Планета Марс: Все характеристики

Марс, четвертая планета в Солнечной системе по порядку удаленности от Солнца и седьмая по размеру и массе. Это периодически бросающийся в глаза красноватый объект в ночном небе. Марс обозначается символом ♂.

Иногда называемая Красной планетой, Марс уже давно ассоциируется с войной и бойней. Он назван в честь римского бога войны.

Содержание:

Общий обзор планеты Марс

Еще 3000 лет назад вавилонские астрономы-астрологи назвали планету Нергал в честь своего бога смерти и мора. Две луны планеты, Фобос (греч.»страх») и Деймос («ужас»), были названы в честь двух сыновей Ареса и Афродиты (двойников Марса и Венеры соответственно в греческой мифологии).

В последнее время Марс заинтриговал людей по более существенным причинам, чем его зловещий вид. Планета вторая по близости к Земле после Венеры, и ее обычно легко наблюдать в ночном небе, потому что ее орбита лежит вне орбиты Земли.

Это также единственная планета, твердую поверхность и атмосферные явления которой можно наблюдать в телескопы с Земли. Многовековые усердные исследования показали, что Марс во многом похож на Землю. Как и Земля, Марс имеет облака, ветры, примерно 24-часовой день, сезонную погоду, полярные ледяные шапки, вулканы, каньоны и другие черты.

Есть интригующие свидетельства того, что миллиарды лет назад Марс был еще более похож на Землю, чем сегодня, с более плотной, теплой атмосферой и гораздо большим количеством водных рек, озер, каналов и возможно, океанов. По всем признакам, Марс теперь стерильная замерзшая пустыня. Однако крупным планом видны темные полосы на склонах некоторых кратеров в течение марсианской весны и лета.

Можно предположить, что по крайней мере, небольшое количество воды может течь сезонно на поверхности планеты, а радиолокационные отражения от возможного озера под южной полярной шапкой предполагают, что вода все еще может существовать в виде жидкости в защищенных районах под поверхностью. Наличие воды на Марсе считается критическим вопросом, потому что жизнь, как она понимается в настоящее время, не может существовать без воды.

Планетарные данные Марса

Среднее расстояние от Солнца 227,943,824 км (1,5 а.е.)
Эксцентриситет орбиты 0.093
Наклон орбиты к эклиптике 1.85°
Год Марса (звездный период обращения) 686.98 земных дней
Визуальная величина при средней оппозиции −2.01
Средний синодический период 779.94 земные дни
Средняя орбитальная скорость 24,1 км / сек
Экваториальный радиус 3,396.2 км
Северный полярный радиус 3,376.2 км
Южный полярный радиус 3,382.6 км
Поверхность 1.44 × 108 км2
Средняя плотность 3.93 г / см3
Масса 6.417 × 10 23 кг
Средняя поверхностная сила тяжести 371 см / сек 2
Скорость вращения 5.03 км / сек
Период вращения (марсианский звездный день) 24 ч. 37 мин. 22.663 сек
Марсианский день 24 ч 39 мин 36 сек
Наклон экватора к орбите 25.2°
Средняя температура поверхности 210 K (-82 °F, -63 °C)
Типичное поверхностное давление 0.006 бар
Количество известных лун 2

 

Если микроскопические формы жизни когда-либо возникали на Марсе, остается шанс, хотя и отдаленный, что они еще могут выжить в этих скрытых водных нишах. В 1996 году группа ученых сообщила о том, что, по их мнению, является доказательством существования древней микробной жизни в куске метеорита, прилетевшего с Марса, но большинство ученых оспорили их интерпретацию.

По крайней мере, с конца XIX века Марс считается самым гостеприимным местом в Солнечной системе за пределами Земли как для жизни коренных видов, так и для исследования и проживания человека. В то время было много предположений, что так называемые каналы Марса — сложные системы длинных прямых линий поверхности, которые очень немногие астрономы утверждали, что видели в телескопических наблюдениях — были творениями разумных существ. Хотя каналы позже оказались иллюзорными и сезонные изменения геологические, а не биологические, научный и общественный интерес к возможности марсианской жизни и к исследованию планеты не угас.

В прошлом веке Марс занял особое место в массовой культуре. Он служил в качестве вдохновения для многих поколений писателей-фантастов. Марс также был центральной темой обсуждения на радио, телевидении и в фильмах.

Основные Астрономические Данные

Времена года Марса
Времена года Марса, результат наклона планеты 24.9° к своей орбитальной плоскости.

Марс — четвертая планета от Солнца. Она движется вокруг Солнца на среднем расстоянии 228 миллионов километров или примерно в 1,5 раза больше расстояния от Земли до Солнца.

Из-за относительно удлиненной орбиты Марса расстояние между Марсом и Солнцем варьируется от 206,6 млн до 249,2 млн км. Марс обращается вокруг Солнца один раз в 687 земных дней. Это означает, что его год почти в два раза длиннее земного. При ближайшем сближении Марс находится менее чем в 56 миллионах километров от Земли, но он отступает почти до 400 миллионов километров, когда две планеты находятся на противоположных сторонах Солнечной системы.

Марс легче всего наблюдать, когда он и Солнце находятся в противоположных направлениях в небе, потому что он находится высоко в небе и показывает полностью освещенную сторону. Последовательные оппозиции происходят примерно каждые 26 месяцев. Противостояние может происходить в разных точках марсианской орбиты. Лучшие для просмотра происходят когда планета ближе всего к Солнцу, а также к Земле, потому что Марс тогда самый яркий и большой. Близкие противостояния происходят примерно каждые 15 лет.

Марс вращается вокруг своей оси каждые 24 часа 37 минут, что делает день на Марсе немного длиннее, чем день на Земле. Его ось вращения наклонена к орбитальной плоскости примерно на 25°. Марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных дней.

Из-за эллиптической орбиты южное лето короче (154 марсианских дня) и теплее, чем на севере (178 марсианских дней). Однако ситуация медленно меняется, и через 25 000 лет северное лето будет короче и теплее. Кроме того, наклон оси медленно изменяется в масштабе времени, приблизительно равном миллиону лет.

В нынешние эпохи наклон может колебаться от близкого к нулю, когда на Марсе нет сезонов, до 45°, когда сезонные различия являются экстремальными. В масштабах, превышающих сто миллионов лет, угол наклона может достигать 80°.

Марс — маленькая планета, больше, чем только Меркурий и чуть больше половины размера Земли. Он имеет экваториальный радиус 3396 км и средний полярный радиус 3379 км.

Масса Марса составляет лишь одну десятую земного значения, а его гравитационное ускорение 3,72 метра в секунду на поверхности означает, что объекты на Марсе весят чуть больше трети своего веса на поверхности Земли. Марс занимает только 28 процентов поверхности Земли, но, поскольку более двух третей Земли покрыто водой, земные площади двух планет сопоставимы. Дополнительные орбитальные и физические данные см. В таблице.

Ранние телескопические наблюдения

Марс был загадкой для древних астрономов, которые были сбиты с толку его кажущимся капризным движением по небу — иногда в том же направлении, что и солнце и другие небесные объекты (прямое или поступательное движение), иногда в противоположном направлении.

В 1609 году немецкий астроном Иоганн Кеплер использовал превосходные наблюдения планеты невооруженным глазом своего датского коллеги Тихо Браге, чтобы эмпирически вывести её законы движения и таким образом проложить путь для современной гравитационной теории Солнечной системы.

Кеплер обнаружил, что орбита Марса представляет собой эллипс по которой планета двигалась с неравномерным, но предсказуемым движением. Ранее астрономы основывали свои теории на более древней птолемеевой идее иерархий круговых орбит и равномерного движения.

Самые ранние телескопические наблюдения Марса, в которых был виден диск планеты, были сделаны итальянским астрономом Галилео в 1610 году. Голландскому ученому и математику Кристиану Гюйгенсу приписывают первые точные чертежи поверхностных отметин. В 1659 году Гюйгенс сделал рисунок Марса, показывающий крупную темную метку на планете, теперь известной как Сиртис майор. Полярные шапки Марса были впервые замечены астрономом Джаном Доменико Кассини около 1666 года.

Открытия

Впоследствии наблюдатели сделали много ключевых открытий. Период вращения планеты был обнаружен Гюйгенсом в 1659 году и измерен Кассини в 1666 году в 24 часа 40 минут — с ошибкой всего в 3 минуты. Разреженная марсианская атмосфера была впервые отмечена в 1780-х годах рожденным в Германии британским астрономом Уильямом Гершелем, который также измерил наклон оси вращения планеты и впервые обсудил времена года Марса.

В 1877 Году «Asaph Hall» военно-морская обсерватория США обнаружила, что Марс имеет два естественных спутника. Телескопические наблюдения также зафиксировали многие метеорологические и сезонные явления, которые происходят на Марсе, такие как различные типы облаков, рост и уменьшение полярных шапок, а также сезонные изменения цвета и протяженности темных областей.

Первая известная карта Марса была составлена в 1830 году Иоганном Генрихом фон Мэдлером из Германии. Итальянский астроном Джованни Вирджинио Скиапарелли подготовил первую современную астрономическую карту Марса в 1877 году, которая содержала основу системы номенклатуры, используемой до сих пор. Названия на его карте написаны на латыни и сформулированы преимущественно в терминах древней географии Средиземноморья. Эта карта также показала впервые признаки взаимосвязанной системы прямых линий на ярких областях, которые он описал как каналы.

Скиапарелли обычно приписывают первое описание, но его соотечественник Пьетро Анджело Секки разработал идею каналов в 1869 году. В конце 19-го века американский астроном Персиваль Лоуэлл основал обсерваторию во Флагстаффе, штат Аризона, специально для наблюдения Марса. Он создавал все более сложные карты марсианских каналов до своей смерти в 1916 году.

Как Марс видно с земли

Марс (главная сторона Сыртиса)
Марс (главная сторона Сыртиса) в последний день марсианской весны в северном полушарии, сфотографированный орбитальным космическим телескопом Хаббла 10 марта 1997 года.

Для земного телескопа поверхность Марса за пределами полярных шапок характеризуется красно-охристыми яркими участками, на которые накладываются темные тени. В прошлом светлые области назывались пустынями, а большинство больших темных областей первоначально назывались «океаны» или «моря» полагая, что они были покрыты просторами воды.

Особенности поверхности

Темные тени покрывают около трети поверхности Марса, в основном в полосе вокруг планеты между широтами 10° и 40°. Их распределение нерегулярно, и их общая картина, как было замечено, меняется с течением времени от десятков до сотен лет.

Северное полушарие имеет только три таких основных признака-Acidalia Planitia, Syrtis Major и темный воротник вокруг полюса — которые когда-то считались мелководными морями или растительными регионами.

В настоящее время известно, что многие темные области формируются и изменяются по мере того, как ветры перемещают темный песок по поверхности. Многие из ярких областей являются областями скопления пыли. Каналы, которые так заметно выделялись на картах, сделанных на основе телескопических наблюдений на рубеже 20-го века, не видны в космических аппаратах крупным планом. Почти наверняка это были воображаемые объекты, которые наблюдатели видели, напрягаясь, чтобы разглядеть объекты, близкие к пределу разрешения их телескопов.

Другие особенности, такие как «волна затемнения» и «голубая дымка», описанные ранними наблюдателями, теперь известны как результат сочетания условий наблюдения и изменений отражательных свойств поверхности.

Полярные регионы

Для наблюдателей, наиболее яркие регулярные изменения на Марсе происходят на полюсах. С наступлением осени в определенном полушарии над соответствующей полярной областью развиваются облака, и шапка из замерзшего углекислого газа, начинает расти.

Меньшая шапка на севере в конечном счете простирается до 55° широты, большая на юге до 50° широты. Весной шапки отступают. В течение лета Северная шапка из углекислого газа полностью исчезает, оставляя после себя небольшую водно-ледяную шапку. На юге, летом сохраняется небольшая остаточная шапка, состоящая из двуокисного и водяного льда.

Полярные регионы Марса
Постоянный Северный полярный ледниковый покров Марса, в двух видах, полученных в начале северного лета с интервалом в один марсианский год (март 1999 г., Слева, и январь 2001 г., справа)

Состав сезонных полярных шапок был предметом дискуссий на протяжении почти 200 лет. Одна из ранних гипотез — что шапки были сделаны из водяного льда — может быть прослежена до английского астронома Уильяма Гершеля, который представлял их такими же, как на Земле.

В 1898 году ирландский ученый Джордж Стоуни поставил под сомнение эту теорию и предположил, что шапки могут состоять из замороженного углекислого газа, но доказательств в поддержку этой идеи не было до открытия астрономом Джерардом Койпером в 1947 году углекислого газа в атмосфере.

В 1966 году американские ученые Роберт Лейтон и Брюс Мюррей опубликовали результаты численной модели тепловой среды на Марсе, которые вызвали значительные сомнения в гипотезе водяного льда. Их расчеты показали, что в марсианских условиях атмосферный углекислый газ будет замерзать на полюсах.

Модель предсказывала, что сезонные шапки были относительно тонкими, всего в нескольких метрах от полюсов и утончались к экватору. Хотя их результаты были основаны на упрощении реальных условий на Марсе, позднее они были подтверждены тепловыми и спектральными измерениями, проведенными космическими аппаратами «Маринер-6» и «Маринер-7» при полете на Марс в 1969 году.

Переходные атмосферные явления

Марс шторм
Большая штормовая система высоко над Северным полярным регионом Марса, сфотографированная Mars Global Surveyor 30 июня 1999 года. «Завиток» состоит в основном из водно-ледяных облаков, смешанных с оранжево-коричневой пылью, поднятой с поверхности сильными ветрами. Северная полярная шапка видна в виде спирального узора из светлых и темных полос в левом верхнем углу.

Ранние наблюдатели отмечали случаи, когда марсианские особенности поверхности были временно скрыты. Они наблюдали как белые, так и желтые затемнения, которые были правильно интерпретированы как из-за конденсированного газа и пыли, соответственно.

Наблюдатели также отмечали периодические исчезновения всех темных пятен. И снова они были правильно интерпретированы как результат глобальных пыльных бурь.

Атмосфера

Основные атмосферные данные

Астроном Жерар П. Койпер установил в 1947 году, что атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа. Атмосфера очень тонкая, оказывает на поверхность менее 1% атмосферного давления Земли.

Поверхностные давления колеблются в 15 раз из-за больших перепадов высот Марса. Сегодня в атмосфере присутствует лишь небольшое количество воды. Если бы все это выпало в осадок, оно образовало бы слой ледяных кристаллов толщиной всего 10 микрометров, которые могли бы быть собраны в твердый ледяной блок, не намного больший, чем земной айсберг среднего размера. Несмотря на небольшое количество присутствующей воды, атмосфера насыщена, водяно-ледяные облака распространены на Марсе.

Облака и туманы

Низкие облака и туманы часто наблюдаются в пределах впадин — т. е. долин или кратеров. Тонкие облака распространены на разделительной линии между освещенной и неосвещенной частями диска планеты. Орографические облака образуется, когда влажный воздух поднимается над возвышенной местностью и охлаждается. Зимой в средних широтах регулярно наблюдаются спиралевидные штормовые системы, подобные земным. Большинство этих облаков — белые, состоят из водяного льда.

Пыльные бури

Пыльные бури распространены на Марсе. Они могут возникать в любое время, но чаще всего весной и летом на юге, когда Марс проходит ближе всего к Солнцу и температура на поверхности достигает максимума. Большинство штормов регионального масштаба и длятся несколько недель. Однако каждый второй или третий год пыльные бури становятся глобальными. На их пике пыль переносится в атмосфере так высоко, что видны только вершины самых высоких вулканов — до 21 км выше.

Несмотря на то, что они слишком малы, чтобы их можно было наблюдать с Земли, пылевые бури были замечены с орбиты Марса и на различных посадочных площадках космических аппаратов. Узкие следы, которые, как полагают, были вызваны пыльными бурями, также видны на снимках высокого разрешения, сделанных с орбиты.

ПЫЛЬНЫЕ БУРИ
Судя по общей длине тени, высота «пыльного дьявола» составляла чуть больше километра.

Характерная температура в нижней атмосфере составляет около -70°C, что как правило холоднее, чем средняя дневная температура поверхности -20°C. Эти значения находятся в том же диапазоне, что и на Земле в Антарктиде зимой. Летом над очень темной поверхностью дневная температура может достигать 17°C. Над турбулентным слоем, близким к поверхности, температура снижается со скоростью около 1,5°C на километр высоты.

Состав и поверхностное давление

Углекислый газ составляет 95,3% атмосферы по весу (см. таблицу), в девять раз больше, чем сейчас в атмосфере Земли. Большая часть углекислого газа Земли, однако, химически заблокирована в осадочных породах. Баланс марсианской атмосферы состоит из молекулярного азота, водяного пара и газов (аргон, неон, криптон и ксенон).

Существуют также остатки газов, которые были получены из первичных компонентов путем фотохимических реакций — молекулярный кислород, окись углерода, азотоводородную окись, и небольшое количество озона.

Состав марсианской атмосферы

углекислый газ (CO2) 95.32
молекулярный азот (N2) 2.7
аргон (Ar) 1.6
молекулярный кислород (O2) 0.13
окись углерода (CO) 0.07
водяной пар (H2O) 0.03
неон (Ne) 0.00025
криптон (Kr) 0.00003
ксенон (Xe) 0.000008

Более низкая атмосфера поставляет газ в ионосферу планеты, где плотность низкая, температуры высоки, и компоненты отделяются диффузией в соответствии с их массами. Различные составляющие в верхней части атмосферы теряются в космосе, что влияет на изотопный состав оставшихся газов. Например, из-за того, что водород теряется предпочтительно по сравнению с его более тяжелым изотопом дейтерием, атмосфера Марса содержит в пять раз больше дейтерия, чем Земля.

Вода

Хотя вода является лишь незначительной составляющей марсианской атмосферы, в первую очередь из-за низких атмосферных и поверхностных температур, она играет важную роль в атмосферной химии и метеорологии. Марсианская атмосфера эффективно насыщена водяным паром, однако на поверхности нет жидкой воды. Температура и давление на планете настолько низки, что молекулы воды могут существовать только в виде льда или пара.

Водяной пар смешивается равномерно до высот 10-15 км и показывает сильные широтные градиенты, которые зависят от сезона. Наибольшие изменения происходят в северном полушарии. Летом на севере полное исчезновение углекислого газа оставляет за собой водно-ледяную шапку.

Ранняя плотная атмосфера

Изотопные измерения показывают, что в прошлом в атмосфере присутствовало большее количество углекислого газа, азота и аргона. Марс возможно потерял большую часть своих запасов летучих веществ в начале своей истории, (т. е. Марс когда-то имел гораздо более плотную атмосферу, которая в основном терялась в космосе из-за солнечного ветра и ультрафиолетового излучения Солнца, которые были гораздо более интенсивными в ранней Солнечной системе.

Метан также обнаружен в атмосфере Марса. Марсоход Curiosity наблюдал сезонную вариацию метана, но измерения с орбит показали только спорадические вариации или даже полное отсутствие метана. Это противоречие предполагает, что какой-то процесс удаляет метан, наблюдаемый вблизи поверхности, прежде чем он распространится по атмосфере. Вулканы и метеориты были исключены как источники метана, который оставляет химические реакции между породой и водой или обмен веществ возможными марсианскими микроорганизмами в качестве возможных источников.

Структура атмосферы

Вертикальная структура марсианской атмосферы — то есть отношение температуры и давления к высоте — определяется отчасти сложным балансом нескольких механизмов переноса энергии, а отчасти тем, как энергия Солнца вводится в атмосферу и теряется радиацией в космос.

Вертикальную структуру нижней атмосферы контролируют два фактора — ее состав почти чистого углекислого газа и содержание в ней большого количества взвешенной пыли. Поскольку углекислый газ эффективно излучает энергию при марсианских температурах, атмосфера может быстро реагировать на изменения количества получаемого солнечного излучения. Пыль поглощает большое количество тепла сразу от солнечного света и обеспечивает распределенный источник энергии повсеместно в более низкой атмосфере.

Температура поверхности зависит от широты и колеблется в широком диапазоне от дня к ночи. Температура на уровне человеческого роста над поверхностью регулярно меняется в пределах от минимума в районе -119°С непосредственно перед восходом солнца до -28°С в начале дня. Этот перепад температур намного больше, чем в пустынных регионах Земли. Происходит потому, что тонкая, сухая атмосфера позволяет поверхности быстро отдавать свое тепло в течение ночи.

Метеорология и динамика атмосферы

Глобальная картина атмосферной циркуляции на Марсе имеет много поверхностных сходств с земной, но коренные причины очень различны:

  • Отсутствие океанов, которые на Земле имеют большую устойчивость к перепадам температур
  • Большой диапазон высот поверхности
  • Сильный внутренний нагрев атмосферы из-за взвешенной пыли.

Приповерхностные ветры регулярны, как правило, легкие. Средняя скорость обычно составляет менее 2 метров в секунду, хотя порывы достигают 40 метров в секунду. Другие наблюдения, в том числе полосы пыли, сдуваемой ветром, и узоры на дюнных полях и во многих разновидностях облаков, дали дополнительные сведения о поверхностных ветрах.

Поле песчаных дюн на дне кратера Кайзера Марса
Поле песчаных дюн на дне кратера Кайзера Марса

Модели глобальной циркуляции, учитывающие все факторы, влияющие на поведение атмосферы, предсказывают сильную зависимость ветров от марсианских сезонов из-за больших температурных перепадов, связанных с краями полярных шапок осенью и зимой.

На Марсе, в отличие от Земли, существует также относительно сильная циркуляция с севера на юг. Общая картина циркуляции иногда нестабильна и демонстрирует крупномасштабные волновые движения и неустойчивости.

Характер Поверхности

Характер марсианской поверхности был хорошо изучен с помощью фотографии и альтиметрии. Почти вся планета была сфотографирована с орбиты. Кроме того, лазерный высотомер на Марсе Global Surveyor измерял высоту поверхности для всей планеты, в среднем по окружности 300 метров поперек до вертикальной точности 1 метр.

Несмотря на свои небольшие размеры, Марс имеет значительно больший рельеф, чем Земля. Самая низкая точка на планете, в пределах бассейна Эллады, находится на 8 км ниже исходного уровня.

Глобальная топографическая карта Марса
Глобальная топографическая карта Марса, составленная на основе данных лазерной альтиметрии высокого разрешения, собранных Mars Global Surveyor в октябре 2000 года. Проекция Меркатора простирается до 70° Северной и южной широты. Топографический рельеф закодирован по клавише справа. Отмечены основные особенности планеты и места посадки космических аппаратов. Эта перспектива демонстрирует контраст в рельефе между северным и южным полушариями планеты и доминирование Тарсиса в Западном полушарии.

Самая высокая точка, на вершине вулкана Олимп Монс, находится на 21 км выше контрольного уровня. Таким образом, диапазон высот составляет 29 км по сравнению с 20 км на Земле, т. е. от дна Марианской впадины до вершины Эвереста. Поскольку Марс не имеет океанов, базовый уровень для высот должен быть определен в терминах, отличных от уровня моря.

Одним из наиболее ярких аспектов поверхности Марса является контраст между Южным и Северным полушариями. Большая часть южного полушария высоко стоит и сильно изрыта кратерами, напоминающими потрепанные нагорья Луны. Большая часть северного полушария низменна и покрыта редкими кратерами. Разница в средней высоте между двумя полушариями составляет примерно 6 км.

В обоих полушариях явно отсутствуют типы рельефа, которые на Земле являются результатом тектоники плит — например, длинные линейные горные цепи, подобные Андам, океанические траншеи или глобальная система взаимосвязанных хребтов.

Глобальная карта Марса
Глобальная карта Марса в эпитермальных (промежуточных) нейтронах создана на основе данных, собранных космическим аппаратом Mars Odyssey 2001 года. Одиссея нанесла на карту расположение и концентрацию эпитермальных нейтронов, сбитых с поверхности Марса входящими космическими лучами. Темно-синие области на высоких широтах отмечают самые низкие уровни нейтронов, которые ученые интерпретировали как указывающие на присутствие высоких уровней водорода. Обогащение водорода, в свою очередь, наводит на мысль о больших резервуарах водяного льда под поверхностью.

Рельеф полушария скорее всего сформировалось, когда большой астероид столкнулся с Марсом в самом начале своей истории. Образовавшийся в результате этого ударный кратер Северного полушария имеет размер примерно 8500 на 10 700 км в поперечнике. Объект, который врезался в Марс, должен был иметь более 2000 км в поперечнике. Данные гравитации, полученные Mars Global Surveyor, свидетельствуют о том, что марсианская кора гораздо толще под южным нагорьем, чем под северными равнинами.

Южное изрытое кратерами нагорье

Количество очень крупных кратеров в Южном нагорье предполагает значительный возраст поверхности.

Южная местность имеет несколько отличительных типов кратеров — огромные бассейны: большие, с мелкими, плоскими и размытыми ободами; меньшие, свежие на вид чашеобразные кратеры, подобные тем, что на Луне.

Кратер Yuty на Марсе
Кратер Yuty на Марсе, на фотографии орбитального корабля Viking 1. Около 18 км в диаметре, шрам от удара является примером кратера вала. Если смотреть сверху, то его лопасти из выброшенного материала, окаймленные низким гребнем или валом, создают впечатление огромного грязевого брызга.

Эллада самый большой бассейн на Марсе имеет глубину 8 км и около 7000 км в поперечнике, включая широкое возвышенное кольцо, окружающее впадину.

Большинство кратеров размером от десятков до сотен километров в поперечнике сильно размыты в отличие от гораздо меньших кратеров, которые образовались на более молодых равнинах, которые едва размыты. Контраст указывает на то, что скорость эрозии была намного выше на раннем Марсе. Это одно из свидетельств того, что климат на раннем Марсе сильно отличался от того, каким он был на протяжении большей части последующей истории планеты.

Большинство марсианских кратеров отличаются от лунных. Кратер вала назван так потому, что лепестки выброса — материала, выброшенного из кратера и распространяющегося вокруг него граничат с низким хребтом, или валом.

Изрытые кратерами равнины

Меньшее количество кратеров на равнинах по сравнению с Южным нагорьем указывает на то, что они образовались после снижения скорости удара между 3,8 и 3,5 миллиарда лет назад.

Равнины можно разделить на две обширные области: вулканические равнины Тарсиса, состоящие в основном из лавовых потоков и северные равнины. Северные равнины имеют удивительно мало рельефа.

равнины марса
Первое цветное изображение планеты Марс, возвращенное посадочным модулем «Викинг-2» 5 сентября 1976 года, через два дня после посадки. Посадочный модуль находился под углом 8 градусов, поэтому горизонт кажется наклоненным.

Они охватывают всю местность в пределах 30° от полюса, за исключением слоистых местностей непосредственно вокруг полюса. Единственным значительным рельефом на этой огромной территории является большой древний импактный бассейн, неофициально называемый бассейном утопии.

Происхождение низменных северных равнин остается спорным. Некоторые ученые предположили, что раньше они были заняты водными объектами размером с Океан, которые питались большими наводнениями и что поверхность равнин состоит из отложений.

Состав поверхности

Результаты исследований Марса и спектрометров на орбитальных космических аппаратах показывают, что древние высокогорья отличаются от более молодых равнин.

Горные породы на равнинах в основном типичные базальты с тонкими корками и высоким содержанием серы, хлора и других летучих элементов. Многие породы, по-видимому, были пронизаны теплыми вулканическими флюидами или выветрены в результате теплых поверхностных условий. Это сочетание пород и почв может быть типичным для высокогорья в целом. Результаты с орбиты говорят о том же.

Долины и озера

Большая часть древнего кратерного рельефа расчленена сетями сухих долин, в основном 1-2 км в поперечнике и до 2000 км в длину. По очертаниям они напоминают наземные речные системы.

каналы Марса
Три канала, расположенные вблизи восточной кромки гигантского импактного бассейна Эллады

Долины почти наверняка образованы медленной эрозией проточной воды. Многие местные низменности имеют вход в долину и выход из долины, что указывает на то, что в низине раньше было озеро. Слоистые отложения, возможно, отложенные в озерах, обычно лежат в основе этих областей, и дельты обычно наблюдаются там, где долины входят в низменности.

Долинные сети редки в более молодых, более редко изрытых кратерами районах. Открытие долин в 1970-х годах стало неожиданностью из-за сложности наличия жидкой воды на поверхности в современных условиях. Их общее присутствие в сильно изрытой кратерами местности является еще одним показателем того, что условия на раннем Марсе были гораздо теплее и влажнее, чем сегодня.

Долина Маринера

Недалеко от экватора, в центре, находятся несколько огромных соединенных между собой каньонов, называемых долинами Маринера. Отдельные каньоны имеют примерно 200 км в поперечнике. В центре системы несколько каньонов сливаются, образуя впадину 600 км в поперечнике и до 9 км в глубину — примерно в пять раз больше глубины Гранд-Каньона.

Долина Маринера
Долина Маринера, самая большая система каньонов на Марсе

Вся система имеет длину более 4000 км или около 20 процентов окружности Марса. В нескольких местах в пределах каньонов находятся толстые, богатые сульфатами осадочные породы. В отличие от Большого Каньона, который образован эрозией, долина Маринера образована в основном разломом.

Тарсис и Элизиум

Каньоны долины Маринера заканчиваются к западу от гребня холма Тарсис, огромного выступа на поверхности Марса более 8000 км в поперечнике и 8 км в высоту в его центре. Вблизи вершины возвышения находятся три крупнейших вулкана планеты: Аскрей Монс, Арсия Монс и Павонис Монс, которые возвышаются на 18, 17 и 14 км.

Недалеко от подъема на северо-запад находится самый высокий вулкан планеты, Олимпус Монс, 700 км в поперечнике и почти 22 км над окружающими равнинами.

Олимпус Монс
Олимпус Монс, самая высокая точка на Марсе, в компьютерном косом виде, сделанном путем объединения фотографий, полученных миссией Viking в 1970-х годах

На севере находится самый большой вулкан в ареале Альба Патера. Он составляет 2000 км в поперечнике, но только 7 км в высоту. Между этими гигантскими формами рельефа находятся несколько небольших вулканов и лавовые равнины. Сам Тарсис — это огромная куча вулканических пород, и хотя он в основном сформировался 3,7 миллиарда лет назад, с тех пор он является центром вулканической деятельности.

Наличие Тарсиса вызвало деформацию коры. Об этом свидетельствует обширная система трещин, исходящих от Тарсиса. Разлом вокруг Тарсиса, по-видимому, способствовал образованию системы Долин Маринери.

Другой вулканический подъем расположен в северной части Элизиума. Возвышенность Элизиум намного меньше, чем Тарсис, составляет всего 2000 км в поперечнике и 6 км в высоту, а также является местом нескольких вулканов.

Полярные осадки и ледники

На каждом полюсе находится куча тонкослойных водно-ледяных отложений толщиной около 3 км и возрастом всего несколько десятков миллионов лет. Наслоение обнажается по периферии отложений и в долинах, которые спирально выходят из полюсов. Зимой осадки покрываются углекислым газом.

Лавины вблизи Северного полюса Марса
Лавины вблизи Северного полюса Марса на снимке, сделанном Марсианским разведывательным орбитальным кораблем, февраль. 19, 2008.

На Северном полюсе они простираются на юг до 80° широты. На Южном полюсе их протяженность менее четко определена, но по-видимому, простираются дальше от полюса, чем на севере. Считается, что наслоение является результатом изменения соотношения пыли и льда, вероятно, вызванного изменением наклона оси вращения.

При высоких наклонах водяной лед оттесняется от полюсов, что, вероятно, приводит к полному исчезновению остаточных ледяных шапок и отложению льда в более низких широтах. Изменения угла наклона также влияет на возникновение пылевых бурь и отложение пыли на полюсах.

В современных условиях, на широтах выше 40°, грунтовый лед устойчив на глубине менее 1 метра под поверхностью, поскольку температура там никогда не поднимается выше точки замерзания. Выше 60° широты лед достаточно мелкий, чтобы его можно было обнаружить с орбиты.

Состав Марса

Внутренняя часть Марса малоизвестна. Момент инерции Марса указывает на то,что он имеет центральное ядро радиусом 1300-2000 км. Изотопные данные недвусмысленно показывают, что планета разделилась на богатое металлами ядро и скалистую мантию 4,5 миллиарда лет назад.

У планеты нет обнаруживаемого магнитного поля, которое указывало бы на конвекцию (тепловое течение) в ядре сегодня. Большие области намагниченной породы тем не менее были обнаружены в самых старых местах, что позволяет предположить, что очень ранний Марс действительно имел магнитное поле, но оно исчезло, когда планета остыла и ядро затвердело.

Марсианские метеориты также предполагают, что ядро может быть более богатым серой, чем ядро Земли и мантия более богатой железом.

Марс сегодня почти наверняка вулканически активен, хотя и на очень низком уровне. Некоторые марсианские метеориты, которые все являются вулканическими породами, показывают возраст до нескольких сотен миллионов лет.

Гравитационное поле Марса сильно отличается от земного. Таким образом, сила притяжения на Земле на высоких горах такая же, как и над океаном. Это также относится к старейшим районам Марса, таким как бассейн Эллады и Южное Нагорье. Однако более молодые участки, такие как купола Тарсиса и Элизиума, лишь частично. С обеими этими областями связаны максимумы гравитации — то есть места, где измеренная гравитация значительно выше, чем в других местах из-за большой массы куполов.

Поскольку гравитация над южным нагорьем примерно такая же, как и над низменными северными равнинами, Южное Нагорье должно лежать под более толстой корой материала, которая менее плотна, чем мантия под ней. Оценки толщины марсианской коры варьируются от всего 3 км под впадиной исидиса, до более чем 90 км на южной оконечности подъема Тарсиса.

Метеориты с Марса

Ученые идентифицировали более 30 метеоритов, прилетевших с Марса. Подозрения об их происхождении впервые возникли, когда было обнаружено, что метеориты, которые казались вулканическими породами, имеют возраст около 1,3 миллиарда лет вместо 4,5 миллиарда лет всех других метеоритов. Эти породы, должно быть, произошли от тела, которое было геологически активным в сравнительно недавнем прошлом, а Марс был наиболее вероятным кандидатом.

Породы также имеют аналогичные соотношения изотопов, отличающиеся от изотопов земных пород, лунных пород и других метеоритов. Марсианское происхождение было окончательно доказано, когда было обнаружено, что некоторые из них содержат газы, идентичные составу марсианской атмосферы. Считается, что камни были выброшены с марсианской поверхности большими ударами. Затем они вышли на солнечную орбиту за несколько миллионов лет до падения на Землю.

Спутники Марса

О двух спутниках Марса, Фобосе и Деймосе, после их открытия в 1877 году мало что было известно. «Викинг-1» пролетел в 100 км от Фобоса, а «Викинг-2» — в 30 км от Деймоса.

Фобос

Фобос вращается вокруг Марса каждые 7 часов 39 минут. Он движется по исключительно близкой орбите на среднем расстоянии около 6000 км от поверхности (менее чем в два раза больше радиуса планеты). Он настолько близок, что без внутренней силы был бы разорван гравитационными (приливными) силами. Эти силы также замедляют движение Фобоса и могут в конечном итоге привести к столкновению спутника с Марсом, возможно, менее чем через 100 миллионов лет.

Деймос

Фобос
Часть марсианской луны Фобос

Деймос постигла противоположная судьба. Он движется по более удаленной орбите и приливные силы заставляют его удаляться от планеты. Фобос и Деймос видны не со всех точек планеты из-за их небольших размеров.

Оба спутника представляют собой неровные куски скалы, приблизительно эллипсоидальной формы. Фобос-самый большой из них (см. таблицу). Изрезанная поверхность Фобоса полностью покрыта ударными кратерами. Самый большой, кратер Stickney, примерно в половину ширины самого спутника. В отличие от этого, поверхность Деймоса кажется гладкой, поскольку его многочисленные кратеры почти полностью погребены мелкими обломками, и на нем нет трещин.

Разница во внешнем виде между двумя спутниками, как полагают, связана с окончательным расположением мусора, образовавшегося в результате ударов. В случае внутреннего, более массивного Фобоса выброшенный материал либо падал обратно на поверхность, либо, если он покидал спутник с достаточной скоростью, чтобы отправиться в космос.

Характеристики спутников Марса

 

Свойство Деймос Фобос
Среднее расстояние от центра планеты (орбитальный радиус) 23,459 км 9,378 км
Орбитальный период (звездный период) 1.262 44 земных дня 0.318 91 земных дня
Средняя орбитальная скорость 1.4 км / сек 2,1 км / сек
Наклон орбиты к экватору планеты 1.79° 1.08°
Эксцентриситет орбиты 0.0005 0.0151
Период вращения синхронно синхронно
Радиальные размеры 7,5 × 6,1 × 5,2 км 13.3 × 11.1 × 9.3 км
Площадь 525 км2 1 625 км2
Масса 1,8 × 1015 кг 1.08 × 1016 кг
Средняя плотность 1,8 г/см3 1.9 грамм /см3
Скорость вращения 6 метров/сек 10 метров/сек
Альбедо 0.07 0.06

Альбедо, или отражательная способность, поверхности обеих лун очень низки, как и у самых примитивных типов метеоритов. Одна из теорий происхождения лун заключается в том, что они являются астероидами, которые были захвачены, когда формировался Марс.

Исследование космическими аппаратами

С начала космической эры, Марс был центром планетарных исследований по трем основным причинам:

  • Он является самой похожей на Землю планетой
  • Кроме Земли, это планета наиболее вероятная для развития местной жизни
  • Это, вероятно, будет первая внеземная планета, которую посетят люди.

В период с 1960 по 1980 год исследование Марса было одной из основных целей как американской, так и Советской космических программ. Американский космический аппарат успешно пролетел мимо Марса, вышел на орбиту планеты и разместил на ее поверхности модули. Три советских зонда (Марс 2, 3 и 5) также исследовали Марс, два из них достигли его поверхности.

Исследование космических аппаратов Марса
Усыпанная валунами равнина Крис-Планития на Марсе.

«Маринер-9», первый космический аппарат, выведенный на орбиту вокруг Марса в ноябре 1971 года и действовал до октября 1972 года.

Центральной темой миссий викингов был поиск внеземной жизни . (Ниже вопрос о жизни на Марсе), но различные приборы на двух орбитальных аппаратах дали подробную информацию о марсианской геологии, метеорологии, физике и химии верхних слоев атмосферы.

В 1988 году советские ученые вывели на орбиту Марса пару космических аппаратов «Фобос-1» и «Фобос-2» и провели наблюдения за двумя его спутниками. «Фобос-1» потерпел неудачу во время годичного полета, но «Фобос-2» достиг Марса в начале 1989 года и несколько дней наблюдал за планетой и Фобосом, прежде чем вышел из строя.

Вопрос о жизни на Марсе

С самого начала наблюдений Марса, люди размышляли о том, могла ли на планете зародиться жизнь и на что она может быть похожа. Ранние исследователи в основном интересовались разумной жизнью, но сейчас основное внимание уделяется происхождению жизни, микробным сообществам и пределам их выживания.

В последние десятилетия взгляды на перспективы жизни на Марсе сильно изменились. В 1960-х годах возможность того, что изменения, наблюдаемые телескопом, могут иметь биологическую причину, привела к попыткам «Маринера-9» отслеживать изменения поверхности в 1972 году и к запуску «Викинга» на Марс в 1975 году. Космический корабль «Викинг» провел множество сложных экспериментов по обнаружению метаболизма и органических молекул. Отрицательные результаты этих экспериментов привели к значительному пессимизму, который продолжался на протяжении 1980-х годов в отношении перспектив жизни.

Однако несколько факторов впоследствии способствовали более оптимистическому взгляду. Во-первых, это признание того, что жизнь может существовать в гораздо более широком диапазоне условий, чем считалось ранее возможным, в том числе вблизи глубоководных источников при температурах, превышающих 1000 °C, в базальтовых породах глубоко под поверхностью, а также в очень соленых и кислых средах.

В 1996 году научный мир был потрясен, когда группа ученых объявила, что они нашли доказательства жизни на марсианском метеорите. В подтверждение своего заключения они перечислили:

  • бактериоподобные объекты на снимках электронного микроскопа
  • обнаружение углеводородов
  • минеральные сборки , которые не были произведены в химическом равновесии
  • магнитные частицы, подобные тем, которые были произведены некоторыми земными бактериями

Это заявление вызвало бурную научную дискуссию относительно обоснованности претензий.

Жмите кнопку «Поделиться» в соцсетях, чтобы не потерять информацию

Комментарии
Загрузка...

Здравствуйте! Мы используем куки для наилучшего представления нашего сайта. Вы видите это сообщение во исполнение нами Федерального закона от 27.07.2006 N 152-ФЗ "О персональных данных". Закрыть Читать далее