masa planety wynosi 6,418·1023 kg (11% masy Ziemi). Przyspieszenie ziemskie na równiku wynosi 3,711 m/s (0,378 Ziemi); pierwsza prędkość ucieczki wynosi 3,6 km/s, a druga 5,027 km/s.

Okres obrotu planety wynosi 24 godziny 37 minut 22,7 sekundy. Zatem rok marsjański składa się z 668,6 marsjańskich dni słonecznych (zwanych solami).

Mars obraca się wokół własnej osi, nachylonej do prostopadłej do płaszczyzny orbity pod kątem 24°56°. Nachylenie osi obrotu Marsa powoduje zmianę pór roku. Jednocześnie wydłużenie orbity prowadzi do dużych różnic w czasie ich trwania - na przykład północna wiosna i lato łącznie trwają 371 zoli, czyli zauważalnie ponad połowę roku marsjańskiego. Jednocześnie występują w części orbity Marsa odległej od Słońca. Dlatego na Marsie lato na północy jest długie i chłodne, a lato na południu jest krótkie i gorące.

Atmosfera i klimat

Atmosfera Marsa, zdjęcie orbitera Viking, 1976. Po lewej stronie widoczny „uśmiechnięty krater” Halle

Temperatury na planecie wahają się od -153°C na biegunach zimą do ponad 20°C na równiku w południe. Średnia temperatura wynosi -50°C.

Atmosfera Marsa, składająca się głównie z dwutlenku węgla, jest bardzo rzadka. Ciśnienie na powierzchni Marsa jest 160 razy niższe niż na Ziemi - 6,1 mbar na średnim poziomie powierzchni. Ze względu na dużą różnicę wysokości na Marsie ciśnienie na powierzchni znacznie się zmienia. Przybliżona grubość atmosfery wynosi 110 km.

Według NASA (2004) atmosfera Marsa składa się w 95,32% z dwutlenku węgla; zawiera także 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,13% tlenu, 210 ppm pary wodnej, 0,08% tlenku węgla, tlenek azotu (NO) – 100 ppm, neon (Ne) – 2,5 ppm, wodór półciężki- deuter-tlen (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.

Według danych z lądownika Viking (1976) w marsjańskiej atmosferze oznaczono około 1-2% argonu, 2-3% azotu i 95% dwutlenku węgla. Według danych z satelitów Mars-2 i Mars-3 dolna granica jonosfery znajduje się na wysokości 80 km, maksymalne stężenie elektronów wynoszące 1,7 105 elektronów/cm3 znajduje się na wysokości 138 km, druga dwa maksima znajdują się na wysokościach 85 i 107 km.

Oświetlenie radiowe atmosfery na falach radiowych 8 i 32 cm przez Mars-4 AMS w dniu 10 lutego 1974 r. wykazało obecność nocnej jonosfery Marsa z głównym maksimum jonizacji na wysokości 110 km i stężeniem elektronów 4,6 · 103 elektron/cm3, a także maksima wtórne na wysokościach 65 i 185 km.

Ciśnienie atmosferyczne

Według danych NASA za rok 2004 ciśnienie atmosferyczne w średnim promieniu wynosi 6,36 mb. Gęstość na powierzchni ~0,020 kg/m3, całkowita masa atmosfery ~2,5·1016 kg.
Zmiany ciśnienia atmosferycznego na Marsie w zależności od pory dnia zarejestrowane przez lądownik Mars Pathfinder w 1997 roku.

W przeciwieństwie do Ziemi, masa marsjańskiej atmosfery zmienia się znacznie w ciągu roku z powodu topnienia i zamarzania czap polarnych zawierających dwutlenek węgla. Zimą na czapie polarnej zamarza 20–30 procent całej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla. Sezonowe spadki ciśnienia według różnych źródeł wynoszą:

Według NASA (2004): od 4,0 do 8,7 mbar przy średnim promieniu;
Według Encarty (2000): 6 do 10 mbar;
Według Zubrina i Wagnera (1996): 7 do 10 mbar;
Według lądownika Viking 1: od 6,9 do 9 mbar;
Według lądownika Mars Pathfinder: od 6,7 mbar.

Basen Uderzeniowy Hellas to najgłębsze miejsce na Marsie, w którym występuje najwyższe ciśnienie atmosferyczne

W miejscu lądowania sondy Mars-6 na Morzu Erytrejskim zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 milibara, co w tamtym czasie uznawano za średnie ciśnienie na planecie i z tego poziomu uzgodniono obliczenie wysokości i głębokości Na Marsie. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas zejścia, tropopauza zlokalizowana jest na wysokości około 30 km, gdzie ciśnienie wynosi 5,10-7 g/cm3 (jak na Ziemi na wysokości 57 km).

Region Hellas (Mars) jest tak głęboki, że ciśnienie atmosferyczne osiąga około 12,4 milibara, czyli powyżej punktu potrójnego wody (~6,1 mb) i poniżej temperatury wrzenia. Kiedy wystarczy wysoka temperatura woda mogłaby tam istnieć w stanie ciekłym; jednakże przy tym ciśnieniu woda wrze i zamienia się w parę już w temperaturze +10°C.

Na szczycie najwyższego 27-kilometrowego wulkanu Olimpu ciśnienie może wynosić od 0,5 do 1 mbar (Żurek 1992).

Zanim moduły lądujące wylądowały na powierzchni Marsa, zmierzono ciśnienie spowodowane tłumieniem sygnałów radiowych z sond Mariner 4, Mariner 6 i Mariner 7 w momencie ich wejścia w dysk marsjański - 6,5 ± 2,0 mb na średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż na Ziemi; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne statku kosmicznego Mars-3. Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (na przykład w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mb.

Od lat 30. XX wieku. Radzieccy astronomowie próbowali określić ciśnienie atmosferyczne metodami fotometrii fotograficznej - poprzez rozkład jasności wzdłuż średnicy dysku w różnych zakresach fal świetlnych. W tym celu francuscy naukowcy B. Liot i O. Dollfus dokonali obserwacji polaryzacji światła rozproszonego przez atmosferę Marsa. Podsumowanie obserwacji optycznych opublikował amerykański astronom J. de Vaucouleurs w 1951 roku i uzyskało ono ciśnienie 85 mb, przeszacowane prawie 15 razy na skutek interferencji pyłu atmosferycznego.

Klimat

Zdjęcie mikroskopowe guzka hematytu o średnicy 1,3 cm wykonane przez łazik Opportunity 2 marca 2004 r. pokazuje obecność wody w stanie ciekłym w przeszłości

Klimat, podobnie jak na Ziemi, ma charakter sezonowy. W zimnych porach roku, nawet poza czapami polarnymi, na powierzchni może tworzyć się lekki szron. Aparat Phoenix zarejestrował opady śniegu, ale płatki śniegu wyparowały, zanim dotarły na powierzchnię.

Według NASA (2004): Średnia temperatura wynosi ~210 K (-63°C). Według lądowników Wikingów dzienny zakres temperatur wynosi od 184 K do 242 K (-89 do -31°C) (Viking-1), a prędkość wiatru: 2-7 m/s (lato), 5-10 m /s (jesień), 17-30 m/s (burza piaskowa).

Według danych z sondy lądującej Mars-6 średnia temperatura troposfery Marsa wynosi 228 K, w troposferze temperatura spada średnio o 2,5 stopnia na kilometr, a stratosfera znajdująca się powyżej tropopauzy (30 km) ma prawie stałą temperaturę 144 K.

Według badaczy z Centrum Carla Sagana w ostatnich dziesięcioleciach na Marsie miał miejsce proces ocieplenia. Inni eksperci uważają, że jest zbyt wcześnie na wyciąganie takich wniosków.

Istnieją dowody na to, że w przeszłości atmosfera mogła być gęstsza, a klimat ciepły i wilgotny, a na powierzchni Marsa występowała woda w stanie ciekłym i deszcz. Dowodem tej hipotezy jest analiza meteorytu ALH 84001, która wykazała, że ​​około 4 miliardy lat temu temperatura na Marsie wynosiła 18 ± 4°C.

Diabły pyłowe

Diabły pyłowe sfotografowane przez łazik Opportunity 15 maja 2005 r. Liczby w lewym dolnym rogu wskazują czas w sekundach od pierwszego ujęcia.

Od lat 70-tych. W ramach programu Viking, a także przy łaziku Opportunity i innych pojazdach zarejestrowano liczne diabły pyłowe. Są to wiry powietrzne powstające w pobliżu powierzchni planety i unoszące w powietrze duże ilości piasku i pyłu. Na Ziemi często obserwuje się wiry (w krajach anglojęzycznych nazywane są diabłami pyłowymi), jednak na Marsie mogą osiągać znacznie większe rozmiary: 10 razy większe i 50 razy szersze niż te na Ziemi. W marcu 2005 r. wichura zniszczyła panele słoneczne łazika Spirit.

Powierzchnia

Dwie trzecie powierzchni Marsa zajmują jasne obszary zwane kontynentami, około jedną trzecią stanowią ciemne obszary zwane morzami. Morza skupiają się głównie na południowej półkuli planety, pomiędzy 10 a 40° szerokości geograficznej. Na półkuli północnej są tylko dwa duże morza - Acidalia i Greater Syrt.

Charakter ciemnych obszarów jest nadal przedmiotem dyskusji. Utrzymują się pomimo burz piaskowych szalejących na Marsie. W pewnym momencie potwierdzało to założenie, że ciemne obszary były pokryte roślinnością. Obecnie uważa się, że są to po prostu obszary, z których ze względu na ukształtowanie terenu łatwo jest wywiewany kurz. Wielkoskalowe zdjęcia pokazują, że w rzeczywistości ciemne obszary składają się z grup ciemnych smug i plam związanych z kraterami, wzgórzami i innymi przeszkodami na drodze wiatrów. Sezonowe i długotrwałe zmiany w ich wielkości i kształcie najwyraźniej wiążą się ze zmianą proporcji powierzchni pokrytych jasną i ciemną materią.

Półkule Marsa różnią się znacznie charakterem powierzchni. Na półkuli południowej powierzchnia jest 1-2 km powyżej średniej i jest gęsto usiana kraterami. Ta część Marsa przypomina kontynenty księżycowe. Na północy większość powierzchni jest poniżej średniej, jest niewiele kraterów, a większość to stosunkowo gładkie równiny, prawdopodobnie utworzone w wyniku wylewu lawy i erozji. Ta różnica półkul pozostaje przedmiotem dyskusji. Granica między półkulami przebiega w przybliżeniu po wielkim okręgu nachylonym pod kątem 30° do równika. Granica jest szeroka i nieregularna i tworzy nachylenie w kierunku północnym. Wzdłuż niego znajdują się najbardziej zerodowane obszary powierzchni Marsa.

Wysunięto dwie alternatywne hipotezy wyjaśniające asymetrię półkuli. Według jednego z nich, na wczesnym etapie geologicznym płyty litosfery „przesunęły się” (być może przypadkowo) w jedną półkulę, podobnie jak kontynent Pangea na Ziemi, a następnie „zamarły” w tej pozycji. Inna hipoteza sugeruje zderzenie Marsa z ciałem kosmicznym wielkości Plutona.
Mapa topograficzna Marsa według Mars Global Surveyor, 1999.

Duża liczba kraterów na półkuli południowej sugeruje, że powierzchnia tutaj jest starożytna - ma 3-4 miliardy lat. Istnieje kilka typów kraterów: duże kratery o płaskim dnie, mniejsze i młodsze kratery w kształcie misy podobne do księżyca, kratery otoczone i kratery wzniesione. Dwa ostatnie typy są unikalne dla Marsa – kratery z obrzeżami powstające w miejscu, gdzie wyrzucana ciecz przepływała po powierzchni, oraz kratery wzniesione, w których warstwa wyrzucanych kraterów chroniła powierzchnię przed erozją powodowaną przez wiatr. Największym obiektem pochodzenia uderzeniowego jest Równina Hellas (o średnicy około 2100 km).

Na obszarze o chaotycznym krajobrazie w pobliżu granicy półkuli powierzchnia doświadczyła uskoków i kompresji dużych obszarów, po których czasami następowała erozja (w wyniku osuwisk lub katastrofalnego uwolnienia wody gruntowe), a także zalanie płynną lawą. Chaotyczne krajobrazy często leżą na czele dużych kanałów przeciętych wodą. Najbardziej akceptowalną hipotezą dotyczącą ich wspólnego powstawania jest nagłe topnienie podpowierzchniowego lodu.

Valles Marineris na Marsie

Na półkuli północnej, oprócz rozległych równin wulkanicznych, znajdują się dwa obszary dużych wulkanów – Tharsis i Elysium. Tharsis to rozległa równina wulkaniczna o długości 2000 km, osiągająca wysokość 10 km powyżej średniego poziomu. Znajdują się na nim trzy duże wulkany tarczowe - Góra Arsia, Góra Pavlina i Góra Askrian. Na skraju Tharsis znajduje się góra Olimp, najwyższa na Marsie i w Układzie Słonecznym. Olimp osiąga 27 km wysokości w stosunku do swojej podstawy i 25 km w stosunku do średniego poziomu powierzchni Marsa i zajmuje obszar o średnicy 550 km, otoczony klifami, które w niektórych miejscach osiągają wysokość 7 km. Objętość Olimpu jest 10 razy większa niż objętość największego wulkanu na Ziemi, Mauna Kea. Znajduje się tu także kilka mniejszych wulkanów. Elizjum – wzniesienie dochodzące do sześciu kilometrów powyżej średniej, z trzema wulkanami – Kopułą Hekate, Górą Elizjum i Kopułą Albora.

Według innych danych (Faure i Mensing, 2007) wysokość Olimpu wynosi 21 287 m n.p.m. poziom zerowy i 18 km nad okolicą, a średnica podstawy wynosi około 600 km. Baza zajmuje powierzchnię 282 600 km2. Kaldera (zagłębienie w centrum wulkanu) ma 70 km szerokości i 3 km głębokości.

Wzniesienie Tharsis jest również przecinane przez wiele uskoków tektonicznych, często bardzo złożonych i rozległych. Największy z nich, Valles Marineris, rozciąga się w kierunku równoleżnikowym na prawie 4000 km (jedna czwarta obwodu planety), osiągając szerokość 600 i głębokość 7-10 km; Ten uskok jest porównywalny pod względem wielkości do szczeliny wschodnioafrykańskiej na Ziemi. Największe osuwiska w Układzie Słonecznym występują na jego stromych zboczach. Valles Marineris to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez sondę Mariner 9 w 1971 roku mógłby obejmować całe Stany Zjednoczone, od oceanu do oceanu.

Panorama krateru Wiktorii wykonana przez łazik Opportunity. Został nakręcony w ciągu trzech tygodni, od 16 października do 6 listopada 2006.

Panorama powierzchni Marsa w rejonie Husband Hill, wykonana przez łazik Spirit w dniach 23–28 listopada 2005 r.

Czapy lodowe i polarne

Północna czapa polarna latem, zdjęcie: Mars Global Surveyor. Długi i szeroki uskok przecinający czapę po lewej stronie to uskok północny

Wygląd Marsa różni się znacznie w zależności od pory roku. Po pierwsze, uderzające są zmiany w polarnych czapach lodowych. Rosną i słabną, tworząc sezonowe wzorce w atmosferze i powierzchni Marsa. Południowa czapa polarna może osiągać szerokość geograficzną 50°, północna także 50°. Średnica stałej części północnej czapy polarnej wynosi 1000 km. W miarę cofania się czapy polarnej na jednej półkuli na wiosnę elementy na powierzchni planety zaczynają ciemnieć.

Czapy polarne składają się z dwóch składników: sezonowego – dwutlenku węgla i świeckiego – lodu wodnego. Według danych z satelity Mars Express grubość czapek może wynosić od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey odkryła aktywne gejzery na południowej czapie polarnej Marsa. Według ekspertów NASA strumienie dwutlenku węgla podczas wiosennego ocieplenia wystrzeliwują w górę na duże wysokości, zabierając ze sobą pył i piasek.

Zdjęcia Marsa przedstawiające burzę piaskową. Czerwiec - wrzesień 2001

Wiosenne topnienie czap polarnych prowadzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia atmosferycznego i przemieszczania się dużych mas gazu na przeciwną półkulę. Prędkość wiatru wiejącego w tym przypadku wynosi 10-40 m/s, czasem nawet do 100 m/s. Wiatr unosi z powierzchni duże ilości pyłu, wywołując burze piaskowe. Silne burze piaskowe prawie całkowicie przesłaniają powierzchnię planety. Burze piaskowe mają zauważalny wpływ na rozkład temperatur w marsjańskiej atmosferze.

W 1784 r. astronom W. Herschel zwrócił uwagę na sezonowe zmiany wielkości czap polarnych, analogicznie do topnienia i zamarzania lodu w obszarach polarnych Ziemi. W latach sześćdziesiątych XIX wieku. Francuski astronom E. Lie zaobserwował falę ciemnienia wokół topniejącej wiosennej czapy polarnej, co następnie zinterpretowano poprzez hipotezę rozprzestrzeniania się wody roztopowej i wzrostu roślinności. Pomiary spektrometryczne, które przeprowadzono na początku XX wieku. w Obserwatorium Lovell w Flagstaff przez W. Slifera nie wykazały jednak obecności linii chlorofilu, zielonego barwnika roślin lądowych.

Ze zdjęć Marinera 7 udało się ustalić, że czapy polarne mają kilka metrów grubości, a zmierzona temperatura 115 K (-158°C) potwierdziła możliwość, że składa się ona z zamarzniętego dwutlenku węgla – „suchego lodu”.

Wzgórze zwane Górami Mitchell, położone w pobliżu południowego bieguna Marsa, po stopieniu czapy polarnej wygląda jak biała wyspa, ponieważ lodowce w górach topią się później, w tym na Ziemi.

Dane z satelity Mars Reconnaissance umożliwiły wykrycie znacznej warstwy lodu pod skalistymi piargami u podnóża gór. Lodowiec o grubości setek metrów zajmuje powierzchnię tysięcy kilometrów kwadratowych, a jego dalsze badania mogłyby dostarczyć informacji o historii marsjańskiego klimatu.

Koryta „rzeczne” i inne funkcje

Na Marsie znajduje się wiele formacji geologicznych, szczególnie suchych koryt rzek, które przypominają erozję wodną. Według jednej z hipotez kanały te mogły powstać w wyniku krótkoterminowych zdarzeń katastroficznych i nie świadczą o długotrwałym istnieniu systemu rzecznego. Jednak najnowsze dowody sugerują, że rzeki płynęły przez okresy o znaczeniu geologicznym. W szczególności odkryto kanały odwrócone (to znaczy kanały uniesione nad otaczającym obszarem). Na Ziemi takie formacje powstają w wyniku długotrwałego gromadzenia się gęstych osadów dennych, a następnie wysychania i wietrzenia otaczających skał. Ponadto istnieją dowody na przesuwanie się kanałów w delcie rzeki w miarę stopniowego podnoszenia się powierzchni.

Na półkuli południowo-zachodniej, w kraterze Eberswalde odkryto deltę rzeki o powierzchni około 115 km2. Rzeka, która wypłukiwała deltę, miała ponad 60 km długości.

Dane z łazików marsjańskich Spirit i Opportunity należących do NASA również wskazują na obecność wody w przeszłości (odkryto minerały, które mogły powstać jedynie w wyniku długotrwałego kontaktu z wodą). Aparat Phoenix odkrył pokłady lodu bezpośrednio w ziemi.

Ponadto na zboczach wzgórz odkryto ciemne smugi, wskazujące na pojawienie się na powierzchni ciekłej słonej wody w czasach nowożytnych. Pojawiają się wkrótce po nadejściu lata i znikają zimą, „opływają” różne przeszkody, łączą się i rozchodzą. „Trudno sobie wyobrazić, że takie struktury mogły powstać z czegoś innego niż przepływy płynów” – powiedział naukowiec z NASA Richard Żurek.

Na wyżynie wulkanicznej Tharsis odkryto kilka niezwykłych głębokich studni. Sądząc po zdjęciu satelity Mars Reconnaissance Satellite wykonanym w 2007 roku, jeden z nich ma średnicę 150 metrów, a oświetlona część ściany sięga aż 178 metrów głębokości. Postawiono hipotezę dotyczącą wulkanicznego pochodzenia tych formacji.

Podkładowy

Według danych z lądowników skład pierwiastkowy powierzchniowej warstwy marsjańskiej gleby nie jest taki sam w różnych miejscach. Głównym składnikiem gleby jest krzemionka (20-25%), zawierająca domieszkę hydratów tlenku żelaza (do 15%), nadająca glebie czerwonawy kolor. Występują znaczne zanieczyszczenia związkami siarki, wapnia, glinu, magnezu i sodu (po kilka procent na każdy).

Według danych z sondy NASA Phoenix (lądującej na Marsie 25 maja 2008 r.) współczynnik pH i niektóre inne parametry gleb marsjańskich są zbliżone do ziemskich i teoretycznie można by na nich uprawiać rośliny. „W rzeczywistości odkryliśmy, że gleba na Marsie spełnia wymagania, a także zawiera niezbędne elementy za pojawienie się i utrzymanie życia zarówno w przeszłości, teraźniejszości, jak i w przyszłości” – powiedział główny chemik projektu, Sam Kunews. Ponadto, według niego, wiele osób może znaleźć na „swoim podwórku” tę zasadową glebę, która jest całkiem odpowiednia do uprawy szparagów.

W ziemi w miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Sonda Mars Odyssey odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się pokłady lodu wodnego. Później to założenie zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, pobrała wodę z marsjańskiej gleby.

Geologia i budowa wewnętrzna

W przeszłości na Marsie, podobnie jak na Ziemi, występował ruch płyt litosferycznych. Potwierdzają to charakterystyka pola magnetycznego Marsa, lokalizacja niektórych wulkanów np. w prowincji Tharsis, a także kształt Valles Marineris. Obecny stan rzeczy, kiedy wulkany mogą istnieć znacznie dłużej niż na Ziemi i sięgać gigantyczny rozmiar sugeruje, że obecnie ten ruch jest raczej nieobecny. Potwierdza to fakt, że wulkany tarczowe powstają w wyniku powtarzających się erupcji z tego samego otworu wentylacyjnego przez długi okres czasu. Na Ziemi, w wyniku ruchu płyt litosferycznych, punkty wulkaniczne stale zmieniały swoje położenie, co ograniczało rozwój wulkanów tarczowych, a być może nie pozwalało im osiągać wysokości jak na Marsie. Z drugiej strony różnica w maksymalna wysokość wulkany można wytłumaczyć faktem, że ze względu na niższą grawitację na Marsie możliwe jest budowanie wyższych konstrukcji, które nie zawaliłyby się pod własnym ciężarem.

Porównanie budowy Marsa i innych planet ziemskich

Nowoczesne modele Struktura wewnętrzna Przyjmuje się, że Mars składa się ze skorupy o średniej grubości 50 km (a maksymalnej do 130 km), płaszcza krzemianowego o grubości 1800 km i jądra o promieniu 1480 km. Gęstość w centrum planety powinna osiągnąć 8,5 g/cm2. Jądro jest częściowo płynne i składa się głównie z żelaza z domieszką 14-17% (m/m) siarki, a zawartość pierwiastków lekkich jest dwukrotnie większa niż w jądrze Ziemi. Według współczesne szacunki powstawanie jądra zbiegło się z okresem wczesnego wulkanizmu i trwało około miliarda lat. Częściowe stopienie krzemianów płaszcza trwało mniej więcej tyle samo czasu. Ze względu na niższą grawitację na Marsie zakres ciśnień w płaszczu Marsa jest znacznie mniejszy niż na Ziemi, co oznacza, że ​​występuje mniej przejść fazowych. Zakłada się, że przejście fazowe oliwinu w modyfikację spinelu rozpoczyna się na dość dużych głębokościach - 800 km (400 km na Ziemi). Charakter płaskorzeźby i inne cechy sugerują obecność astenosfery składającej się ze stref częściowo stopionej materii. Dla niektórych obszarów Marsa opracowano szczegółową mapę geologiczną.

Na podstawie obserwacji orbitalnych i analizy zbiorów Meteoryty marsjańskie Powierzchnia Marsa składa się głównie z bazaltu. Istnieją dowody sugerujące, że na niektórych obszarach powierzchni Marsa materiał ten jest bardziej bogaty w kwarc niż zwykły bazalt i może przypominać skały andezytowe na Ziemi. Jednakże te same obserwacje można zinterpretować na korzyść obecności szkła kwarcowego. Znaczna część głębszej warstwy składa się z pyłu ziarnistego tlenku żelaza.

Pole magnetyczne Marsa

W pobliżu Marsa wykryto słabe pole magnetyczne.

Według odczytów magnetometrów stacji Mars-2 i Mars-3 natężenie pola magnetycznego na równiku wynosi około 60 gamma, na biegunie 120 gamma, czyli 500 razy słabsze od ziemskiego. Według danych AMS Mars-5 natężenie pola magnetycznego na równiku wynosiło 64 gamma, a moment magnetyczny 2,4 1022 oersted cm2.

Pole magnetyczne Marsa jest wyjątkowo niestabilne, w różnych punktach planety jego siła może różnić się od 1,5 do 2 razy, a bieguny magnetyczne nie pokrywają się z fizycznymi. Sugeruje to, że żelazne jądro Marsa jest stosunkowo nieruchome w stosunku do swojej skorupy, czyli mechanizm dynama planetarnego odpowiedzialny za pole magnetyczne Ziemi nie działa na Marsie. Chociaż Mars nie ma stabilnego planetarnego pola magnetycznego, obserwacje wykazały, że części skorupy planetarnej są namagnesowane i że w przeszłości zaobserwowano odwrócenie biegunów magnetycznych tych części. Namagnesowanie tych części okazało się podobne do anomalii magnetycznych pasków w oceanach świata.

Według jednej z teorii, opublikowanej w 1999 r. i ponownie przetestowanej w 2005 r. (z pomocą bezzałogowego statku Mars Global Surveyor), paski te ukazują tektonikę płyt 4 miliardy lat temu, zanim przestało działać dynamo planety, powodując gwałtowne osłabienie pola magnetycznego. Przyczyny tego gwałtownego osłabienia nie są jasne. Zakłada się, że funkcjonowanie dynama wynosi 4 miliardy. lat temu tłumaczy się obecnością asteroidy, która krążyła w odległości 50-75 tysięcy kilometrów wokół Marsa i powodowała niestabilność w jej jądrze. Następnie asteroida spadła do granicy Roche'a i zapadła się. Jednak samo to wyjaśnienie zawiera niejasności i jest kwestionowane w środowisku naukowym.

Historia geologiczna

Globalna mozaika 102 zdjęć orbitera Viking 1 z 22 lutego 1980 r.

Być może w odległej przeszłości, w wyniku zderzenia z dużym ciałem niebieskim, rotacja jądra ustała, a także utrata głównej objętości atmosfery. Uważa się, że utrata pola magnetycznego nastąpiła około 4 miliardów lat temu. Ze względu na słabe pole magnetyczne słoneczny wiatr przenika niemal bez przeszkód do atmosfery Marsa, a wiele reakcji fotochemicznych pod wpływem promieniowania słonecznego, które na Ziemi zachodzą w jonosferze i powyżej, na Marsie można zaobserwować niemal na samej jego powierzchni.

Historia geologiczna Marsa obejmuje trzy następujące epoki:

Epoka Noahicka (nazwana na cześć „Ziemii Noahickiej”, regionu Marsa): Powstanie najstarszej zachowanej powierzchni Marsa. Trwał od 4,5 miliarda do 3,5 miliarda lat temu. W tym okresie powierzchnia była zniszczona licznymi kraterami uderzeniowymi. Prawdopodobnie w tym okresie powstał płaskowyż prowincji Tharsis, z intensywnym przepływem wody później.

Era Hesperii: od 3,5 miliarda lat temu do 2,9 - 3,3 miliarda lat temu. Epoka ta charakteryzuje się powstawaniem ogromnych pól lawy.

Era Amazonii (nazwana na cześć „Równiny Amazonki” na Marsie): 2,9–3,3 miliarda lat temu do dnia dzisiejszego. Obszary powstałe w tej epoce mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym są zupełnie inne. W tym okresie powstała góra Olimp. W tym czasie strumienie lawy rozprzestrzeniały się w innych częściach Marsa.

Księżyce Marsa

Naturalne satelity Mars to Fobos i Deimos. Obydwa zostały odkryte przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla w 1877 roku. Fobos i Deimos mają nieregularny kształt i są bardzo małe. Według jednej z hipotez mogą one reprezentować planetoidy takie jak (5261) Eureka z trojańskiej grupy planetoid przechwyconych przez pole grawitacyjne Marsa. Satelity zostały nazwane na cześć postaci towarzyszących bogu Aresowi (czyli Marsowi), Fobosowi i Deimosowi, uosabiającym strach i grozę, którzy pomagali bogu wojny w bitwach.

Oba satelity obracają się wokół swoich osi w takim samym okresie jak wokół Marsa, więc zawsze są zwrócone w tę samą stronę w stronę planety. Wpływ pływowy Marsa stopniowo spowalnia ruch Fobosa i ostatecznie doprowadzi do upadku satelity na Marsa (jeśli obecny trend się utrzyma) lub do jego rozpadu. Wręcz przeciwnie, Deimos oddala się od Marsa.

Obydwa satelity mają kształt zbliżony do trójosiowej elipsoidy, Fobos (26,6x22,2x18,6 km) jest nieco większy od Deimosa (15x12,2x10,4 km). Powierzchnia Deimosa wydaje się znacznie gładsza ze względu na fakt, że większość kraterów pokryta jest drobnoziarnistym materiałem. Oczywiście na Fobosie, który jest bliższy planety i bardziej masywny, materia wyrzucona podczas uderzeń meteorytów albo spowodowała powtarzające się uderzenia w powierzchnię, albo spadła na Marsa, natomiast na Deimosie przez długi czas pozostał na orbicie wokół satelity, stopniowo osiadając i ukrywając nierówności płaskorzeźby.

Życie na Marsie

Popularny pogląd, że Marsa zamieszkują inteligentni Marsjanie, rozpowszechnił się pod koniec XIX wieku.

Obserwacje Schiaparelliego dotyczące tak zwanych kanałów w połączeniu z książką Percivala Lowella na ten sam temat spopularyzowały ideę planety, której klimat stawał się coraz bardziej suchy, zimniejszy, umierający i na której istniały starożytna cywilizacja, prowadzenie prac nawadniających.

Liczne inne obserwacje i ogłoszenia znanych osób dały początek tak zwanej „gorączce marsjańskiej” wokół tego tematu. W 1899 roku, badając zakłócenia atmosferyczne w sygnałach radiowych za pomocą odbiorników w Obserwatorium w Kolorado, wynalazca Nikola Tesla zaobserwował powtarzający się sygnał. Następnie zasugerował, że może to być sygnał radiowy z innych planet, takich jak Mars. W wywiadzie z 1901 roku Tesla powiedział, że ma pomysł, że zakłócenia mogą być spowodowane sztucznie. Choć nie potrafił rozszyfrować ich znaczenia, nie było dla niego możliwe, aby powstały zupełnie przez przypadek. Jego zdaniem było to powitanie z jednej planety na drugą.

Teoria Tesli wzbudziła entuzjastyczne poparcie słynnego brytyjskiego fizyka Williama Thomsona (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku powiedział, że jego zdaniem Tesla złapał sygnał od Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak Kelvin zaczął stanowczo zaprzeczać temu stwierdzeniu przed opuszczeniem Ameryki: „Właściwie powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, gdyby istnieli, z pewnością widzieliby Nowy Jork, zwłaszcza światło pochodzące z elektryczności”.

Obecnie obecność wody w stanie ciekłym na jej powierzchni uważa się za warunek rozwoju i utrzymania życia na planecie. Istnieje również wymóg, aby orbita planety znajdowała się w tzw. strefie zamieszkiwalnej, która dla Układu Słonecznego zaczyna się za Wenus, a kończy na półosi wielkiej orbity Marsa. Podczas peryhelium Mars znajduje się w tej strefie, ale cienka atmosfera o niskim ciśnieniu zapobiega pojawieniu się wody w stanie ciekłym na dużym obszarze planety. długi okres. Najnowsze dowody sugerują, że jakakolwiek woda na powierzchni Marsa jest zbyt słona i kwaśna, aby mogło na niej istnieć trwałe życie podobne do ziemskiego.

Brak magnetosfery i niezwykle cienka atmosfera Marsa również stanowią wyzwanie dla utrzymania życia. Na powierzchni planety występuje bardzo słaby ruch przepływów ciepła, jest ona słabo izolowana przed bombardowaniem cząstkami wiatru słonecznego; ponadto po podgrzaniu woda natychmiast odparowuje, omijając stan ciekły z powodu niskiego ciśnienia. Mars znajduje się także na progu tzw. „śmierć geologiczna”. Koniec aktywności wulkanicznej najwyraźniej zatrzymał cykl mineralny i pierwiastki chemiczne pomiędzy powierzchnią a część wewnętrzna planety.

Dowody sugerują, że planeta była wcześniej znacznie bardziej podatna na podtrzymywanie życia niż obecnie. Jednak do chwili obecnej nie odnaleziono na nim żadnych pozostałości organizmów. W ramach programu Viking prowadzonego w połowie lat 70. XX wieku przeprowadzono serię eksperymentów mających na celu wykrycie mikroorganizmów w marsjańskiej glebie. Przyniosło to pozytywne rezultaty, takie jak tymczasowy wzrost emisji CO2 po umieszczeniu cząstek gleby w wodzie i podłożu uprawowym. Jednak niektórzy naukowcy [przez kogo?] zakwestionowali ten dowód życia na Marsie. Doprowadziło to do ich długiego sporu z naukowcem z NASA Gilbertem Levinem, który twierdził, że Viking odkrył życie. Po ponownej ocenie danych Wikingów w świetle współczesności wiedza naukowa Jeśli chodzi o ekstremofile, stwierdzono, że przeprowadzone eksperymenty nie były wystarczająco zaawansowane, aby wykryć te formy życia. Co więcej, testy te mogą nawet zabić organizmy, nawet jeśli były one zawarte w próbkach. Badania przeprowadzone w ramach programu Phoenix wykazały, że gleba ma odczyn bardzo zasadowy i zawiera magnez, sód, potas i chlorki. W glebie jest wystarczająco dużo składników odżywczych, aby podtrzymać życie, ale formy życia należy chronić przed intensywnym światłem ultrafioletowym.

Co ciekawe, w niektórych meteorytach pochodzenia marsjańskiego odkryto formacje przypominające kształtem najprostsze bakterie, chociaż wielkością mniejszą od najmniejszych organizmów lądowych. Jednym z takich meteorytów jest ALH 84001, znaleziony na Antarktydzie w 1984 roku.

Na podstawie obserwacji z Ziemi i danych ze statku kosmicznego Mars Express w atmosferze Marsa odkryto metan. W warunkach marsjańskich gaz ten rozkłada się dość szybko, dlatego musi istnieć stałe źródło jego uzupełniania. Źródłem takim może być albo aktywność geologiczna (na Marsie nie odkryto jeszcze aktywnych wulkanów), albo działalność bakterii.

Obserwacje astronomiczne z powierzchni Marsa

Po wylądowaniu automatycznych pojazdów na powierzchni Marsa możliwe stało się prowadzenie obserwacji astronomicznych bezpośrednio z powierzchni planety. Ze względu na astronomiczne położenie Marsa w Układzie Słonecznym, charakterystykę atmosfery, okres orbitalny Marsa i jego satelitów, obraz nocnego nieba Marsa (i zjawisk astronomicznych obserwowanych z planety) różni się od tego na Ziemi i pod wieloma względami wydaje się niezwykłe i interesujące.

Kolor nieba na Marsie

Podczas wschodu i zachodu słońca marsjańskie niebo w zenicie przybiera barwę czerwono-różową, a w bezpośrednim sąsiedztwie dysku słonecznego – od błękitu do fioletu, co jest całkowitym przeciwieństwem obrazu ziemskich świtów.

W południe niebo Marsa jest żółto-pomarańczowe. Przyczyną takich różnic od zakres kolorów Niebo ziemskie – właściwości rzadkiej, rozrzedzonej atmosfery Marsa zawierającej zawieszony pył. Na Marsie rozpraszanie promieni Rayleigha (które na Ziemi jest przyczyną niebieski kolor niebo) odgrywa niewielką rolę, jego działanie jest słabe. Prawdopodobnie żółto-pomarańczowy kolor nieba jest również spowodowany obecnością 1% magnetytu w cząsteczkach pyłu stale zawieszonych w marsjańskiej atmosferze i unoszonych przez sezonowe burze piaskowe. Zmierzch zaczyna się na długo przed wschodem słońca i trwa długo po zachodzie słońca. Czasami kolor marsjańskiego nieba przybiera fioletową barwę w wyniku rozproszenia światła na mikrocząsteczkach lodu wodnego w chmurach (to ostatnie jest zjawiskiem dość rzadkim).

Słońce i planety

Rozmiar kątowy Słońca obserwowanego z Marsa jest mniejszy niż rozmiar widoczny z Ziemi i stanowi 2/3 tego ostatniego. Merkury z Marsa będzie praktycznie niedostępny do obserwacji gołym okiem ze względu na jego ogromną bliskość do Słońca. Najjaśniejszą planetą na niebie Marsa jest Wenus, na drugim miejscu znajduje się Jowisz (jego cztery największe satelity można obserwować bez teleskopu), a na trzecim Ziemia.

Ziemia jest planetą wewnętrzną dla Marsa, tak jak Wenus dla Ziemi. W związku z tym z Marsa Ziemię obserwuje się jako gwiazdę poranną lub wieczorną, wschodzącą przed świtem lub widoczną na wieczornym niebie po zachodzie słońca.

Maksymalne wydłużenie Ziemi na niebie Marsa wyniesie 38 stopni. Gołym okiem Ziemia będzie widoczna jako jasna (maksymalna widzialna wielkość około -2,5 mag) zielonkawa gwiazda, obok której łatwo będzie widoczna żółtawa i słabsza (około 0,9) gwiazda Księżyca. Przez teleskop oba obiekty będą pokazywały te same fazy. Obrót Księżyca wokół Ziemi będzie obserwowany z Marsa w następujący sposób: przy maksymalnej odległości kątowej Księżyca od Ziemi gołym okiem z łatwością można oddzielić Księżyc od Ziemi: za tydzień „gwiazdy” Księżyca a Ziemia połączy się w jedną gwiazdę nierozłączną gołym okiem, za kolejny tydzień Księżyc znów będzie widoczny na maksymalna odległość, ale po drugiej stronie Ziemi. Od czasu do czasu obserwator na Marsie będzie mógł zaobserwować przejście (tranzyt) Księżyca przez dysk ziemski lub odwrotnie, pokrycie Księżyca przez dysk ziemski. Maksymalna pozorna odległość Księżyca od Ziemi (i ich pozorna jasność) obserwowana z Marsa będzie się znacznie różnić w zależności od względnych pozycji Ziemi i Marsa, a co za tym idzie, odległości między planetami. W epokach opozycji będzie to około 17 minut łuku, przy maksymalnej odległości między Ziemią a Marsem – 3,5 minuty łuku. Ziemię, podobnie jak inne planety, będziemy obserwować w paśmie konstelacji zodiaku. Astronom na Marsie będzie mógł także obserwować przejście Ziemi przez tarczę Słońca, najbliższe przejście nastąpi 10 listopada 2084 roku.

Satelity - Fobos i Deimos

Przejście Fobosa przez dysk słoneczny. Zdjęcia z Opportunity

Fobos obserwowany z powierzchni Marsa ma pozorną średnicę około 1/3 dysku Księżyca na ziemskim niebie i pozorną jasność około -9 (w przybliżeniu taką samą jak Księżyc w pierwszej ćwiartce fazy). Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie, by wschodzić ponownie 11 godzin później, przecinając w ten sposób marsjańskie niebo dwa razy dziennie. Ruch tego szybkiego księżyca po niebie będzie łatwo zauważalny przez całą noc, podobnie jak zmieniające się fazy. Gołe oko wyróżni największy element płaskorzeźby Fobosa – krater Stickney. Wygląda na to, że Deimos wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie Jasna gwiazda bez zauważalnego widocznego dysku, wielkość około -5 (nieco jaśniejsza niż Wenus na ziemskim niebie), powoli przecinająca niebo przez 2,7 marsjańskiego dnia. Obydwa satelity można obserwować na nocnym niebie w tym samym czasie, w tym przypadku Fobos przesunie się w stronę Deimosa.

Zarówno Fobos, jak i Deimos są wystarczająco jasne, aby obiekty na powierzchni Marsa rzucały w nocy wyraźne cienie. Oba satelity mają stosunkowo niskie nachylenie orbity w stosunku do równika Marsa, co uniemożliwia ich obserwację na wysokich północnych i południowych szerokościach geograficznych planety: na przykład Fobos nigdy nie wznosi się nad horyzontem na północ od 70,4° N. w. lub na południe od 70,4° S. cii.; dla Deimosa wartości te wynoszą 82,7° N. w. i 82,7° S. w. Na Marsie można zaobserwować zaćmienie Fobosa i Deimosa, gdy wchodzą one w cień Marsa, a także zaćmienie Słońca, które jest jedynie pierścieniowe ze względu na mały rozmiar kątowy Fobosa w porównaniu z dyskiem słonecznym.

Sfera niebiańska

Biegun północny na Marsie, ze względu na nachylenie osi planety, znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia (współrzędne równikowe: rektascencja 21h 10m 42s, deklinacja +52° 53,0Ω i nie jest oznaczony jasną gwiazdą: najbliższa biegun to słaba gwiazda szóstej wielkości BD +52 2880 (inne jej oznaczenia to HR 8106, HD 201834, SAO 33185 , można uznać za gwiazdę bieguna południowego Marsa).

Konstelacje zodiakalne ekliptyki marsjańskiej są podobne do tych obserwowanych z Ziemi, z jedną różnicą: obserwując roczny ruch Słońca wśród konstelacji, ono (podobnie jak inne planety, w tym Ziemia) opuszcza wschodnią część konstelacji Ryb , będzie przechodzić przez 6 dni przez północną część konstelacji Wieloryba przed ponownym wejściem do zachodnich Ryb.

Historia eksploracji Marsa

Eksploracja Marsa rozpoczęła się dawno temu, bo 3,5 tysiąca lat temu, w starożytnym Egipcie. Pierwsze szczegółowe raporty o położeniu Marsa zostały opracowane przez astronomów babilońskich, którzy opracowali szereg matematycznych metod przewidywania położenia planety. Wykorzystując dane pochodzące od Egipcjan i Babilończyków, starożytni greccy (hellenistyczni) filozofowie i astronomowie opracowali szczegółowy model geocentryczny wyjaśniający ruch planet. Kilka wieków później astronomowie indyjscy i islamscy oszacowali wielkość Marsa i jego odległość od Ziemi. W XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował model heliocentryczny opisujący Układ Słoneczny za pomocą kołowych orbit planet. Jego wyniki zostały zweryfikowane przez Johannesa Keplera, który wprowadził dokładniejszą eliptyczną orbitę Marsa, zbieżną z obserwowaną.

W 1659 roku Francesco Fontana, patrząc na Marsa przez teleskop, wykonał pierwszy rysunek planety. Przedstawił czarną plamę pośrodku wyraźnie określonej kuli.

W 1660 roku do czarnej plamy dodano dwie czapy polarne, dodane przez Jeana Dominique'a Cassiniego.

W 1888 roku Giovanni Schiaparelli, który studiował w Rosji, podał imiona indywidualne szczegóły powierzchnie: morza Afrodyty, Erytrejskie, Adriatyckie, Cymeryjskie; jeziora Sun, Lunnoe i Phoenix.

Rozkwit teleskopowych obserwacji Marsa przypadł na koniec XIX - połowę XX wieku. Wynika to w dużej mierze z zainteresowania opinii publicznej i dobrze znanych kontrowersji naukowych wokół obserwowanych kanałów marsjańskich. Wśród astronomów ery przedkosmicznej, którzy w tym okresie prowadzili teleskopowe obserwacje Marsa, najbardziej znani to Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. To oni położyli podwaliny pod areografię i opracowali pierwsze szczegółowe mapy powierzchni Marsa - choć po przylocie na Marsa okazały się one niemal całkowicie błędne.

Kolonizacja Marsa

Szacowany wygląd Marsa po terraformowaniu

Warunki naturalne stosunkowo zbliżone do ziemskich ułatwiają to zadanie. W szczególności są miejsca na Ziemi, gdzie warunki naturalne są podobne do tych na Marsie. Ekstremalnie niskie temperatury w Arktyce i Antarktydzie są porównywalne nawet z najniższymi temperaturami na Marsie, a równik Marsa może być w miesiącach letnich równie ciepły (+20°C), jak na Ziemi. Na Ziemi są także pustynie, które swoim wyglądem przypominają marsjański krajobraz.

Istnieją jednak znaczne różnice między Ziemią a Marsem. W szczególności pole magnetyczne Marsa jest około 800 razy słabsze niż ziemskie. W połączeniu z rozrzedzoną (setki razy w porównaniu z ziemską) atmosferą zwiększa to ilość promieniowania jonizującego docierającego do jej powierzchni. Pomiary przeprowadzone przez amerykański bezzałogowy pojazd Mars Odyssey wykazały, że tło promieniowania na orbicie Marsa jest 2,2 razy wyższe niż tło promieniowania w Międzynarodowej stacja Kosmiczna. Średnia dawka wynosiła około 220 miliradów dziennie (2,2 miligramów dziennie lub 0,8 grejów rocznie). Ilość promieniowania otrzymana w wyniku przebywania na takim tle przez pewien czas trzy lata, zbliża się do ustalonych limitów bezpieczeństwa dla astronautów. Na powierzchni Marsa promieniowanie tła jest nieco niższe i dawka wynosi 0,2-0,3 Gy rocznie i różni się znacznie w zależności od terenu, wysokości nad poziomem morza i lokalnych pól magnetycznych.

Skład chemiczny minerałów powszechnych na Marsie jest bardziej zróżnicowany niż w przypadku innych ciał niebieskich w pobliżu Ziemi. Według korporacji 4Frontiers jest ich wystarczająco dużo, aby zasilić nie tylko samego Marsa, ale także Księżyc, Ziemię i pas asteroid.

Czas lotu z Ziemi na Marsa (przy obecnych technologiach) wynosi 259 dni w przypadku półelipsy i 70 dni w przypadku paraboli. Do komunikacji z potencjalnymi koloniami można wykorzystać komunikację radiową, która ma opóźnienie 3-4 minut w każdym kierunku podczas największego zbliżenia planet (co powtarza się co 780 dni) i około 20 minut. w maksymalnej odległości planet; zobacz Konfiguracja (astronomia) .

Do chwili obecnej żaden praktyczne kroki nie podjęto żadnych wysiłków w celu kolonizacji Marsa, ale trwa rozwój kolonizacji, na przykład projekt Centenary Spaceship, rozwój modułu mieszkalnego do przebywania na planecie Deep Space Habitat.

Izwes Oczywiste jest, że atmosfera Czerwonej Planety przypomina atmosferę Wenus. W tym ona jest w środku sama w sobie składa się głównie z dwutlenku węgla, ale atmosfera jest cieńsza niż Wenus i ja. W 2003 roku odkryto obecność metanu w atmosferze Marsa. Zaprezentowane odkrycie zaimponowało naukowcom i zmusiło ich do podjęcia nowych poszukiwań. Obecność metanu pośrednio potwierdza istnienie życia na Marsie. Ale nie możemy pominąć faktu, że może to również powstać w wyniku aktywności wulkanicznej planety.

Wiadomo, że atmosfera Czerwonej Planety zawiera: azot – około 2%, dwutlenek węgla – ponad 90%, argon – ponad 2%. Zawiera także parę wodną, ​​tlen i inne pierwiastki. Dlaczego więc na obiekcie nie ma życia? Rzecz w tym, że zawartość dwutlenku węgla jest na nim 23 razy wyższa niż na Ziemi.

Oznacza to, że istnienie znanych nam form życia – ludzi i zwierząt – jest niemożliwe na planecie. Ale to nie znaczy, że kosmici nie mogą żyć na czerwonej planecie.

Informacje o składzie marsjańskiej atmosfery.

Zawartość marsjańskiej atmosfery i masa planety mogą się zmieniać. Zimą atmosfera wydaje się rozrzedzona, ponieważ dwutlenek węgla gromadzi się na czapach górskich. Latem wyparowuje i atmosfera staje się gęsta.

Ale to nie jest takie złe. Atmosfera ciała kosmicznego nie jest w stanie złagodzić zmian temperatury w ciągu dnia. Okazuje się więc, że w ciągu dnia temperatura powietrza może osiągnąć +30, a nocą – nawet -80. Na biegunach różnica jest bardziej odczuwalna - w nocy temperatury mogą dochodzić tam do -150 stopni.

Ciśnienie atmosferyczne na czerwonej planecie jest znacznie wyższe niż na Ziemi - dla porównania na naszej planecie wynosi 600 Pa; W najwyższym punkcie Marsa – wulkanie – ciśnienie atmosferyczne wynosi 30 paskali. W najniższym punkcie ciśnienie przekracza 1000 Pa.

Pomimo rozrzedzonej atmosfery, w odległości 1,5 km od powierzchni Marsa jest ona zawsze zapylona. Dlatego niebo jest często pomarańczowe lub brązowe. Chodzi o niskie ciśnienie; z tego powodu pył ​​opada bardzo powoli.

Zmiany charakterystyki atmosfery.

Uważa się, że marsjańska atmosfera zmieniała się z biegiem czasu. Naukowcy uważają, że kiedyś w tym miejscu było dużo wody. Ale potem klimat się zmienił i teraz może to występować tylko w postaci pary lub lodu. Ponieważ średnia temperatura na ciele kosmicznym wynosi -63 stopnie, nic dziwnego, że znajduje się na nim woda w postaci stałej. Wiadomo, że planeta może zatrzymać wilgoć z powodu niskiego ciśnienia tylko w jej dolnych punktach.

Wcześniej na planecie było ich znacznie więcej łagodne warunki. Około 4 miliardów lat temu był wypełniony tlenem. Ale potem atmosfera się pogorszyła. Dlaczego się to stało? Jest kilka powodów:

• Niska grawitacja na planecie, która nie pozwala na utrzymanie atmosfery;
• Ekspozycja na światło słoneczne;
• Zderzenie z meteorytem i późniejsza katastrofa.

Czy kiedykolwiek będziemy mogli zamieszkać na Marsie?

Na razie kolonizacja Marsa wygląda jak coś rodem z science fiction. Ale jeśli oswoisz atmosferę planety, wszystko jest możliwe... Najważniejsze jest, aby problemy rozwiązywać stopniowo, jeden po drugim. Najpierw rozwiąż problem grawitacji, potem tlenu, potem temperatury, a życie na Marsie dla ludzi stanie się rzeczywistością.

Reakcję Sabatiera od dawna aktywnie wykorzystuje się np. na stacjach znajdujących się w kosmosie, gdzie istnieje potrzeba przetwarzania dwutlenku węgla dla astronautów. Jeśli wprowadzimy w życie podobny schemat na czerwonej planecie, naturalna atmosfera planety nas nie powstrzyma. Sami będziemy w stanie wyprodukować wystarczającą ilość tlenu do życia, a potem być może temperatura na powierzchni czerwonej planety się wyrówna. Pozostaje tylko rozwiązać problem z grawitacją i można zamieszkać w nowym miejscu.

Atmosfera Marsa, podobnie jak atmosfera Wenus, składa się głównie z dwutlenku węgla, chociaż jest znacznie rzadszy. Po odkryciu metanu w 2003 roku, z wielkim entuzjazmem wznowiono badania atmosfery. Obecność metanu może pośrednio wskazywać na obecność życia na Marsie, chociaż bardziej prawdopodobne jest, że są to ślady aktywności wulkanicznej lub hydrotermalnej planety.

Atmosfera składa się z 96% dwutlenku węgla, 2,1% argonu i 1,9% azotu. Znaleziono także ślady tlenu, metanu, tlenku i dwutlenku węgla oraz niewielkie ilości pary wodnej w postaci zimnych chmur. Stężenie dwutlenku węgla na Marsie jest 23 razy wyższe niż na Ziemi. To sprawia, że ​​na Marsie nie może istnieć żadne życie. Przynajmniej życie, do którego wszyscy jesteśmy przyzwyczajeni na naszej rodzimej Ziemi.

Skład atmosfery Marsa.

Skład atmosfery, a także jej masa, ulegają znacznym wahaniom w ciągu roku marsjańskiego. Zimą większość dwutlenku węgla skrapla się w czapach polarnych, przez co atmosfera staje się rozrzedzona. Latem ta część odparowuje, a gęstość atmosfery wzrasta.

Jednak zarówno zimą, jak i latem gęstość atmosfery nie jest tak duża, aby złagodzić wahania temperatury. W ciągu jednego marsjańskiego dnia temperatury skoki przekraczają 100 o C. W ciągu dnia wzrastają do +30 o C, a w nocy spadają do -80 o C. Na biegunach temperatura minimalna spada jeszcze niżej, do -150 o C .

Ciśnienie atmosferyczne na Marsie wynosi 600 Pa. Dla porównania na Ziemi ciśnienie atmosferyczne wynosi 101 Pa, a na Wenus ogromne 9,3 MPa. W Olympus Mons, najwyższym punkcie Marsa, ciśnienie atmosferyczne wynosi zaledwie 30 Pa. A w najgłębszym miejscu planety, na Równinie Hellas, osiąga 1155 Pa.

Obserwacje wykonane przez łazik Mars Exploration Rover z powierzchni Marsa wykazały, że pomimo rzadkiej atmosfery powietrze jest dość zapylone. Marsjańskie niebo jest stale zabarwione na jasnobrązowy i pomarańczowy. Zawieszone cząstki piasku i pyłu wznoszą się na wysokość 1,5 km. nad powierzchnią planety i ze względu na niskie ciśnienie osiadają na dość długi czas.

Historia atmosfery

Naukowcy uważają, że atmosfera Marsa zmieniała się w ciągu życia planety. Istnieją dowody na to, że kilka miliardów lat temu na planecie znajdowały się ogromne oceany. Ale obecnie woda może istnieć tylko w postaci pary lub lodu. Po pierwsze, ciśnienie atmosferyczne jest w stanie „utrzymać” wodę w stanie ciekłym tylko w najniższych punktach planety. Po drugie, średnia temperatura powierzchni wynosi -63 o C, więc woda może istnieć tylko w stanie stałym.

Jednak na początku swojej historii Mars miał ich więcej korzystne warunki. Na początku 2013 roku ogłoszono, że atmosfera Marsa była bogata w tlen około 4 miliardów lat temu (). Wśród możliwe przyczyny Ubytek tlenu w atmosferze nazywa się:

1. Stopniowe niszczenie atmosfery przez wiatr słoneczny.
2. Zderzenie z ogromnym meteorytem lub kometą, które miało katastrofalne skutki dla Marsa.
3. Niska grawitacja Marsa nie pozwala mu zachować atmosfery.

Potencjał do wykorzystania przez ludzi

Jak człowiek może wykorzystać atmosferę Marsa? To pytanie zadaje się coraz częściej, gdyż kolonizacja Marsa nie wygląda już jak niemożliwy do zrealizowania sen fantasy. Tak, nadal jest więcej pytań niż odpowiedzi. Ale problemy należy rozwiązywać pojedynczo, a nie wszystkie na raz.

Dwutlenek węgla z atmosfery Marsa można wykorzystać do wytworzenia paliwa rakietowego, które powróci na Ziemię. Istnieje kilka możliwości wykorzystania tak dużej ilości CO2, jedną z nich jest proces Sabatiera. Ten proces chemiczny polega na reakcji dwutlenku węgla z wodorem za pomocą katalizatora niklowego. W wyniku tej reakcji powstaje tlen i metan.

Reakcja Sabatiera jest już „próbowana” przez naukowców z NASA w celu recyklingu dwutlenku węgla na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej pozostałego po oddychaniu astronautów. Dlatego na Marsie być może nie będziemy potrzebować tlenu w atmosferze – sami go wyprodukujemy.

Mars jest czwartą planetą od Słońca i ostatnią z planet ziemskich. Podobnie jak pozostałe planety Układu Słonecznego (nie licząc Ziemi) swoją nazwę wzięła od postaci mitologicznej – rzymskiego boga wojny. Oprócz oficjalnej nazwy Mars jest czasami nazywany Czerwoną Planetą ze względu na brązowo-czerwony kolor jego powierzchni. Dzięki temu Mars jest drugą najmniejszą planetą w Układzie Słonecznym.

Przez prawie cały XIX wiek wierzono, że na Marsie istnieje życie. Powodem tego przekonania jest częściowo błąd, a częściowo ludzka wyobraźnia. W 1877 roku astronom Giovanni Schiaparelli był w stanie zaobserwować coś, co uważał za linie proste na powierzchni Marsa. Podobnie jak inni astronomowie, kiedy zauważył te paski, założył, że taka bezpośredniość ma związek z istnieniem inteligentnego życia na planecie. Popularna wówczas teoria dotycząca charakteru tych linii głosiła, że ​​są to kanały irygacyjne. Jednak wraz z rozwojem potężniejszych teleskopów na początku XX wieku astronomowie byli w stanie wyraźniej zobaczyć powierzchnię Marsa i ustalić, że te proste linie były jedynie złudzeniem optycznym. W rezultacie wszystkie wcześniejsze założenia dotyczące życia na Marsie pozostały bez dowodów.

Duża część literatury science fiction napisanej w XX wieku była bezpośrednią konsekwencją wiary w istnienie życia na Marsie. Od małych zielonych ludzików po potężnych najeźdźców z bronią laserową – Marsjanie byli tematem wielu programów telewizyjnych i radiowych, komiksów, filmów i powieści.

Pomimo tego, że otwarcie Życie Marsa W XVIII wieku wynik okazał się fałszywy, Mars pozostał dla kręgów naukowych planetą najbardziej przyjazną dla życia (nie licząc Ziemi) w Układzie Słonecznym. Kolejne misje planetarne niewątpliwie poświęcone były poszukiwaniu przynajmniej jakiejś formy życia na Marsie. I tak misja o nazwie Viking przeprowadzona w latach 70. XX wieku przeprowadziła eksperymenty na marsjańskiej glebie w nadziei znalezienia w niej mikroorganizmów. Uważano wówczas, że powstawanie związków chemicznych w trakcie eksperymentów może być wynikiem działania czynników biologicznych, jednak później odkryto, że związki pierwiastków chemicznych można tworzyć bez procesów biologicznych.

Jednak nawet te dane nie pozbawiły naukowców nadziei. Nie znajdując żadnych śladów życia na powierzchni Marsa, zasugerowali, że pod powierzchnią planety mogą istnieć wszystkie niezbędne warunki. Ta wersja jest nadal aktualna. Przynajmniej obecne misje planetarne, takie jak ExoMars i Mars Science, polegają na testowaniu wszystkich możliwych opcji istnienia życia na Marsie w przeszłości lub obecnie, na powierzchni i pod nią.

Atmosfera Marsa

Skład atmosfery Marsa jest bardzo podobny do atmosfery Marsa, jednej z najmniej gościnnych atmosfer w całym Układzie Słonecznym. Głównym składnikiem obu środowisk jest dwutlenek węgla (95% dla Marsa, 97% dla Wenus), jednak jest duża różnica – na Marsie nie występuje efekt cieplarniany, dlatego temperatura na planecie nie przekracza 20°C, w kontrast do 480°C na powierzchni Wenus. Ta ogromna różnica wynika z różnej gęstości atmosfer tych planet. Przy porównywalnych gęstościach atmosfera Wenus jest niezwykle gęsta, podczas gdy Mars ma raczej rzadką atmosferę. Mówiąc najprościej, gdyby atmosfera Marsa była gęstsza, przypominałaby Wenus.

Ponadto Mars ma bardzo rozrzedzoną atmosferę - ciśnienie atmosferyczne stanowi tylko około 1% ciśnienia na Ziemi. Odpowiada to ciśnieniu znajdującemu się na wysokości 35 kilometrów nad powierzchnią Ziemi.

Jednym z najwcześniejszych kierunków badań marsjańskiej atmosfery jest jej wpływ na obecność wody na powierzchni. Pomimo faktu, że czapy polarne zawierają wodę w stanie stałym, a powietrze zawiera parę wodną powstałą w wyniku mrozu i niskiego ciśnienia, wszystkie dzisiejsze badania wskazują, że „słaba” atmosfera Marsa nie przemawia za istnieniem wody w stanie ciekłym na planetach powierzchniowych.

Jednak na podstawie najnowszych danych z misji marsjańskich naukowcy są przekonani, że na Marsie istnieje woda w stanie ciekłym i znajduje się ona metr pod powierzchnią planety.

Woda na Marsie: spekulacje / wikipedia.org

Jednak pomimo cienkiego warstwa atmosferyczna Na Marsie panują warunki pogodowe całkiem akceptowalne według standardów ziemskich. Najbardziej ekstremalnymi formami tej pogody są wiatry, burze piaskowe, mróz i mgła. W wyniku takiej aktywności pogodowej w niektórych obszarach Czerwonej Planety zaobserwowano znaczące oznaki erozji.

Kolejnym interesującym punktem dotyczącym marsjańskiej atmosfery jest to, że jest kilka współczesnych badania naukowe, w odległej przeszłości był wystarczająco gęsty, aby na powierzchni planety istniały oceany ciekłej wody. Jednak według tych samych badań atmosfera Marsa uległa dramatycznym zmianom. Wiodąca wersja takiej zmiany jest włączona ten moment to hipoteza o zderzeniu planety z innym dość obszernym ciałem kosmicznym, w wyniku którego Mars utracił większość swojej atmosfery.

Powierzchnia Marsa ma dwie istotne cechy, które przez ciekawy zbieg okoliczności wiążą się z różnicami w półkulach planety. Faktem jest, że półkula północna ma dość gładką topografię i tylko kilka kraterów, podczas gdy półkula południowa jest dosłownie usiana wzgórzami i kraterami różnej wielkości. Oprócz różnic topograficznych, które wskazują na różnice w rzeźbie półkul, istnieją również różnice geologiczne - badania wskazują, że obszary na półkuli północnej są znacznie bardziej aktywne niż na południu.

Na powierzchni Marsa znajduje się największy znany wulkan Olympus Mons i największy znany kanion Mariner. W Układzie Słonecznym nie odkryto jeszcze nic wspanialszego. Wysokość Olimpu wynosi 25 kilometrów (to trzy razy więcej niż Everest, najwyższa góra na Ziemi), a średnica podstawy wynosi 600 kilometrów. Długość Valles Marineris wynosi 4000 kilometrów, szerokość 200 kilometrów, a głębokość prawie 7 kilometrów.

Najbardziej znaczącym odkryciem dotyczącym powierzchni Marsa było jak dotąd odkrycie kanałów. Osobliwością tych kanałów jest to, że według ekspertów NASA zostały utworzone przez płynącą wodę, a zatem są najbardziej wiarygodnym dowodem na teorię, że w odległej przeszłości powierzchnia Marsa była znacznie podobna do Ziemi.

Najbardziej znanym perydolium związanym z powierzchnią Czerwonej Planety jest tzw. „Twarz na Marsie”. Kiedy w 1976 roku pierwsze zdjęcie tego obszaru wykonała sonda Viking I, teren rzeczywiście bardzo przypominał ludzką twarz. Wiele osób uważało wówczas to zdjęcie za prawdziwy dowód na istnienie inteligentnego życia na Marsie. Kolejne zdjęcia pokazały, że był to jedynie trik oświetlenia i ludzkiej wyobraźni.

Podobnie jak inne planety ziemskie, wnętrze Marsa składa się z trzech warstw: skorupy, płaszcza i jądra.
Chociaż nie przeprowadzono jeszcze dokładnych pomiarów, naukowcy dokonali pewnych przewidywań dotyczących grubości skorupy marsjańskiej na podstawie danych dotyczących głębokości Valles Marineris. Głęboki, rozległy system dolin położony na półkuli południowej nie mógłby istnieć, gdyby skorupa Marsa nie była znacznie grubsza niż skorupa Ziemi. Wstępne szacunki wskazują, że grubość skorupy Marsa na półkuli północnej wynosi około 35 kilometrów, a na półkuli południowej około 80 kilometrów.

Jądłu Marsa poświęcono sporo badań, w szczególności określeniu, czy jest ono stałe, czy płynne. Niektóre teorie wskazywały na brak wystarczająco silnego pola magnetycznego jako znaku twardy rdzeń. Jednak w ostatniej dekadzie coraz większą popularność zyskuje hipoteza, że ​​jądro Marsa jest przynajmniej częściowo płynne. Wskazało na to odkrycie namagnesowanych skał na powierzchni planety, co może świadczyć o tym, że Mars ma lub miał płynne jądro.

Orbita i rotacja

Orbita Marsa jest niezwykła z trzech powodów. Po pierwsze, jego ekscentryczność jest drugą co do wielkości spośród wszystkich planet, tylko Merkury ma mniej. Przy tej eliptycznej orbicie peryhelium Marsa wynosi 2,07 x 108 km, czyli znacznie dalej niż jego aphelium wynoszące 2,49 x 108 km.

Po drugie, dowody naukowe sugerują, że tak wysoki stopień ekscentryczności nie zawsze występował i mógł być mniejszy niż ziemski w pewnym momencie historii Marsa. Naukowcy twierdzą, że przyczyną tej zmiany są siły grawitacyjne sąsiadujących planet działające na Marsa.

Po trzecie, ze wszystkich planet ziemskich Mars jest jedyną, na której rok trwa dłużej niż na Ziemi. Jest to naturalnie związane z odległością orbitalną od Słońca. Jeden rok marsjański to prawie 686 ziemskich dni. Dzień na Marsie trwa około 24 godzin i 40 minut, czyli tyle czasu, ile potrzebuje planeta, aby wykonać jeden pełny obrót wokół własnej osi.

Innym zauważalnym podobieństwem między planetą a Ziemią jest jej nachylenie osiowe, które wynosi około 25°. Cecha ta wskazuje, że pory roku na Czerwonej Planecie następują po sobie dokładnie w taki sam sposób, jak na Ziemi. Jednak półkule Marsa charakteryzują się zupełnie innymi reżimami temperaturowymi o każdej porze roku, odmiennymi od tych na Ziemi. Dzieje się tak ponownie ze względu na znacznie większą ekscentryczność orbity planety.

SpaceX A planuje skolonizować Marsa

Wiemy więc, że SpaceX chce wysłać ludzi na Marsa w 2024 r., ale ich pierwszą misją na Marsa będzie kapsuła Red Dragon w 2018 r. Jakie kroki zamierza podjąć firma, aby osiągnąć ten cel?

• 2018 Początek sonda kosmiczna„Czerwony Smok” w celach demonstracyjnych technologii. Celem misji jest dotarcie na Marsa i wykonanie na małą skalę prac badawczych w miejscu lądowania. Ewentualnie dostawa Dodatkowe informacje dla NASA lub agencji kosmicznych innych krajów.
• 2020 Wystrzelenie statku kosmicznego Mars Colonial Transporter MCT1 (bezzałogowego). Celem misji jest wysłanie ładunku i próbki zwrotne. Demonstracje technologii na dużą skalę w zakresie siedlisk, podtrzymywania życia i energii.
• 2022 Wystrzelenie statku kosmicznego Mars Colonial Transporter MCT2 (bezzałogowego). Druga iteracja MCT. W tym czasie MCT1 będzie w drodze powrotnej na Ziemię, przewożąc marsjańskie próbki. MCT2 dostarcza sprzęt na pierwszy załogowy lot. MCT2 będzie gotowy do startu, gdy załoga dotrze na Czerwoną Planetę za 2 lata. W razie kłopotów (jak w filmie „Marsjanin”) zespół będzie mógł za jego pomocą opuścić planetę.
• 2024 Trzecia wersja Mars Colonial Transporter MCT3 i pierwszy lot załogowy. W tym momencie wszystkie technologie udowodnią swoją funkcjonalność, MCT1 wyruszy na Marsa i z powrotem, a MCT2 będzie gotowy i przetestowany na Marsie.

Mars jest czwartą planetą od Słońca i ostatnią z planet ziemskich. Odległość od Słońca wynosi około 227940000 kilometrów.

Nazwa planety pochodzi od Marsa, rzymskiego boga wojny. Starożytni Grecy nazywali go Aresem. Uważa się, że Mars otrzymał to skojarzenie ze względu na krwistoczerwony kolor planety. Ze względu na swój kolor planeta była znana także innym starożytnym kulturom. Pierwsi chińscy astronomowie nazywali Marsa „Gwiazdą Ognia”, a starożytni egipscy kapłani nazywali go „Ee Desher”, co oznacza „czerwony”.

Masy lądowe na Marsie i Ziemi są bardzo podobne. Pomimo tego, że Mars zajmuje zaledwie 15% objętości i 10% masy Ziemi, ma masę lądową porównywalną do naszej planety, co wynika z faktu, że woda pokrywa około 70% powierzchni Ziemi. Jednocześnie grawitacja powierzchniowa Marsa stanowi około 37% grawitacji na Ziemi. Oznacza to, że teoretycznie na Marsie można skakać trzy razy wyżej niż na Ziemi.

Tylko 16 z 39 misji na Marsa zakończyło się sukcesem. Od czasu misji Mars 1960A wystrzelonej przez ZSRR w 1960 r. na Marsa wysłano łącznie 39 lądowników i łazików, ale tylko 16 z tych misji zakończyło się sukcesem. W 2016 roku w ramach rosyjsko-europejskiej misji ExoMars wystrzelono sondę, której głównymi celami będzie poszukiwanie oznak życia na Marsie, badanie powierzchni i topografii planety oraz sporządzenie mapy potencjalnych zagrożeń ze strony Marsa. środowisko dla przyszłych misji załogowych na Marsa.

Na Ziemi odkryto szczątki Marsa. Uważa się, że w meteorytach, które odbiły się od planety, odkryto ślady części marsjańskiej atmosfery. Po opuszczeniu Marsa meteoryty te przez długi czas, przez miliony lat, latały po Układzie Słonecznym wśród innych obiektów i śmieci kosmiczne, ale zostały porwane przez grawitację naszej planety, wpadły w jej atmosferę i rozbiły się na powierzchni. Badanie tych materiałów pozwoliło naukowcom dowiedzieć się wiele o Marsie jeszcze przed rozpoczęciem lotów kosmicznych.

W niedawnej przeszłości ludzie byli pewni, że na Marsie żyje inteligentne życie. Duży wpływ na to miało odkrycie linii prostych i rowków na powierzchni Czerwonej Planety przez włoskiego astronoma Giovanniego Schiaparelliego. Uważał, że takich prostych linii nie może stworzyć natura i są one wynikiem inteligentnego działania. Jednak później udowodniono, że było to nic innego jak złudzenie optyczne.

Najwyższa góra planetarna znana w Układzie Słonecznym znajduje się na Marsie. Nazywa się Olympus Mons (Góra Olimp) i wznosi się na wysokość 21 kilometrów. Uważa się, że jest to wulkan, który powstał miliardy lat temu. Naukowcy znaleźli całkiem sporo dowodów na to, że wiek lawy wulkanicznej obiektu jest dość młody, co może świadczyć o tym, że Olimp może być nadal aktywny. Jednak w Układzie Słonecznym jest góra, której wysokość jest niższa od Olimpu - jest to centralny szczyt Rheasilvia, położony na asteroidzie Westa, której wysokość wynosi 22 kilometry.

Na Marsie występują burze piaskowe – najbardziej rozległe w Układzie Słonecznym. Wynika to z eliptycznego kształtu orbity planety wokół Słońca. Ścieżka orbity jest bardziej wydłużona niż w przypadku wielu innych planet, a ten owalny kształt orbity powoduje gwałtowne burze piaskowe, które pokrywają całą planetę i mogą trwać wiele miesięcy.

Patrząc z Marsa, Słońce wydaje się mieć mniej więcej połowę rozmiaru Ziemi. Kiedy Mars znajduje się najbliżej Słońca na swojej orbicie, a jego południowa półkula jest zwrócona w stronę Słońca, na planecie panuje bardzo krótkie, ale niezwykle gorące lato. W tym samym czasie na półkuli północnej nadchodzi krótka, ale mroźna zima. Kiedy planeta znajduje się dalej od Słońca, a półkula północna jest skierowana w jej stronę, Mars doświadcza długiego i łagodnego lata. Na półkuli południowej nadchodzi długa zima.

Z wyjątkiem Ziemi naukowcy uważają Marsa za planetę najbardziej odpowiednią do życia. Wiodące agencje kosmiczne planują wdrożyć cała linia misji kosmicznych w ciągu najbliższej dekady, aby dowiedzieć się, czy na Marsie istnieje potencjał do życia i czy możliwe jest zbudowanie na nim kolonii.

Marsjanie i kosmici z Marsa od dłuższego czasu są głównymi kandydatami na istoty pozaziemskie, co czyni Marsa jedną z najpopularniejszych planet Układu Słonecznego.

Mars jest jedyną planetą w układzie, poza Ziemią, na której występuje lód polarny. Pod czapami polarnymi Marsa odkryto stałą wodę.

Podobnie jak na Ziemi, na Marsie występują pory roku, ale trwają one dwa razy dłużej. Dzieje się tak, ponieważ Mars jest nachylony wokół własnej osi pod kątem około 25,19 stopnia, czyli blisko nachylenia osi Ziemi (22,5 stopnia).

Mars nie ma pola magnetycznego. Niektórzy naukowcy uważają, że istniał na planecie około 4 miliardów lat temu.

Dwa księżyce Marsa, Fobos i Deimos, zostały opisane w książce „Podróże Guliwera” Jonathana Swifta. Minęło 151 lat, zanim je odkryto.

Kiedy mówimy o zmianach klimatycznych, ze smutkiem kręcimy głowami – och, jak bardzo zmieniła się ostatnio nasza planeta, jak zanieczyszczona jest jej atmosfera… Jeśli jednak chcemy zobaczyć prawdziwy przykład tego, jak fatalne mogą być zmiany klimatyczne, to nie będziemy musieli jej szukać na Ziemi i poza nią. Mars jest bardzo odpowiedni do tej roli.

Tego, co było tu miliony lat temu, nie da się porównać z obrazem dzisiejszym. Obecnie Mars ma przenikliwie zimną powierzchnię, niskie ciśnienie oraz bardzo cienką i rzadką atmosferę. Przed nami leży tylko blady cień dawnego świata, którego temperatura powierzchni była niewiele niższa od obecnej temperatury na Ziemi, a głębokie rzeki płynęły przez równiny i wąwozy. Być może istniało tu nawet życie organiczne, kto wie? Wszystko to należy już do przeszłości.

Z czego zbudowana jest atmosfera Marsa?

Obecnie odrzuca nawet możliwość istnienia tu żywych istot. Na pogodę na Marsie wpływa wiele czynników, w tym cykliczny wzrost i topnienie czap lodowych, para wodna w atmosferze oraz sezonowe burze piaskowe. Czasami gigantyczne burze piaskowe pokrywają całą planetę jednocześnie i mogą trwać miesiącami, zmieniając niebo na ciemnoczerwone.

Atmosfera Marsa jest około 100 razy cieńsza niż ziemska i składa się w 95% z dwutlenku węgla. Dokładny skład atmosfery Marsa to:

• Dwutlenek węgla: 95,32%
• Azot: 2,7%
• Argon: 1,6%
• Tlen: 0,13%
• Tlenek węgla: 0,08%

Ponadto w małych ilościach występują: woda, tlenki azotu, neon, ciężki wodór, krypton i ksenon.

Jak powstała atmosfera Marsa? Podobnie jak na Ziemi – w wyniku odgazowania – uwolnienia gazów z wnętrzności planety. Jednak grawitacja na Marsie jest znacznie mniejsza niż na Ziemi, dlatego większość gazów ucieka w przestrzeń kosmiczną, a tylko niewielka ich część jest w stanie pozostać wokół planety.

Co stało się z atmosferą Marsa w przeszłości?

U zarania Układu Słonecznego, czyli 4,5-3,5 miliarda lat temu, Mars miał dość gęstą atmosferę, dzięki czemu na jego powierzchni mogła istnieć woda w postaci płynnej. Fotografie orbitalne przedstawiają kontury rozległych dolin rzecznych, zarysy starożytny ocean na powierzchni czerwonej planety, a łaziki na Marsie niejednokrotnie znajdowały próbki związków chemicznych, które udowadniają nam, że oczy nie kłamią - wszystkie te reliefowe detale na Marsie, znane ludzkiemu oku, powstały pod tym samym warunki jak na Ziemi.

Bez wątpienia na Marsie była woda, tutaj nie ma żadnych pytań. Pytanie tylko, dlaczego w końcu zniknęła?

Główna teoria w tym zakresie wygląda mniej więcej tak: kiedyś Mars miał pole magnetyczne, które skutecznie odbijało promieniowanie słoneczne, jednak z biegiem czasu zaczęło ono słabnąć i około 3,5 miliarda lat temu praktycznie zanikło (poszczególne lokalne centra pola magnetycznego co więcej, moc całkiem porównywalna z tą na Ziemi, istnieje na Marsie nawet teraz). Ponieważ Mars jest prawie o połowę mniejszy od Ziemi, jego grawitacja jest znacznie słabsza niż naszej planety. Doprowadziło do tego połączenie tych dwóch czynników (utrata pola magnetycznego i słaba grawitacja). że wiatr słoneczny zaczął „wybijać” lekkie cząsteczki z atmosfery planety, stopniowo ją rozrzedzając. Tak więc w ciągu milionów lat Mars znalazł się w roli jabłka, z którego ostrożnie odcięto nożem skórę.

Osłabione pole magnetyczne nie było już w stanie skutecznie „gasić” promieniowania kosmicznego, a Słońce ze źródła życia zamieniło się w zabójcę Marsa. A rozrzedzona atmosfera nie była już w stanie zatrzymać ciepła, więc temperatura na powierzchni planety spadła średnio do -60 stopni Celsjusza, osiągając +20 stopni jedynie w letni dzień na równiku.

Chociaż atmosfera Marsa jest obecnie około 100 razy cieńsza niż ziemska, wciąż jest wystarczająco gruba, aby na Czerwonej Planecie mogły aktywnie zachodzić procesy formowania się pogody, pojawiać się opady atmosferyczne, chmury i wiatry.

„Dust Devil” – małe tornado na powierzchni Marsa, sfotografowane z orbity planety

Promieniowanie, burze piaskowe i inne cechy Marsa

Promieniowanie w pobliżu powierzchni planety stwarza zagrożenie, jednak z danych NASA uzyskanych ze zbiorów analiz łazika Curiosity wynika, że ​​nawet podczas 500-dniowego okresu pobytu na Marsie (+360 dni w drodze), astronauci (biorąc pod uwagę sprzęt ochronny) otrzymaliby „dawkę promieniowania równą 1 siwertowi (~100 rentgenów). Dawka ta jest niebezpieczna, ale z pewnością nie zabije dorosłego „na miejscu”. Uważa się, że 1 siwert ekspozycji na promieniowanie zwiększa ryzyko zachorowania na raka u astronauty o 5%. Zdaniem naukowców, w imię nauki, a zwłaszcza pierwszego kroku na Marsa, można się wiele narobić, nawet jeśli w przyszłości zapowiada to problemy zdrowotne... To zdecydowanie krok w stronę nieśmiertelności!

Na powierzchni Marsa sezonowo szaleją setki diabłów pyłowych (tornad), unosząc do atmosfery pył z tlenków żelaza (w skrócie rdza), który obficie pokrywa marsjańskie pustkowia. Pył marsjański jest bardzo drobny, co w połączeniu z niską grawitacją powoduje, że w atmosferze zawsze występuje jego znaczna ilość, osiągając szczególnie wysokie stężenia jesienią i zimą na północy oraz wiosną i latem na południu półkule planety.

Burze piaskowe na Marsie- największy w Układzie Słonecznym, zdolny pokryć całą powierzchnię planety i czasami trwać miesiącami. Główne pory roku burz piaskowych na Marsie to wiosna i lato.

Mechanizm tak potężny zjawiska pogodowe nie zostały w pełni zbadane, ale z dużym prawdopodobieństwem wyjaśnia się następująca teoria: kiedy duża liczba cząstek pyłu przedostaje się do atmosfery, prowadzi to do jego gwałtownego nagrzania do dużej wysokości. Ciepłe masy gazów pędzą w kierunku zimnych regionów planety, wytwarzając wiatr. Pył marsjański, jak już wspomniano, jest bardzo lekki, dlatego silny wiatr unosi na górę jeszcze więcej pyłu, co z kolei jeszcze bardziej podgrzewa atmosferę i generuje jeszcze więcej pyłu silne wiatry, co z kolei wznosi jeszcze więcej kurzu... i tak dalej!

Na Marsie nie ma deszczu. Skąd miałby on pochodzić przy mrozie -60 stopni? Ale czasami pada śnieg. To prawda, że ​​​​taki śnieg nie składa się z wody, ale z kryształków dwutlenku węgla, a jego właściwości bardziej przypominają mgłę niż śnieg („płatki śniegu” są za małe), ale spokojnie - to prawdziwy śnieg! Tylko z lokalną specyfiką.

Ogólnie rzecz biorąc, „śnieg” pada prawie na całym terytorium Marsa, a proces ten ma charakter cykliczny - w nocy dwutlenek węgla zamarza i zamienia się w kryształy, opadając na powierzchnię, a w ciągu dnia topnieje i ponownie wraca do atmosfery. Jednak zimą na północnym i południowym biegunie planety mróz panuje do -125 stopni, więc gdy opadnie w postaci kryształów, gaz już nie paruje i leży warstwowo aż do wiosny. Czy biorąc pod uwagę wielkość czap śnieżnych Marsa trzeba mówić, że zimą stężenie dwutlenku węgla w atmosferze spada o kilkadziesiąt procent? Atmosfera staje się jeszcze bardziej rozrzedzona, przez co zatrzymuje jeszcze mniej ciepła... Mars pogrąża się w zimie.