Krater uderzeniowy mierzący około trzech kilometrów

Powierzchnia Marsa to suche i jałowe pustkowie, pokryte starymi wulkanami i kraterami.

Wydmy oczami Odysei Marsjańskiej

Zdjęcia pokazują, że może zostać ukryta przez pojedynczą burzę piaskową, ukrywając ją przed wzrokiem przez wiele dni. Pomimo panujących w nim strasznych warunków Mars jest lepiej badany przez naukowców niż jakikolwiek inny świat w Układzie Słonecznym, oczywiście z wyjątkiem naszego.

Ponieważ planeta ma prawie takie samo nachylenie jak Ziemia i posiada atmosferę, oznacza to, że istnieją pory roku. Temperatura powierzchni wynosi około -40 stopni Celsjusza, ale na równiku może osiągnąć +20. Na powierzchni planety znajdują się ślady wody i płaskorzeźby utworzone przez wodę.

Sceneria

Przyjrzyjmy się bliżej powierzchni Marsa, informacje dostarczane przez liczne orbity, a także łaziki, pozwalają nam w pełni zrozumieć, jaka jest czerwona planeta. Niezwykle wyraźne zdjęcia pokazują suchy, skalisty teren pokryty drobnym czerwonym pyłem.

Czerwony pył to tak naprawdę tlenek żelaza. Wszystko, od ziemi po małe kamienie i skały, jest pokryte tym pyłem.

Ponieważ na Marsie nie ma wody ani nie potwierdzono aktywności tektonicznej, jego cechy geologiczne pozostają praktycznie niezmienione. W porównaniu z powierzchnią Ziemi, która ulega ciągłym zmianom związanym z erozją wodną i aktywnością tektoniczną.

Film o powierzchni Marsa

Krajobraz Marsa składa się z różnorodnych struktur geologicznych. Jest domem dla roślin znanych w całym Układzie Słonecznym. To nie wszystko. Najbardziej znanym kanionem Układu Słonecznego jest Valles Marineris, również znajdujący się na powierzchni Czerwonej Planety.

Spójrz na zdjęcia z łazików marsjańskich, które pokazują wiele szczegółów niewidocznych z orbity.

Jeśli chcesz obejrzeć Marsa w Internecie, to

Zdjęcie powierzchni

Poniższe zdjęcia pochodzą z Curiosity, łazika, który obecnie aktywnie bada Czerwoną Planetę.

Aby wyświetlić w trybie pełnoekranowym, kliknij przycisk w prawym górnym rogu.

Panorama przesłana przez łazik Curiosity

Ta panorama przedstawia fragment krateru Gale, w którym Curiosity prowadzi badania. Wysokie wzgórze pośrodku to Mount Sharp, na prawo od niego widać we mgle pierścień krateru.

Aby obejrzeć w pełnym rozmiarze, zapisz obraz na swoim komputerze!

Powyższe zdjęcia powierzchni Marsa pochodzą z 2014 roku i są w tej chwili najnowsze.

Spośród wszystkich cech krajobrazu Marsa być może najbardziej nagłośnione są płaskowyże Cydonii. Wczesne fotografie regionu Sedonii pokazywały wzgórze w kształcie „ludzkiej twarzy”. Jednak późniejsze zdjęcia, w wyższej rozdzielczości, pokazywały nam zwyczajne wzgórze.

Rozmiary planet

Mars to dość mały świat. Jego promień jest o połowę mniejszy niż Ziemia, a masa jest mniejsza niż jedna dziesiąta naszej.

Wydmy, obraz MRO

Więcej o Marsie: Powierzchnia planety składa się głównie z bazaltu pokrytego cienką warstwą pyłu oraz tlenku żelaza o konsystencji talku. Tlenek żelaza (rdza, jak się go powszechnie nazywa) nadaje planecie charakterystyczny czerwony odcień.

Wulkany

W starożytności wulkany wybuchały na planecie nieprzerwanie przez miliony lat. Ponieważ na Marsie nie ma tektoniki płyt, powstały ogromne góry wulkaniczne. Olympus Mons powstał w podobny sposób i jest największą górą w Układzie Słonecznym. Jest trzy razy wyższy od Everestu. Taka aktywność wulkaniczna może również częściowo wyjaśniać najgłębszą dolinę w Układzie Słonecznym. Uważa się, że Valles Marineris powstało w wyniku rozpadu materii pomiędzy dwoma punktami na powierzchni Marsa.

Kratery

Animacja przedstawiająca zmiany wokół krateru na półkuli północnej

Na Marsie znajduje się wiele kraterów uderzeniowych. Większość tych kraterów pozostaje nietknięta, ponieważ na planecie nie ma sił zdolnych je zniszczyć. Na planecie brakuje wiatru, deszczu i tektoniki płyt, które powodują erozję na Ziemi. Atmosfera jest znacznie cieńsza niż ziemska, więc nawet małe meteoryty są w stanie dotrzeć do ziemi.

Obecna powierzchnia Marsa bardzo różni się od tej sprzed miliardów lat. Dane z sondy Orbiter wykazały, że na planecie znajduje się wiele minerałów i oznak erozji, które wskazują na obecność wody w stanie ciekłym w przeszłości. Możliwe, że małe oceany i długie rzeki kiedyś dopełniały krajobraz. Ostatnie pozostałości tej wody zostały uwięzione pod ziemią w postaci lodu.

Całkowita liczba kraterów

Na Marsie znajdują się setki tysięcy kraterów, z których 43 000 ma średnicę większą niż 5 kilometrów. Setki z nich otrzymały nazwy na cześć naukowców lub znanych astronomów. Kratery o średnicy mniejszej niż 60 km zostały nazwane na cześć miast na Ziemi.

Najbardziej znanym jest Basen Hellas. Ma średnicę 2100 km i głębokość do 9 km. Otaczają go emisje rozciągające się na odległość 4000 km od centrum.

Kratery

Większość kraterów na Marsie powstała prawdopodobnie podczas późnego okresu „ciężkiego bombardowania” naszego Układu Słonecznego, który miał miejsce około 4,1 do 3,8 miliarda lat temu. W tym okresie na wszystkich ciałach niebieskich Układu Słonecznego utworzyła się duża liczba kraterów. Dowody na to wydarzenie pochodzą z badań próbek księżycowych, które wykazały, że większość skał powstała w tym przedziale czasowym. Naukowcy nie mogą być zgodni co do przyczyn tego bombardowania. Według teorii orbita gazowego giganta uległa zmianie, w wyniku czego orbity obiektów głównego pasa asteroid i pasa Kuipera stały się bardziej ekscentryczne, docierając do orbit planet ziemskich.

- czwarta planeta Układu Słonecznego pod względem odległości od Słońca. Jego nazwa pochodzi od imienia boga wojny, co prawdopodobnie wynika z jego skojarzenia z czerwonym kolorem planety. Marsa można zobaczyć gołym okiem. Dane uzyskane w wyniku prac badawczych międzyplanetarnych stacji automatycznych pozwoliły nam wyciągnąć wnioski na temat istniejącego podobieństwa tej planety do Ziemi. Lądowanie techniczne na Marsie odbyło się stosunkowo niedawno.

Można zauważyć podobieństwa między powierzchnią Księżyca i Marsa, choć morfologia krajobrazu tego ostatniego jest bardziej złożona: znajduje się tam duża liczba kraterów, równin, kanionów i wulkanów.

Należy zwrócić uwagę na obecność wody (szczególnie w obszarach polarnych) w przypowierzchniowych warstwach gleby. Zjawisko to nazywa się wieczną zmarzliną.
Podobnie jak na Ziemi, ze względu na nachylenie osi obrotu na Marsie, pory roku zmieniają się wraz ze zmianami temperatury powierzchni planety. Średnia temperatura wynosi 40°C, latem do -14°C, zimą do – 120°C.

Budowy geologicznej Marsa nie charakteryzują płyty tektoniczne. Ochłodzenie i późniejszy wzrost grubości skorupy ziemskiej nie przyczyniły się do powstania płyt tektonicznych. Innymi słowy, Mars jest pojedynczą płytą z endogennymi, tj. „wewnętrzne” (na przykład występy skał przypominających lawę w płaszczu, wulkany) i cechy egzogeniczne (uderzenia meteorytów, które uszkodziły skorupę).

Istnieje znacząca różnica między dwiema półkulami planety: na półkuli północnej dominują gładkie równiny i ma umiarkowaną liczbę kraterów, podczas gdy półkula południowa ma 5 razy więcej kraterów. Różnice te można wytłumaczyć starszym pochodzeniem półkuli południowej – około 3,8 miliarda lat temu, kiedy to w Układzie Słonecznym miało miejsce aktywne bombardowanie meteorytami.

Pomiędzy obiema półkulami znajduje się powierzchnia o specyficznej morfologii krajobrazu, nazywająca się Tharsis. Na tym terytorium znajdują się formacje wulkaniczne, góry Arsia, Pavonis, Askreus, Olympus, a także Valles Marineris i cały system kanionów.

Koryta rzek

Na powierzchni Marsa widoczne są formacje przypominające koryta rzek na Ziemi. Szerokość niektórych z nich sięga 200 km.

Tak zwane kanały dzielą się na dwa typy: pierwszy to małe, kręte formacje z rozgałęzionymi „rzekami”. Drugi przedstawia go jako głęboki kanał, a jego wymiary są w całym tekście takie same.

Istnieją dwie hipotezy dotyczące pochodzenia tego zjawiska. Według pierwszego mówimy o istnieniu różnych rzek na powierzchni planety w klimacie umiarkowanym. Według drugiej hipotezy kanały te stanowią zjawisko szczątkowe po ostrym i nagłym utworzeniu się przepływów wodnych w wyniku pęknięcia skorupy ziemskiej. Na potwierdzenie tej teorii Valles Marineris mają ponad 5000 km długości, przecięte kanałami strumieni wody, które pojawiły się najwyraźniej nagle.

Oceany

Pomimo obecnego suchego i zimnego klimatu Marsa, istnieją dowody na niszczycielskie działanie wody i lodu na planecie. Koryta nieistniejących rzek, równiny pokryte lodem, wieczna zmarzlina i czapy lodowe - wszystko to wskazuje, że w pewnym momencie historii geologicznej Marsa klimat był umiarkowany, a zatem na powierzchni planety znajdowała się woda.

Pierwsze epoki geologiczne charakteryzowały się bombardowaniami meteorytowymi i częstymi erupcjami wulkanów. To właśnie w tym okresie obserwuje się niszczenie i erozję kraterów pod wpływem wody, a jednocześnie powstają koryta rzek. Dostępność wody niezbędnej dla zjawisk erozyjnych nie może być konsekwencją topnienia i gromadzenia się wody wyłącznie w wiecznej zmarzlinie.

Jest prawdopodobne, że na pewnym etapie nastąpi także cykl hydrodynamiczny, który charakteryzuje się obecnością pary wodnej w atmosferze. Widoczne koryta rzek wskazują, że klimat był kiedyś umiarkowany. W związku z tym możemy spekulować o istnieniu w odległej przeszłości oceanów z normalnym obiegiem wody - oznaczającym parowanie wody, jej kondensację w chmurach i dalsze erupcje na powierzchnię. Zakończenie tego cyklu i późniejsza absorpcja wody przez porowate skały mogą być związane z małą masą planety, która nie była w stanie zatrzymać gazów tworzących atmosferę.

Po pierwszych etapach ewolucji planety o charakterystycznym klimacie umiarkowanym następują inne czasy. W tym okresie na powierzchni planety utworzył się ocean. To może wyjaśniać pochodzenie Valles Marineris, kanałów wodnych i innych pęknięć istniejących na powierzchni Tharsis. Powstanie oceanu na powierzchni Marsa można uzasadnić uskokiem wiecznej zmarzliny w wyniku aktywności wulkanicznej. Kaniony znajdują się również w pobliżu struktur wulkanicznych.

Obecność wody powoduje zmiany w atmosferze - para wodna i dwutlenek węgla przedostają się do niej z powierzchni. Efekt cieplarniany postępuje, powodując wzrost temperatur, co powoduje topnienie czap polarnych planety. W wyniku tych zjawisk woda zaczyna powoli i przez długi czas być wchłaniana przez porowatą powierzchnię planety. Dalsze wydarzenia rozwijają się w następujący sposób - współczynnik odbicia planety wzrasta (z powodu lodu pokrywającego powierzchnię), jej temperatura spada. Cykl się kończy. Woda jest wchłaniana przez powierzchnię Marsa.

Z biegiem czasu wewnętrzna temperatura planety spada, a aktywność wulkaniczna wygasa. Klimat się stabilizuje.

Atmosfera

Dzięki badaniom prowadzonym na międzyplanetarnych stacjach automatycznych ustalono skład atmosfery Marsa - składa się ona z 96% dwutlenku węgla, 2,7% azotu i 1,6% argonu. Tlen stanowi tylko 0,13%, a para wodna 0,03%. Ciśnienie powierzchniowe jest niskie, wynosi sześć tysięcznych ciśnienia Ziemi. Załóżmy, że astronauta ląduje na Marsie. Co zobaczy? Niebo jest czerwonawe z powodu cząstek pyłu niesionych przez wiatr. Ze względu na niską gęstość promienie słoneczne nie ogrzewają planety; istnieje znaczna różnica temperatur między przepływami powietrza. Chmury marsjańskie składają się z wody i dwutlenku węgla i wyglądem przypominają nasze chmury cirrus. Chmury marsjańskie w zasadzie podążają za reliefowymi konturami planety.

Tajemnicza i tajemnicza gwiazda, którą starożytni Rzymianie nazwali na cześć boga wojny Marsa (wśród Greków Ares), raczej nie otrzymałaby żeńskiego imienia, migoczącego w czasach konfrontacji ze złowieszczym krwistoczerwonym kolorem i przywołującym na myśl prymitywny mistyczny strach. Grecy nazywali go także Faetonem ze względu na jego „promienny i olśniewający” wygląd, który powierzchnia Marsa zawdzięcza jasnemu kolorowi i „księżycowej” rzeźbie z kraterami wulkanicznymi, wgnieceniami po uderzeniach gigantycznych meteorytów, dolinami i pustyniami.

Charakterystyka orbity

Ekscentryczność eliptycznej orbity Marsa wynosi 0,0934, określając w ten sposób różnicę między maksymalną (249 milionów km) i minimalną (207 milionów km) odległością do Słońca, dzięki czemu ilość energii słonecznej docierającej do planety zmienia się w granicach 20- 30%.

Prędkość orbitalna wynosi średnio 24,13 km/s. Mars całkowicie okrąża Słońce w ciągu 686,98 ziemskich dni, czyli dwa razy dłużej niż okres ziemski, i obraca się wokół własnej osi niemal w taki sam sposób jak Ziemia (w 24 godziny i 37 minut). Kąt nachylenia orbity do płaszczyzny ekliptyki według różnych szacunków wynosi od 1,51° do 1,85°, a nachylenie orbity do równika wynosi 1,093°. Orbita Marsa w stosunku do równika Słońca nachylona jest pod kątem 5,65° (a Ziemi około 7°). Znaczne nachylenie równika planety do płaszczyzny orbity (25,2°) prowadzi do znacznych sezonowych zmian klimatycznych.

Parametry fizyczne planety

Wśród planet Układu Słonecznego Mars zajmuje siódme miejsce pod względem wielkości i czwarte pod względem odległości od Słońca. Objętość planety wynosi 1,638 × 1011 km3, a jej masa 0,105-0,108 (6,44 * 1023 kg), co daje jej gęstość około 30% (3,95 g/cm 3). Przyspieszenie ziemskie w rejonie równika Marsa określa się w przedziale od 3,711 do 3,76 m/s². Powierzchnię szacuje się na 144 800 000 km². Ciśnienie atmosferyczne waha się w granicach 0,7-0,9 kPa. Prędkość potrzebna do pokonania grawitacji (drugiej kosmicznej) wynosi 5072 m/s. Na półkuli południowej powierzchnia Marsa jest średnio 3-4 km wyższa niż na półkuli północnej.

Warunki klimatyczne

Całkowita masa atmosfery Marsa wynosi około 2,5 * 1016 kg, ale w ciągu roku zmienia się znacznie z powodu topnienia lub „zamrażania” zawierających czapy polarne. Średnie ciśnienie na poziomie powierzchni (około 6,1 mbar) jest prawie 160 razy mniejsze niż w pobliżu powierzchni naszej planety, ale w głębokich depresjach sięga 10 mbar. Według różnych źródeł sezonowe spadki ciśnienia wahają się od 4,0 do 10 mbar.

Atmosfera Marsa składa się w 95,32% z dwutlenku węgla, około 4% to argon i azot, a tlen wraz z parą wodną stanowi mniej niż 0,2%.

Wysoce rozrzedzona atmosfera nie może długo zatrzymywać ciepła. Pomimo „gorącego koloru”, który odróżnia planetę Mars od innych, temperatura na powierzchni zimą spada do -160°C na biegunie, a latem na równiku, w ciągu dnia powierzchnia może nagrzać się jedynie do +30°C °C.

Klimat ma charakter sezonowy, podobnie jak na Ziemi, jednak wydłużona orbita Marsa prowadzi do znacznych różnic w czasie trwania i temperaturze pór roku. Chłodna wiosna i lato na półkuli północnej łącznie trwają znacznie ponad połowę roku marsjańskiego (371 dni marsjańskich), a zima i jesień są krótkie i umiarkowane. Lato na południu jest gorące i krótkie, a zimy mroźne i długie.

Sezonowość najwyraźniej objawia się w zachowaniu czap polarnych, składających się z lodu zmieszanego z drobnymi, pyłowymi cząsteczkami skał. Przód północnej czapy polarnej może oddalić się od bieguna o prawie jedną trzecią odległości do równika, a granica czapy południowej sięga połowy tej odległości.

Za pomocą termometru umieszczonego dokładnie w ognisku teleskopu zwierciadlanego wycelowanego w Marsa temperaturę na powierzchni planety określono już na początku lat 20. ubiegłego wieku. Pierwsze pomiary (sprzed 1924 r.) wykazały wartości od -13 do -28°C, a w 1976 r. dolna i górna granica temperatur została wyjaśniona poprzez lądowanie statku kosmicznego Viking na Marsie.

Marsjańskie burze piaskowe

„Ekspozycja” burz piaskowych, ich skala i zachowanie odsłoniły tajemnicę, którą Mars od dawna skrywał. Powierzchnia planety w tajemniczy sposób zmienia kolor, urzekając obserwatorów od czasów starożytnych. Przyczyną „kameleonizmu” okazały się burze piaskowe.

Ostre zmiany temperatury na Czerwonej Planecie powodują gwałtowne wiatry, których prędkość dochodzi do 100 m/s, a niska grawitacja, pomimo rozrzedzonego powietrza, pozwala wiatrom unieść ogromne masy pyłu na wysokość ponad 10 km.

Powstawaniu burz piaskowych sprzyja także gwałtowny wzrost ciśnienia atmosferycznego spowodowany odparowaniem zamarzniętego dwutlenku węgla z zimowych czap polarnych.

Jak pokazują zdjęcia powierzchni Marsa, przestrzennie grawitują one w stronę czap polarnych i mogą pokrywać kolosalne obszary, utrzymując się nawet do 100 dni.

Kolejną pyłową atrakcją, którą Mars zawdzięcza nieprawidłowym zmianom temperatury, są tornada, które w przeciwieństwie do swoich ziemskich „kolegów” przemierzają nie tylko tereny pustynne, ale także dominują zbocza kraterów wulkanicznych i kraterów uderzeniowych, osiągając wysokość nawet 8 km. Ich śladami okazały się gigantyczne wzory w rozgałęzione paski, które przez długi czas pozostawały tajemnicze.

Burze piaskowe i tornada występują głównie podczas wielkich opozycji, kiedy na półkuli południowej następuje lato, gdy Mars przechodzi przez najbliższy Słońcu punkt orbity planety (peryhelium).

Zdjęcia powierzchni Marsa wykonane przez sondę Mars Global Surveyor okazały się bardzo owocne w przypadku tornad. , który krąży po orbicie planety od 1997 roku.

Niektóre tornada pozostawiają ślady, zmiatając lub wsysając luźną wierzchnią warstwę drobnych cząstek gleby, inne nie zostawiają nawet „odcisków palców”, jeszcze inne w szaleństwie rysują misterne figury, przez co nazywane są diabłami pyłowymi. Wiry z reguły działają samotnie, ale nie odmawiają też grupowych „występów”.

Funkcje reliefowe

Prawdopodobnie każdemu, kto uzbrojony w potężny teleskop, po raz pierwszy patrzył na Marsa, powierzchnia planety od razu przypominała księżycowy krajobraz i w wielu obszarach jest to prawda, ale mimo to geomorfologia Marsa jest osobliwa i niepowtarzalna.

Regionalne cechy topografii planety są zdeterminowane asymetrią jej powierzchni. Przeważające płaskie powierzchnie półkuli północnej znajdują się 2-3 km poniżej konwencjonalnego poziomu zera, a na półkuli południowej powierzchnia, powikłana kraterami, dolinami, kanionami, zagłębieniami i wzgórzami, znajduje się 3-4 km powyżej poziomu podstawy. Strefa przejściowa między dwiema półkulami, szeroka na 100–500 km, jest morfologicznie wyrażona przez silnie zerodowaną gigantyczną skarpę o wysokości prawie 2 km, zajmującą prawie 2/3 obwodu planety i wyznaczoną przez system uskoków.

Dominującymi cechami charakteryzującymi powierzchnię Marsa są plamiste kratery różnego pochodzenia, wzgórza i zagłębienia, struktury uderzeniowe okrągłych zagłębień (baseny wielopierścieniowe), liniowo wydłużone wzgórza (grzbiety) oraz stromo nachylone baseny o nieregularnym kształcie.

Powszechnie występują płaskie wzniesienia o stromych krawędziach (góry stołowe), rozległe płaskie kratery (wulkany tarczowe) ze zerodowanymi zboczami, kręte doliny z dopływami i gałęziami, wyrównane wzgórza (płaskowyże) oraz obszary losowo rozmieszczonych dolin przypominających kaniony (labirynty).

Charakterystyczne dla Marsa są także zapadnięte zagłębienia o chaotycznej i bezkształtnej topografii, rozbudowane, o skomplikowanej budowie uskoki, szereg nierównoległych grzbietów i bruzd, a także rozległe równiny o całkowicie „ziemskim” wyglądzie.

Baseny kraterów pierścieniowych i duże kratery (o średnicy ponad 15 km) są charakterystycznymi strukturami morfologicznymi dla większości półkuli południowej.

Najwyższe regiony planety, zwane Tharsis i Elysium, znajdują się na półkuli północnej i reprezentują ogromne wyżyny wulkaniczne. Płaskowyż Tharsis, wznoszący się prawie 6 km nad równiną, rozciąga się na długości 4000 km i szerokości geograficznej 3000 km. Na płaskowyżu znajdują się 4 gigantyczne wulkany, których wysokość waha się od 6,8 ​​km (góra Alba) do 21,2 km (góra Olimp, średnica 540 km). Szczyty gór (wulkanów) Pavonis, Ascraeus i Arsia znajdują się odpowiednio na wysokości 14, 18 i 19 km. Góra Alba wznosi się samotnie na północny zachód od szeregu innych wulkanów i jest wulkaniczną strukturą tarczową o średnicy około 1500 km. Wulkan Olimp to najwyższa góra nie tylko na Marsie, ale w całym Układzie Słonecznym.

Od wschodu i zachodu prowincja Tharsis sąsiaduje z dwiema rozległymi nizinami południkowymi. Powierzchniowe wzniesienia zachodniej równiny zwanej Amazonią znajdują się blisko poziomu zera planety, a najniższe obszary wschodniej depresji (Równina Chrisa) znajdują się 2-3 km poniżej poziomu zera.

W regionie równikowym Marsa znajduje się drugi co do wielkości płaskowyż wulkaniczny, Elizjum, o średnicy około 1500 km. Płaskowyż wznosi się 4-5 km nad podstawą i znajdują się na nim trzy wulkany (sama Góra Elizjum, kopuła Albor i góra Hekate). Najwyższa góra, Elizjum, wzrosła do 14 km.

Na wschód od płaskowyżu Tharsis w rejonie równikowym rozciąga się gigantyczny w skali Marsa (prawie 5 km) przypominający ryft system dolin (kaniony) Marineris, prawie 10 razy dłuższy od jednego z największych na Ziemi i 7 razy szerszy i głębiej. Szerokość dolin wynosi średnio 100 km, a niemal pionowe występy ich boków osiągają wysokość 2 km. Liniowość struktur wskazuje na ich pochodzenie tektoniczne.

Na wzniesieniach półkuli południowej, gdzie powierzchnia Marsa jest po prostu usiana kraterami, znajdują się największe na planecie okrągłe zagłębienia uderzeniowe, zwane Argyre (około 1500 km) i Hellas (2300 km).

Równina Hellas jest najgłębszym ze wszystkich zagłębień na planecie (prawie 7000 m poniżej poziomu średniego), a przewyższenie równiny Argir w stosunku do poziomu otaczającego ją wzgórza wynosi 5,2 km. Podobna zaokrąglona nizina, Równina Izydy (o średnicy 1100 km), położona jest w strefie równikowej wschodniej półkuli planety i od północy sąsiaduje z Równiną Elizejską.

Na Marsie znanych jest około 40 innych podobnych basenów z wieloma pierścieniami, ale są one mniejsze.

Największa nizina na planecie (Nizina Północna) znajduje się na półkuli północnej, granicząc z regionem polarnym. Wzniesienia równiny znajdują się poniżej poziomu zerowego powierzchni planety.

Krajobrazy eolskie

Trudno byłoby w kilku słowach scharakteryzować powierzchnię Ziemi, mając na myśli planetę jako całość, ale aby zorientować się, jaką powierzchnię ma Mars, można ją po prostu nazwać martwą i suchą, czerwonawą -brązowa, skalisto-piaszczysta pustynia, ponieważ rozcięta rzeźba planety jest wygładzona przez luźne osady.

Krajobrazy eoliczne, złożone z drobnoziarnistego materiału piaszczysto-mulistego z pyłem, powstałe w wyniku działalności wiatrów, pokrywają prawie całą planetę. Są to zwykłe (jak na ziemi) wydmy (poprzeczne, podłużne i ukośne) o wielkości od kilkuset metrów do 10 km, a także warstwowe osady eolowo-lodowcowe czap polarnych. Specjalna płaskorzeźba „stworzona przez Aeolusa” ogranicza się do zamkniętych struktur - dna dużych kanionów i kraterów.

Morfologiczna aktywność wiatru, determinująca specyficzne cechy powierzchni Marsa, objawiała się także intensywną erozją (deflacją), która doprowadziła do powstania charakterystycznych, „grawerowanych” powierzchni o strukturach komórkowych i liniowych.

Warstwowe formacje eolowo-lodowcowe, złożone z lodu zmieszanego z osadami, pokrywają czapy polarne planety. Ich miąższość szacuje się na kilka km.

Charakterystyka geologiczna powierzchni

Zgodnie z jedną z istniejących hipotez dotyczących współczesnego składu i budowy geologicznej Marsa, z pierwotnej substancji planety najpierw stopiono mały rdzeń wewnętrzny składający się głównie z żelaza, niklu i siarki. Następnie wokół jądra utworzyła się litosfera o grubości jednorodnego składu wraz ze skorupą o długości około 1000 km, w której aktywna aktywność wulkaniczna prawdopodobnie trwa do dziś wraz z uwalnianiem na powierzchnię coraz to nowych porcji magmy. Grubość skorupy marsjańskiej szacuje się na 50-100 km.

Odkąd człowiek zaczął patrzeć na najjaśniejsze gwiazdy, naukowcy, podobnie jak wszyscy ludzie, którym nie są obojętni między innymi wszechświatowi sąsiedzi, interesują się przede wszystkim tym, jaka jest powierzchnia Marsa.

Prawie cała planeta pokryta jest warstwą brązowo-żółtawo-czerwonego pyłu zmieszanego z drobnym mułem i materiałem piaszczystym. Głównymi składnikami luźnej gleby są krzemiany z dużą domieszką tlenków żelaza, które nadają powierzchni czerwonawy odcień.

Zgodnie z wynikami licznych badań przeprowadzonych przez statki kosmiczne, wahania składu pierwiastkowego luźnych osadów warstwy powierzchniowej planety nie są na tyle duże, aby sugerować duże zróżnicowanie składu mineralnego skał tworzących skorupę marsjańską.

Średnia zawartość krzemu (21%), żelaza (12,7%), magnezu (5%), wapnia (4%), glinu (3%), siarki (3,1%) oraz potasu i chloru ustalonych w glebie (<1%) указывали на то, что основу рыхлых отложений поверхности составляют продукты разрушения изверженных и вулканогенных пород основного состава, близких к базальтам земли. Поначалу ученые усомнились в существенной дифференцированности каменной оболочки планеты по минеральному составу, однако проведенные в рамках проекта Mars Exploration Rover (США) исследования Марса привели к сенсационному открытию аналогов земных андезитов (пород среднего состава).

Odkrycie to, potwierdzone później licznymi znaleziskami podobnych skał, pozwoliło ocenić, że Mars, podobnie jak Ziemia, może mieć zróżnicowaną skorupę, o czym świadczy znaczna zawartość glinu, krzemu i potasu.

Na podstawie ogromnej liczby zdjęć wykonanych przez statek kosmiczny, które pozwoliły ocenić, z czego składa się powierzchnia Marsa, oprócz skał magmowych i wulkanicznych, oczywista jest obecność na planecie skał wulkaniczno-osadowych i osadów osadowych, co można rozpoznać po charakterystycznym oddzieleniu płyt i nawarstwieniu fragmentów wychodni.

Charakter uwarstwienia skał może wskazywać na ich powstawanie w morzach i jeziorach. Obszary skał osadowych odnotowano w wielu miejscach na planecie i najczęściej spotyka się je w rozległych kraterach.

Naukowcy nie wykluczają „suchego” tworzenia się osadów marsjańskiego pyłu wraz z ich dalszą litifikacją (skamienieniem).

Formacje wiecznej zmarzliny

Szczególne miejsce w morfologii powierzchni Marsa zajmują formacje wiecznej zmarzliny, z których większość pojawiła się na różnych etapach historii geologicznej planety w wyniku ruchów tektonicznych i wpływu czynników egzogenicznych.

Na podstawie badania dużej liczby zdjęć kosmicznych naukowcy jednomyślnie doszli do wniosku, że woda wraz z aktywnością wulkaniczną odgrywa znaczącą rolę w powstawaniu wyglądu Marsa. Erupcje wulkanów doprowadziły do ​​stopienia pokrywy lodowej, co z kolei przyczyniło się do rozwoju erozji wodnej, której ślady widoczne są do dziś.

O tym, że wieczna zmarzlina na Marsie powstała już na bardzo wczesnych etapach historii geologicznej planety, świadczą nie tylko polarne czapy lodowe, ale także specyficzne formy terenu podobne do krajobrazu stref wiecznej zmarzliny na Ziemi.

Formacje wirowe, tak jak na zdjęciach kosmicznych wyglądają warstwowe osady w polarnych obszarach planety, to z bliska system tarasów, półek i zagłębień, które tworzą różnorodne kształty.

Osady czap lodowych polarnych, o grubości kilku kilometrów, składają się z warstw dwutlenku węgla i lodu wodnego zmieszanych z mułem i drobnym materiałem mułowym.

Charakterystyczne dla strefy równikowej Marsa formy zapadania się i osiadania są związane z procesem niszczenia warstw kriogenicznych.

Woda na Marsie

Na większości powierzchni Marsa woda nie może występować w stanie ciekłym ze względu na niskie ciśnienie, jednak w niektórych obszarach o łącznej powierzchni około 30% powierzchni planety eksperci NASA przyznają, że istnieje woda w stanie ciekłym.

Obecnie niezawodnie ustalone zasoby wody na Czerwonej Planecie skupiają się głównie w przypowierzchniowej warstwie wiecznej zmarzliny (kriosferze) o grubości do wielu setek metrów.

Naukowcy nie wykluczają istnienia wody w stanie ciekłym pod polarnymi czapami lodowymi. Na podstawie szacunkowej objętości kriolitosfery Marsa zasoby wody (lodu) szacuje się na około 77 mln km3, a jeśli uwzględnimy prawdopodobną objętość rozmrożonych skał, liczba ta może spaść do 54 mln km3.

Ponadto istnieje opinia, że ​​​​pod kriolitosferą mogą znajdować się warstwy z kolosalnymi zasobami słonej wody.

Wiele faktów wskazuje na obecność wody na powierzchni planety w przeszłości. Głównymi świadkami są minerały, których powstawanie wiąże się z udziałem wody. Są to przede wszystkim hematyt, minerały ilaste i siarczany.

Marsjańskie chmury

Całkowita ilość wody w atmosferze „suchej” planety jest ponad 100 milionów razy mniejsza niż na Ziemi, a jednak powierzchnia Marsa jest pokryta, choć rzadka i niepozorna, ale prawdziwymi, a nawet niebieskawymi chmurami, choć składającymi się z lodu pył. Zachmurzenie występuje w szerokim zakresie wysokości od 10 do 100 km i koncentruje się głównie na rzadko wznoszących się powyżej 30 km.

Lodowe mgły i chmury są również powszechne zimą w pobliżu czap polarnych (mgła polarna), ale tutaj mogą „spaść” poniżej 10 km.

Chmury mogą przybrać bladoróżowy kolor, gdy cząsteczki lodu zmieszają się z pyłem uniesionym z powierzchni.

Zarejestrowano chmury o najróżniejszych kształtach, w tym faliste, pasiaste i cirrusowe.

Krajobraz marsjański z wysokości człowieka

W 2012 roku po raz pierwszy „ramię” łazika Curiosity uzbrojonego w kamerę pozwoliło zobaczyć, jak wygląda powierzchnia Marsa z wysokości wysokiego człowieka (2,1 m). Przed zdumionym wzrokiem robota ukazała się „piaszczysta”, gruzowo-żwirowa równina, usiana drobnymi kamieniami brukowymi, z rzadkimi płaskimi wychodniami, prawdopodobnie z podłoża skalnego, skał wulkanicznych.

Nudny i monotonny obraz z jednej strony ożywiał pagórkowaty grzbiet krawędzi krateru Gale, a z drugiej łagodnie nachylona bryła góry Sharp o wysokości 5,5 km, która była obiektem polowań statku kosmicznego.

Planując trasę wzdłuż dna krateru, autorzy projektu najwyraźniej nawet nie podejrzewali, że powierzchnia Marsa sfotografowana przez łazik Curiosity będzie tak różnorodna i niejednorodna, wbrew oczekiwaniom zobaczenia jedynie nudna i monotonna pustynia.

W drodze na Mount Sharp robot musiał pokonywać spękane, płytkowe, płaskie powierzchnie, łagodne uskokowe zbocza skał wulkaniczno-osadowych (sądząc po warstwowej fakturze na żetonach), a także blokowe ruiny ciemnoniebieskich wulkanów o powierzchni komórkowej .

Po drodze urządzenie wystrzeliło impulsy laserowe w kierunku celów „wskazanych z góry” (kostek brukowych) i wywierciło małe otwory (o głębokości do 7 cm), aby zbadać skład materiałowy próbek. Analiza otrzymanego materiału, oprócz zawartości pierwiastków skałotwórczych charakterystycznych dla skał zasadowych (bazaltów), wykazała obecność związków siarki, azotu, węgla, chloru, metanu, wodoru i fosforu, czyli „składników życie."

Ponadto stwierdzono, że powstają one w obecności wody o obojętnej kwasowości i niskim stężeniu soli.

Na podstawie tych informacji, w połączeniu z informacjami uzyskanymi wcześniej, naukowcy skłonni są dojść do wniosku, że miliardy lat temu na powierzchni Marsa znajdowała się woda w stanie ciekłym, a gęstość atmosfery była znacznie większa niż obecnie.

Gwiazda Poranna Marsa

Odkąd zdjęcie błękitnego półksiężyca Ziemi, wykonane przez sondę Mars Global Surveyor z orbity Czerwonej Planety w odległości 139 milionów km, okrążyło świat w maju 2003 roku, wielu wyobrażało sobie, że właśnie to Ziemia wygląda jak z powierzchni Marsa.

Ale w rzeczywistości nasza planeta wygląda stamtąd mniej więcej tak samo, jak Wenus widzimy w godzinach porannych i wieczornych, tylko samotny (z wyjątkiem słabo widocznego Księżyca) mały punkt świecący w brązowawej czerni marsjańskiego nieba jest nieco jaśniejszy od Wenus .

Pierwsze zdjęcie Ziemi z powierzchni wykonano jeszcze przed świtem z łazika Spirit w marcu 2004 r., a Ziemia pozowała ramię w ramię z Księżycem dla statku kosmicznego Curiosity w 2012 r. i okazała się jeszcze piękniejsza niż pierwszy raz.

Powierzchnia Marsa

© Włodzimierz Kalanow,
strona internetowa„Wiedza to potęga”.

Formacje podobne do koryt rzek lądowych można zobaczyć w wielu obszarach Marsa. Dzieli się je na dwa typy: kręte zagłębienia z odgałęzieniami przypominającymi dopływy oraz głębokie kanały, które mają tę samą szerokość na całej długości. Kanały drugiego typu nazywane są „ujściem”.

Istnieją dwie hipotezy dotyczące pochodzenia takich formacji na powierzchni Marsa. Według pierwszej hipotezy na Marsie istniały kiedyś zwykłe rzeki w klimacie umiarkowanym. Według drugiej hipotezy kanały te powstały w wyniku nagłego uderzenia potężnego strumienia wody, który wydostał się ze szczeliny w skorupie marsjańskiej. Taki przepływ może być również konsekwencją szybkiego topnienia wiecznej zmarzliny. Na przykład morfologia kanionów Doliny Marineris o długości ponad 5000 km, przeciętych głębokimi kanałami, wyraźnie pokazuje, że takie ślady erozji mogą pozostać dopiero po uderzeniu nagle potężnego przepływu wody.

Ślady niszczycielskiego działania przepływów wody i lodu odkryte na powierzchni Marsa, a także czap lodowych biegunów i wiecznej zmarzliny, tj. woda w wiecznej zmarzlinie górnych warstw gleby świadczy o tym, że w odległej epoce geologicznej na Marsie panował klimat umiarkowany, a po jego powierzchni płynęły rzeki, wpadając do mórz i oceanów. W przyszłości sytuacja na planecie może prawdopodobnie rozwinąć się w następujący sposób. W wyniku parowania wody atmosfera stopniowo wypełnia się parą wodną i dwutlenkiem węgla. Powstały efekt cieplarniany prowadzi do wzrostu temperatur i topnienia czap polarnych. Woda jest powoli wchłaniana przez porowatą warstwę powierzchni planety. Gazy i pary, które uzupełniły atmosferę, są rozproszone w przestrzeni kosmicznej, ponieważ planeta o stosunkowo małej masie nie może utrzymać ich w dużej odległości od powierzchni. Powstały lód zwiększa współczynnik odbicia powierzchni. Temperatura powierzchni planety spada. Woda wchłonięta przez glebę tworzy warstwę wiecznej zmarzliny. Mijają miliony lat. Aktywność wulkaniczna we wnętrzu planety wygasa. Wewnętrzna temperatura planety spada. Klimat staje się taki, jaki jest w epoce nowożytnej.

Powierzchnia Marsa ma pewne podobieństwa do Księżyca, ale morfologia powierzchni Marsa jest bardziej złożona: odkryto wiele kraterów, długie i głębokie (do dwóch kilometrów głębokości) kaniony, wygasłe wulkany oraz obszary płaskie. Należy zauważyć, że niezwykle trudno jest szczegółowo zbadać relief Marsa poprzez obserwacje z Ziemi, nawet przy użyciu potężnych teleskopów. Na Marsie często występują burze piaskowe, trwające czasami od dwóch do trzech miesięcy lub dłużej. Podczas tych burz atmosfera planety nasyca się pyłem i tworzą się żółte chmury, które utrudniają widoczność, a obserwator może pomylić je z pewnymi cechami powierzchni Marsa. Spośród szczegółów topografii Marsa tylko bieguny Marsa, pokryte czapami lodowymi, są najwyraźniej widoczne dla obserwatora z Ziemi przez konwencjonalny teleskop. Zimą czapki rozjaśniają się i powiększają, ponieważ... Do skorupy lodowej dodaje się suchy lód wykonany z dwutlenku węgla. Pokrywa lodowa biegunów zajmuje rozległe obszary, rozciągające się do 60° szerokości geograficznej północnej i 60° szerokości geograficznej południowej.

Gdy tylko nadejdzie ciepła pora roku, następuje sublimacja suchego lodu, czyli tzw. jego przejście ze stanu stałego bezpośrednio do dwutlenku węgla. Dwutlenek węgla, a raczej jego mieszanina z innymi składnikami atmosfery, zaczyna przemieszczać się na przeciwny biegun. Często z niejasnych jeszcze powodów sublimacja suchego lodu następuje bardzo szybko, a następnie powstają długotrwałe burze piaskowe, o których właśnie wspomnieliśmy. Dodajmy, że pomimo małej gęstości atmosfery prędkość wiatru może dochodzić do kilkuset metrów na sekundę. Taka burza mogłaby przewrócić najcięższy pojazd lądujący na powierzchni Marsa, co rzekomo stało się z sowieckimi automatycznymi stacjami międzyplanetarnymi „Mars-3” I „Mars-6” .

Wśród szczegółów płaskorzeźby Marsa znajduje się tak wyjątkowy obiekt, jak wygasły wulkan o wysokości 27 km. Górę tę odkrył amerykański AMS Marynarz 9

w 1971 roku i otrzymał nazwę Olympus (Olympus - łac.). Uważa się, że ta góra jest najwyższa w całym Układzie Słonecznym.

Ogromny stożek wulkaniczny „Nix Olympica”, który ma podstawę o średnicy 500 km i krater o szerokości 40 km (!), nie mniej imponowałby Ziemianom. Obiekt ten odkryto także za pomocą automatycznej stacji międzyplanetarnej.

Wśród ciekawostek związanych z badaniem powierzchni Marsa znajduje się kontrowersja, która wybuchła po jednym z kilkudziesięciu tysięcy zdjęć wykonanych przez amerykańską serię AMS "Wiking"(lipiec-wrzesień 1976) odkryto wizerunek przypominający sfinksa. Specjalista NASA, który odkrył to zdjęcie, po przetworzeniu go na komputerze zasugerował, że przedstawiony na zdjęciu obiekt jest sztuczny. Namiętności po raz kolejny rozgorzały wokół odwiecznego pytania, czy na Marsie istnieje lub przynajmniej czy kiedykolwiek istniało inteligentne życie. Do sporu włączyli się także radzieccy specjaliści. Każdy chciał zrozumieć naturę marsjańskiego „sfinksa” o wymiarach 300 metrów wysokości i 1500 metrów średnicy. Wszyscy uspokoili się dopiero, gdy zorientowali się, że zdjęcie przedstawia naturalny obiekt, element płaskorzeźby Marsa, który ulega procesowi starzenia. Cała reszta jest wytworem wyobraźni i efektem komputerowej obróbki przy użyciu specjalnie opracowanego programu. Czasami człowiek nie widzi tego, co naprawdę istnieje, ale to, co chce widzieć.

Półkule Marsa znacznie różnią się od siebie charakterem powierzchni. Półkula północna wygląda jak gładka, jednorodna równina z niewielką liczbą kraterów. Na półkuli południowej liczba kraterów, dużych i małych, jest kilkakrotnie większa niż na półkuli północnej, co wskazuje na starszy wiek tej półkuli. Powierzchnia półkuli południowej powstała około 3,8 miliarda lat temu, w epoce, w której wszystkie obiekty w Układzie Słonecznym zostały wystawione na działanie potężnego roju meteorów.

Region zwany Tharsis ma specyficzną morfologię powierzchni. Znajduje się po obu stronach marsjańskiego równika. Na tym obszarze znajdują się góry pochodzenia wulkanicznego: Askreus, Arsia, Pavonis, Olympus i kanion Valis Marineris.

Budowa geologiczna Marsa nie ma płyt tektonicznych, które są charakterystyczne dla Ziemi. Po ostygnięciu powierzchni Marsa i zagęszczeniu jego skorupy, rozwój tektoniczny przebiegał ewolucyjnie, co nie doprowadziło do powstania płyt tektonicznych. W rezultacie powierzchnia Marsa utworzyła pojedynczą płytę litosferyczną.

Według współczesnych pomysłów planeta Mars ma następującą strukturę. Wewnątrz planety znajduje się rdzeń składający się z żelaza i substancji zawierających żelazo. Promień jądra wynosi 1500 km. Nad rdzeniem znajduje się warstwa płaszcza zawierająca krzemiany. Grubość płaszcza wynosi około 1800 km. Kora, tj. Górna warstwa marsjańskiej gleby ma grubość około 100 km. Naukowcy sugerują, że gęstość w centrum planety powinna sięgać 8,5 g/cm3. 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.

Stosunkowo niska gęstość Marsa w porównaniu z innymi planetami typu ziemskiego wskazuje, że jego jądro prawdopodobnie zawiera stosunkowo dużą ilość siarczków, oprócz żelaza (żelaza i siarczku żelaza).

© Władimir Kałanow,
„Wiedza to potęga”

Drodzy goście!

Twoja praca jest wyłączona JavaScript. Włącz skrypty w swojej przeglądarce, a otworzy się przed Tobą pełna funkcjonalność serwisu!

Ponieważ Mars jest dalej od Słońca niż Ziemia, może zająć na niebie pozycję przeciwną do Słońca, wtedy jest widoczny przez całą noc. To położenie planety nazywa się konfrontacja. Na Marsie powtarza się co dwa lata i dwa miesiące. Ponieważ orbita Marsa jest bardziej wydłużona niż Ziemi, podczas opozycji odległości między Marsem a Ziemią mogą się różnić. Raz na 15, 17 lat ma miejsce Wielka Konfrontacja, kiedy odległość między Ziemią a Marsem jest minimalna i wynosi 55 milionów km.

Kanały na Marsie

Zdjęcie Marsa wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a wyraźnie pokazuje charakterystyczne cechy planety. Na czerwonym tle marsjańskich pustyń wyraźnie widać niebieskawo-zielone morza i jasną białą czapę polarną. Słynny kanały nie widać na zdjęciu. Przy tym powiększeniu są one naprawdę niewidoczne. Po uzyskaniu wielkoformatowych zdjęć Marsa ostatecznie rozwiązano zagadkę marsjańskich kanałów: kanały są złudzeniem optycznym.

Bardzo interesujące było pytanie o możliwość istnienia życie na Marsie. Badania przeprowadzone w 1976 roku na amerykańskim Viking MS najwyraźniej dały ostateczny wynik negatywny. Na Marsie nie znaleziono żadnych śladów życia.

Jednak obecnie toczy się ożywiona dyskusja na ten temat. Obie strony, zarówno zwolennicy, jak i przeciwnicy życia na Marsie, przedstawiają argumenty, których ich przeciwnicy nie są w stanie obalić. Po prostu nie ma wystarczających danych eksperymentalnych, aby rozwiązać ten problem. Pozostaje nam tylko czekać, aż trwające i planowane loty na Marsa dostarczą materiału potwierdzającego lub zaprzeczającego istnieniu życia na Marsie w naszych czasach lub w odległej przeszłości. Materiał ze strony

Mars ma dwa małe satelita— Fobos (ryc. 51) i Deimos (ryc. 52). Ich wymiary to odpowiednio 18×22 i 10×16 km. Fobos znajduje się w odległości zaledwie 6000 km od powierzchni planety i okrąża ją w około 7 godzin, czyli 3 razy krócej niż marsjański dzień. Deimos znajduje się w odległości 20 000 km.

Z satelitami wiąże się wiele tajemnic. Zatem ich pochodzenie jest niejasne. Większość naukowców uważa, że ​​są to stosunkowo niedawno przechwycone asteroidy. Trudno sobie wyobrazić, jak Fobos przetrwał uderzenie meteorytu, po którym powstał krater o średnicy 8 km. Nie jest jasne, dlaczego Fobos jest najczarniejszym znanym nam ciałem. Jego współczynnik odbicia jest 3 razy mniejszy niż sadzy. Niestety, kilka lotów statków kosmicznych na Fobos zakończyło się niepowodzeniem. Ostateczne rozwiązanie wielu kwestii zarówno Fobosa, jak i Marsa odłożono do czasu wyprawy na Marsa, zaplanowanej na lata 30. XXI wieku.