Мерехтливою в дні протистояння зловісним криваво-червоним кольором і такою, що викликає первісний містичний страх загадковій і таємничій зірці, яку стародавні римляни нарекли на честь бога війни Марсом (у греків Арес), навряд чи пристало б жіноче ім'я. Греки ще називали її Фаетоном за "" лучезарний і блискучий "" вигляд, яким поверхня Марса зобов'язана яскравим кольором і "місячним" "рельєфом з вулканічними кратерами, вм'ятинами від ударів гігантських метеоритів, долинами і пустелями.
Орбітальні характеристики
Ексцентриситет еліптичної орбіти Марса становить 0,0934, обумовлюючи, таким чином, відмінність максимальної (249 млн км) і мінімальної (207 млн км) відстаней до Сонця, через що кількість сонячної енергії, що надходить на планету, змінюється в межах 20-30%.
Швидкість руху по орбіті в середньому становить 24,13 км/с. Марс повністю огинає Сонце за 686,98 земної доби, що перевищує земний період в два рази, а навколо власної осі обертається майже так само, як і Земля (за 24 год 37 хв). Кут нахилу орбіти до площини екліптики за різними оцінками визначається від 1,51 ° до 1,85 °, а нахилення орбіти до екватора становить 1,093 °. Відносно екватора Сонця орбіта Марса нахилена під кутом 5,65 ° (а Земля - близько 7 °). Значний нахил екватора планети до площини орбіти (25,2 °) призводить до істотних сезонних змін клімату.
Фізичні параметри планети
Марс серед планет Сонячної системи за розмірами стоїть на сьомому місці, а за віддаленістю від Сонця займає четверту позицію. Обсяг планети становить 1.638 ст.1 1011 км, а вага 0,105-0,108 маси Землі (6,4 1023 кг), поступаючись їй у щільності близько 30% (3,95 г/см3). Прискорення вільного падіння в області екватора Марса визначають в межах від 3,711 до 3,76 м/с . Площа поверхні оцінюється в 144 800 000 км Атмосферний тиск коливається в межах 0.7 - 0.9 кПа. Швидкість, необхідна для подолання гравітації (друга космічна) - 5 072 м/с. У південній півкулі поверхня Марса за середнім рівнем на 3-4 км вища, ніж у північному.
Кліматичні умови
Загальна маса атмосфери Марса становить близько 2, 1016 кг, але протягом року вона сильно змінюється у зв'язку з таненням або «» намерзанням «» що містять вуглекислий газ полярних шапок. Середній тиск на рівні поверхні (близько 6,1 мбар) майже в 160 разів менше, ніж поблизу поверхні нашої планети, але в глибоких западинах досягає 10 мбар. За різними джерелами сезонні перепади тиску коливаються від 4.0 до 10 мбар.
На 95,32% атмосфера Марса складається з вуглекислого газу, приблизно 4% припадає на частку аргону і азоту, а кисню разом з водяним пором менше 0,2%.
Сильнорозріджена атмосфера не може довго утримувати тепло. Незважаючи на «гарячий колір», яким виділяється серед інших планета Марс, температура на поверхні опускається взимку до -160 ° C на полюсі, а на екваторі влітку, в денний час поверхня може прогрітися лише до + 30 ° C.
Клімат носить сезонний характер, як і на Землі, але витягнутість орбіти Марса призводить до істотних відмінностей у тривалості і температурному режимі часів року. Прохолодні весна і літо північної півкулі в сукупності тривають істотно більше половини марсіанського року (371 марс. доба), а зима з осені коротка і помірна. Південне літо спекотне і коротке, а зима холодна і довга.
Сезонні зміни клімату найяскравіше проявляються в поведінці полярних шапок, складених льодом з домішкою тонкодисперсних, пилоподібних частинок гірських порід. Фронт північної полярної шапки може віддалятися від полюса майже на третину відстані до екватора, а межа південної шапки доходить до половини цієї дистанції.
Термометром, розташованим точно у фокусі телескопа-рефлектора, націленого на Марс, температура на поверхні планети була визначена вже на початку 20-х років минулого століття. Перші вимірювання (до 1924 р.) показали значення від -13 до -28 ° С, а в 1976 році нижній і верхній межі температури були уточнені висадилися на Марс космічним апаратом «Вікінг».
Марсіанські пилові бурі
«» Викриття «» пилових бурь, їх масштабів і поведінки дозволило розкрити таємницю, яку довгий час зберігав Марс. Поверхня планети загадково змінює колір, з глибокої давнини зачаровуючи спостерігачів. Причиною «» хамелеонства «» виявилися пилові бурі.
Різкі перепади температур Червоної планети стають причиною розгулу несамовитих вітрів, швидкість яких сягає 100 м/с, а низька сила тяжкості, незважаючи на розрідженість повітря, дозволяє вітрам піднімати величезні маси пилу на висоту понад 10 км.
Зародженню пилових штормів також сприяє різке підвищення атмосферного тиску, що викликається випаровуванням замерзлої вуглекислоти зимових полярних шапок.
Пилові бурі, як показують знімки поверхні Марса, просторово тяжіють до полярних шапок і можуть охоплювати колосальні площі, триваючи до 100 діб.
Ще однією пиловою пам'яткою, якій Марс зобов'язаний аномальним перепадам температури, є смерчі, які, на відміну від земних «» колег «», розгулюють не тільки по пустельних областях, але і господарюють на схилах кратерів вулканів і ударних вирв, розуміючись вгору до 8 км. Їх слідами виявилися гігантські ветвисто-смугасті малюнки, які довгий час залишалися загадковими.
Пилові бурі і смерчі виникають головним чином під час великих протистоянь, коли в південній півкулі літо припадає на період проходження Марса через найближчу до Сонця точку орбіти планети (перигелій).
Дуже врожайними на смерчі виявилися знімки поверхні Марса, зроблені космічним апаратом Mars Global Surveyor, який на орбіті планети знаходиться з 1997 року.
Одні смерчі залишають сліди, змітаючи або засмоктуючи пухкий поверхневий шар тонкодисперсних частинок ґрунту, інші не залишають навіть «» відбитків пальців «», треті, шаленіючи, малюють хитромудрі фігури, за що їх нарекли пиловими дияволами. Вихори працюють, як правило, поодинці, але і від групових «» уявлень «» не відмовляються.
Особливості рельєфу
Напевно, всім, хто, озброївшись потужним телескопом, вперше поглянув на Марс, поверхня планети відразу нагадала місячний ландшафт, і в багатьох областях це дійсно так, але все-таки геоморфологія Марса своєрідна і неповторна.
Регіональні особливості рельєфу планети обумовлені асиметрією її поверхні. Переважаючі рівнинні поверхні північної півкулі нижче умовно нульового рівня на 2-3 км, а в південній півкулі ускладнена кратерами, долинами, каньйонами, западинами і пагорбами поверхня на 3-4 км вище базового рівня. Перехідна зона між двома півкулями шириною 100-500 км морфологічно виражена сильно еродійованим гігантським поступом висотою майже 2 км, що охоплює майже 2/3 планети по окружності і трасується системою розломів.
Переважаючі форми рельєфу, що характеризують поверхню Марса, представлені спіщреними кратерами різної генезису, височинами і западинами, ударними структурами кругових депресій (багатокільцеві басейни), лінійно витягнутими височинами (грядами) і крутозхильними котловинами неправильної форми.
Широко поширені плосковершинні підняття з обривистими краями (столові гори), великі плоскі кратери (щитові вулкани) з еродійованими схилами, звивисті долини з притоками і рукавами, вирівняні височини (плато) і області каньоноподібних долин (лабіринти).
Характерними для Марса є і провальні депресії з хаотичним і безформним рельєфом, протяжні, складно побудовані сходи (скиди), серії субпараллельних гряд і борозд, а також великі рівнини цілком «» земного «» вигляду.
Кільцеві кратерні басейни і великі (понад 15 км у поперечнику) кратери є визначальними морфологічними структурами для більшої частини південної півкулі.
Найвищі регіони планети з іменами Фарсіда і Елізій знаходяться в північній півкулі і представляють величезні вулканічні нагір'я. Плато Фарсіда, височіючи над рівнинним оточенням майже на 6 км, простягається по борготі на 4000 км і на 3000 км простягається по широті. На плато розташовані 4 гігантські вулкани висотою від 6,8 км (гора Альба) до 21,2 км (м. Олімп, діаметр 540 км). Вершини гір (вулканів) Павліна/Павоніс (Pavonis), Аскрійська (Ascraeus) і Арсія (Arsia) знаходяться на висоті 14, 18 і 19 км відповідно. Гора Альба стоїть осібно на північний захід від суворого ряду інших вулканів і являє собою щитову вулканічну структуру діаметром близько 1500 км. Вулкан Олимп (Olympus) - найвища гора не тільки на Марсі, а й у всій Сонячній системі.
Зі сходу і заходу до провінції Фарсіда примикають дві великі меридіональні низинності. Позначки поверхні західної рівнини з ім'ям Амазонія близькі до нульового рівня планети, а найнижчі ділянки східної депресії (рівнина Хріса) нижче нульового рівня на 2-3 км.
В екваторіальній області Марса розташоване друге за величиною вулканічне нагір'я Елізій розміром близько 1500 км в поперечнику. Плато воздимається над підставою на 4-5 км і несе на собі три вулкани (власне гора Елізій, купол Альбор і гора Гекати). Найвища гора Елізій зросла до 14 км.
На схід від плато Фарсіда в приекваторіальній області простяглася гігантська за масштабами Марса (майже на 5 км) рифтоподібна система долин (каньйонів) Марінер, що перевищує за довжиною один з найбільших на землі Великий Каньйон майже в 10 разів, і в 7 разів ширше і глибше. Ширина долин у середньому становить 100 км, а майже відвісні поступки їхніх бортів сягають висоти 2 км. Лінійність структур вказує на їх тектонічне походження.
У межах височин південної півкулі, де поверхня Марса просто всіяна кратерами, розташовані найбільші на планеті кругоподібні ударні депресії з іменами Аргір (близько 1500 км) і Еллада (2300 км).
Рівнина Еллада глибша за всі западини планети (майже 7000 м нижче середнього рівня), а перевищення рівнини Аргір по відношенню до рівня навколишнього піднесення становить 5,2 км. Аналогічна округла низинність, рівнина Ісіди (1100 км в поперечнику), розташована в приекваторіальній області східної півкулі планети і на півночі примикає до рівнини Елізій.
На Марсі відомо ще близько 40 подібних багатокільцевих басейнів, але розміром поменше.
У північній півкулі розташована найбільша на планеті низинність (Північна рівнина), що окаймає полярну область. Позначки рівнини знаходяться нижче нульового рівня поверхні планети.
Еолові ландшафти
Важко було б в декількох словах охарактеризувати поверхню Землі, маючи на увазі планету в цілому, а ось отримати уявлення про те, яка поверхня у Марса, можна, якщо просто назвати її безжиттєвою і сухою, червонувато-бурою, кам'янисто-піщаною пустелею, тому що розчленований рельєф планети згладжений пухлими наносними відкладеннями.
Еолові ландшафти, складені піщано-тонкоалевритовим з пилом матеріалом і сформовані в результаті вітрової діяльності, покривають практично всю планету. Це звичайні (як на землі) бархани (поперечні, поздовжні та діагональні) розміром від перших сотень метрів до 10 км, а також слоїсті еолово-гляціальні відкладення полярних шапок. Особливий рельєф, «» створений Еолом «», приурочений до замкнутих структур - днищ великих каньйонів і кратерів.
Морфологічна діяльність вітру, що визначає своєрідні особливості поверхні Марса, проявилася і в інтенсивній ерозії (дефляції), яка призвела до утворення характерних, «» гравійованих «» поверхонь з осередками і лінійними структурами.
Слоїсті еолово-гляціальні утворення, складені змішаним з опадами льодом, покривають полярні шапки планети. Їх потужність оцінюється в кілька км.
Геологічна характеристика поверхні
За однією з існуючих гіпотез сучасного складу і геологічної будови Марса спочатку з первинної речовини планети виплавилося внутрішнє ядро невеликого розміру, що складається головним чином із заліза, нікелю і сірки. Потім навколо ядра утворилася однорідна за складом літосфера потужністю разом з корою близько 1000 км, в якій, ймовірно, і сьогодні триває активна вулканічна діяльність з викидом на поверхню все нових порцій магми. Товщину марсіанської кори оцінюють у 50-100 км.
Відтоді як людина стала заглядатися на найяскравіші зірки, вчених, як і всіх небайдужих до вселенських сусідів людей, серед інших загадок, насамперед цікавило, яка поверхня у Марса.
Майже вся планета покрита шаром бурувато-жовтувато-червоного пилу з домішкою тонкоалевритового та піщаного матеріалу. Основними компонентами пухкого ґрунту є силікати з великою домішкою оксидів заліза, що додають поверхні червонуватий відтінок.
За результатами численних досліджень, виконаних космічними апаратами, коливання елементного складу пухких відкладень поверхневого шару планети не настільки значні, щоб припустити велику різноманітність мінерального складу гірських порід, що складають марсіанську кору.
Встановлені в ґрунті середні вмісти кремнію (21%), заліза (12,7%), магнію (5%), кальцію (4%), алюмінію (3%), сірки (3,1%), а також калію і хлору (< 1%) вказували на те, що основу пухких відкладень поверхні становлять продукти руйнування вивержених і вулканогенних порід основного складу, близьких до базальтів землі. Спочатку вчені засумнівалися в істотній диференційованості кам'яної оболонки планети по мінеральному складу, проте проведені в рамках проекту Mars Exploration Rover (США) дослідження корінних порід Марса призвели до сенсаційного відкриття аналогів земних андезитів (порід середнього складу).
Це відкриття, підтверджене пізніше численними знахідками аналогічних порід, дозволило судити про те, що Марс, як і Земля, може володіти диференційованою корою, чому свідчать суттєві вмісти алюмінію, кремнію і калію.
На підставі величезного числа знімків, виконаних космічними апаратами і дозволили судити, з чого складається поверхня Марса, крім вивержених і вулканогенних порід, на планеті очевидно присутність вулканогенно-осадових порід і осадових відкладень, які дізнаються за характерною плитчастою окремо і слоїстістю фрагментів оголень.
Характер слоїстості порід може свідчити про їх утворення в морях і озерах. Області осадових порід зафіксовані в багатьох місцях планети і найчастіше вони зустрічаються в великих кратерах.
Вчені не виключають і «сухе» утворення опадів їх марсіанського пилу з подальшою їх літифікацією (скам'янінням).
Мерзлотні освіти
Особливе місце в морфології поверхні Марса займають мерзлотні освіти, більшість з яких проявилися на різних етапах геологічної історії планети в результаті тектонічних зрушень і впливу екзогенних факторів.
На підставі вивчення великої кількості космічних знімків вчені одностайно дійшли висновку, що у формуванні вигляду Марса поряд з вулканічною активністю значна роль належить воді. Виверження вулканів призводили до розтоплення крижаного покриву, що, в свою чергу, служило розвитку водної ерозії, сліди якої видно і сьогодні.
Про те, що мерзлота на Марсі сформувалася вже на найбільш ранніх етапах геологічної історії планети, свідчать не тільки полярні шапки, але і специфічні форми рельєфу, схожі з ландшафтом у зонах вічної мерзлоти на Землі.
Вихоридні утворення, якими виглядають на космічних знімках шарковиті відкладення в полярних областях планети, поблизу являють собою систему терас, поступів і депресій, що утворюють найрізноманітніші форми.
Відкладення полярних шапок потужністю в кілька кілометрів складаються з шарів вуглекислотного і водного льоду, змішаного з ілистим і тонкоалевритовим матеріалом.
З процесом руйнування кріогенних товщ пов'язані провально-осідальні форми рельєфу, характерні для екваторіальної зони Марса.
Вода на Марсі
На більшій частині поверхні Марса вода не може існувати в рідкому стані через низький тиск, але в деяких районних сумарною площею близько 30% площі планети фахівці НАСА допускають наявність рідкої води.
Достовірно встановлені в даний час запаси води на Червоній планеті зосереджені головним чином в приповерхнісному шарі вічної мерзлоти (кріосфері) потужністю до багатьох сотень метрів.
Вчені не виключають існування реліктових озер рідкої води і під товщами полярних шапок. Виходячи з розрахункового обсягу кріолітосфери Марса, запаси води (льоду) оцінюються приблизно в 77 млн км, а якщо врахувати ймовірний обсяг відтоплених порід, ця цифра може зменшитися до 54 млн км порожень.
Крім того, існує думка, що під криолітосферою можуть знаходитися пласти з колосальними запасами солоних вод.
Безліч фактів говорить про наявність води на поверхні планети в минулому. Головними свідками виступають мінерали, утворення яких передбачає участь води. В першу чергу це гематит, глинисті мінерали і сульфати.
Марсіанські хмари
Загальна кількість води в атмосфері «» іссушеної «» планети більш ніж в 100 млн разів менше, ніж на Землі, і тим не менш поверхня Марса буває покрита нехай рідкісними і непоказними, але справжніми і навіть голубуватими хмарами, щоправда, що складаються з крижаного пилу. Хмарність формується в широкому діапазоні висот від 10 до 100 км і зосереджується переважно в екваторіальному поясі, рідко піднімаючись вище 30 км.
Крижані тумани і хмари поширені і поблизу полярних шапок взимку (полярна мить), але тут вони можуть «» опускатися «» нижче 10 км.
Хмари можуть фарбуватися в блідий рожеватий колір, коли крижані частинки змішуються з пилом, піднятим з поверхні.
Зафіксовано хмари найрізноманітніших форм, у тому числі хвилясті, смугасті та перисті.
Марсіанський пейзаж з висоти людського зросту
Вперше побачити, як виглядає поверхня Марса з висоти рослої людини (2,1 м) дозволила озброєна камерою «» рука «» марсохода curiosity в 2012 році. Перед здивованим поглядом робота постала «» піщана «», щебнисто-гравелиста рівнина, усіяна дрібними булижниками, з рідкісними плоскими оголеннями, можливо, корінних, вулканічних порід.
Сумну і одноманітну картину по один бік оживляла горбиста гряду кромки кратера Гейла, а по інший - смугосклонна громада гори Шарпа висотою 5,5 км, яка і була об'єктом полювання космічного апарату.
Намічаючи маршрут прямування по днищу кратера, автори проекту, мабуть, і не підозрювали, що поверхня Марса, знята марсоходом Curiosity, буде настільки різноманітною і неоднорідною, всупереч очікуванню побачити тільки сумну і монотонну пустелю.
На шляху проходження до гори Шарп роботу довелося долати тріщинуваті, плитчасті плоскі поверхні, пологі ступінчасті схили вулканогенно-осадових (судячи з шарколистої текстури на сколах) порід, а також глибові розвали темних голубуватих вулканітів з осередковою поверхнею.
Апарат по ходу обстрілював «» зазначені зверху «» цілі (булижники) лазерними імпульсами і бурив маленькі свердловини (до 7 см в глибину) для вивчення речового складу зразків. Аналіз отриманого матеріалу, крім вмістів породоутворюючих елементів, характерних для порід основного складу (базальтів), показав наявність сполук сірки, азоту, вуглецю, хлору, метану, водню і фосфору, тобто «» компонентів життя «».
Крім того, були знайдені глинисті мінерали, утворені в присутності води з нейтральним показником кислотності і невеликою концентрацією солей.
На підставі цих відомостей у сукупності з раніше отриманою інформацією вчені схилилися до висновку, що мільярди років тому на поверхні Марса була рідка вода, а щільність атмосфери значно вища за сучасну.
Ранкова зірка Марса
З тих пір як в травні 2003 р. світ облетів знімок блакитного півмісяця Землі, зроблений космічним апаратом Mars Global Surveyor з орбіти Червоної планети на відстані 139 млн км, багатьом видається, що саме так і виглядає Земля з поверхні Марса.
Але насправді, наша планета виглядає звідти приблизно так, як ми бачимо Венеру в ранкові і вечірні години, тільки світиться в буруватій чорноті марсіанського неба самотня (якщо не вважати слабо різний Місяць) маленька точка трохи яскравіше Венери.
Перший знімок Землі з поверхні був виконаний в передсвітню годину з борту марсохода Spirit в березні 2004 року, а космічному апарату Curiosity Земля «» під руку з Місяцем «» позувала в 2012 р. і вийшла ще «» гарніше «», ніж в перший раз.
