Yaklaşık üç kilometre uzunluğundaki çarpma krateri

Mars'ın yüzeyi eski volkanlar ve kraterlerle kaplı kuru ve çorak bir çorak arazidir.

Mars Odyssey'in gözünden kum tepeleri

Fotoğraflar, tek bir kum fırtınasının bile onu günlerce gözlerden gizleyebileceğini gösteriyor. Müthiş koşullarına rağmen Mars, bilim adamları tarafından, elbette bizim dünyamız dışında, güneş sistemindeki diğer dünyaya göre daha iyi inceleniyor.

Gezegenin Dünya ile hemen hemen aynı eğime sahip olması ve atmosferinin olması mevsimlerin var olduğu anlamına geliyor. Yüzey sıcaklığı yaklaşık -40 santigrat derecedir, ancak ekvatorda +20'ye ulaşabilir. Gezegenin yüzeyinde su izleri ve suyun oluşturduğu kabartma özellikler var.

Manzara

Mars yüzeyine daha yakından bakalım; çok sayıda yörünge aracı ve gezici tarafından sağlanan bilgiler, kızıl gezegenin nasıl olduğunu tam olarak anlamamızı sağlıyor. Ultra net görüntüler, ince kırmızı tozla kaplı kuru, kayalık araziyi gösteriyor.

Kırmızı toz aslında demir oksittir. Yerden küçük taş ve kayalara kadar her şey bu tozla kaplıdır.

Mars'ta su ya da onaylanmış tektonik aktivite bulunmadığından jeolojik özellikleri neredeyse hiç değişmeden kalıyor. Su erozyonu ve tektonik aktiviteyle ilişkili olarak sürekli değişimlerin yaşandığı Dünya'nın yüzeyiyle karşılaştırıldığında.

Mars'ın yüzeyi videosu

Mars'ın manzarası çeşitli jeolojik yapılardan oluşur. Güneş sistemi boyunca bilinen bitkilere ev sahipliği yapar. Hepsi bu değil. Güneş sistemindeki en ünlü kanyon yine Kızıl Gezegenin yüzeyinde bulunan Valles Marineris'tir.

Yörüngeden görülemeyen pek çok ayrıntıyı gösteren Mars gezicilerinin fotoğraflarına bakın.

Mars'a çevrimiçi bakmak istiyorsanız, o zaman

Yüzey fotoğrafı

Aşağıdaki görüntüler şu anda aktif olarak kızıl gezegeni araştıran gezici Curiosity'den alınmıştır.

Tam ekran modunda görüntülemek için sağ üstteki butona tıklayın.

Curiosity gezgini tarafından iletilen panorama

Bu panorama, Curiosity'nin araştırmasını yürüttüğü Gale Krateri'nin bir bölümünü temsil ediyor. Ortadaki yüksek tepe Sharp Dağı'dır, sağında sisin içindeki kraterin halka kenarını görebilirsiniz.

Tam boyutta görüntülemek için resmi bilgisayarınıza kaydedin!

Mars yüzeyinin bu fotoğrafları 2014 yılına ait ve aslında şu anda en yeni fotoğraflar.

Mars manzarasının tüm özellikleri arasında belki de en çok tanıtılanı Cydonia'nın ovalarıdır. Sedonia bölgesinin ilk fotoğraflarında “insan yüzü” şeklinde bir tepe görülüyordu. Ancak daha sonraki yüksek çözünürlüklü görüntüler bize sıradan bir tepeyi gösterdi.

Gezegen boyutları

Mars oldukça küçük bir dünya. Yarıçapı Dünya'nın yarısı kadardır ve kütlesi bizimkinin onda birinden azdır.

Kum tepeleri, MRO görüntüsü

Mars hakkında daha fazla bilgi: Gezegenin yüzeyi esas olarak ince bir toz tabakasıyla kaplı bazalttan ve talk kıvamında demir oksitten oluşur. Demir oksit (yaygın olarak adlandırıldığı gibi pas) gezegene karakteristik kırmızı rengini verir.

Volkanlar

Antik çağda, gezegende milyonlarca yıl boyunca sürekli olarak yanardağlar patladı. Mars'ta levha tektoniğinin olmaması nedeniyle devasa volkanik dağlar oluşmuştur. Olympus Mons da benzer şekilde oluşmuştur ve güneş sistemindeki en büyük dağdır. Everest'ten üç kat daha yüksektir. Bu tür volkanik aktivite, güneş sistemindeki en derin vadiyi de kısmen açıklayabilir. Valles Marineris'in Mars yüzeyindeki iki nokta arasındaki malzemenin parçalanmasıyla oluştuğuna inanılıyor.

Kraterler

Kuzey Yarımküre'deki bir kraterin etrafındaki değişiklikleri gösteren animasyon

Mars'ta çok sayıda çarpma krateri var. Bu kraterlerin çoğuna dokunulmamış çünkü gezegende onları yok edebilecek hiçbir kuvvet yok. Gezegen, Dünya'da erozyona neden olan rüzgar, yağmur ve levha tektoniğinden yoksundur. Atmosfer Dünya'nınkinden çok daha ince olduğundan, küçük meteorlar bile yere ulaşabiliyor.

Mars'ın şu anki yüzeyi milyarlarca yıl öncesinden çok farklı. Orbiter verileri, gezegende geçmişte sıvı suyun varlığına işaret eden birçok mineral ve erozyon belirtisinin bulunduğunu gösterdi. Küçük okyanusların ve uzun nehirlerin bir zamanlar manzarayı tamamlamış olması mümkündür. Bu suyun son kalıntıları buz şeklinde yeraltında sıkıştı.

Toplam krater sayısı

Mars'ta yüzbinlerce krater var ve bunların 43.000'inin çapı 5 kilometreden büyük. Yüzlercesine bilim adamlarının veya ünlü gökbilimcilerin adı verildi. Çapı 60 km'den küçük olan kraterlere, Dünya üzerindeki şehirlerin isimleri verilmiştir.

Bunlardan en ünlüsü Hellas Havzası'dır. Çapı 2.100 km'dir ve derinliği 9 km'ye kadardır. Merkezden 4.000 km kadar uzanan emisyonlarla çevrilidir.

Krater oluşumu

Mars'taki kraterlerin çoğu muhtemelen güneş sistemimizin yaklaşık 4,1 ila 3,8 milyar yıl önce meydana gelen "ağır bombardıman" döneminin sonlarında oluşmuştu. Bu dönemde Güneş Sistemindeki tüm gök cisimlerinde çok sayıda krater oluştu. Bu olayın kanıtı, çoğu kayanın bu zaman aralığında yaratıldığını gösteren ay örnekleri üzerinde yapılan çalışmalardan geliyor. Bilim insanları bu bombalamanın nedenleri konusunda anlaşamıyor. Teoriye göre gaz devinin yörüngesi değişti ve bunun sonucunda ana asteroit kuşağı ve Kuiper kuşağındaki nesnelerin yörüngeleri daha eksantrik hale gelerek karasal gezegenlerin yörüngelerine ulaştı.

- Güneş'e uzaklık bakımından güneş sistemindeki dördüncü gezegen. Adı muhtemelen gezegenin kırmızı rengiyle olan ilişkisinden dolayı savaş tanrısının adından gelmektedir. Mars çıplak gözle görülebilir. Gezegenlerarası otomatik istasyonların araştırma faaliyetleri sonucunda elde edilen veriler, bu gezegenin Dünya ile mevcut benzerliği hakkında sonuçlar çıkarmamızı sağladı. Mars'a teknik iniş nispeten yakın zamanda gerçekleştirildi.

Ay ve Mars yüzeyleri arasındaki benzerlikler not edilebilir, ancak Mars'ın yüzeyinin morfolojisi daha karmaşıktır: çok sayıda krater, ova, kanyon ve volkan vardır.

Toprağın yüzey altı katmanlarında suyun (özellikle kutup bölgelerinde) varlığına dikkat edilmelidir. Bu olaya permafrost denir.
Tıpkı Dünya'da olduğu gibi Mars'ta da dönme ekseninin eğik olması nedeniyle gezegen yüzeyinin sıcaklığının değişmesiyle birlikte mevsimler de değişiyor. Ortalama sıcaklık 40°C, yazın -14°C'ye, kışın ise -120°C'ye kadardır.

Mars'ın jeolojik yapısı tektonik plakalarla karakterize edilmez. Soğuma ve ardından kabuk kalınlığındaki artış, tektonik plakaların oluşumuna katkıda bulunmadı. Başka bir deyişle Mars, endojen yani tek bir plakadır. “iç” (örneğin, mantodaki lav benzeri kayaların çıkıntıları, volkanlar) ve dışsal özellikler (kabuğa zarar veren göktaşı çarpmaları).

Gezegenin iki yarım küresi arasında önemli bir fark var: Kuzey yarım kürede düz ovalar hakimdir ve orta sayıda krater bulunurken, güney yarım kürede 5 kat daha fazla krater bulunur. Bu farklılıklar, güney yarımkürenin daha eski kökeniyle açıklanabilir - yaklaşık 3,8 milyar yıl önce, o dönemde güneş sisteminde aktif göktaşı bombardımanı vardı.

Her iki yarımküre arasında kendine özgü bir manzara morfolojisine sahip bir yüzey vardır, adı Tharsis'tir. Bu bölgede volkanik oluşumlar, Arsia, Pavonis, Askreus, Olympus dağlarının yanı sıra Valles Marineris ve bütün bir kanyon sistemi bulunmaktadır.

Nehir yatakları

Mars yüzeyinde Dünya'daki nehir yataklarına benzer oluşumlar görülüyor. Bazılarının genişliği 200 km'ye ulaşıyor.

Sözde kanallar iki türe ayrılır: Birincisi, dallanan “nehirler” ile küçük, dolambaçlı oluşumlardır. İkincisi onu derin bir kanal olarak temsil eder ve boyutları her yerde aynıdır.

Bu olgunun kökeni hakkında iki hipotez vardır. Birincisine göre ılıman bir iklime sahip gezegenin yüzeyinde çeşitli nehirlerin varlığından bahsediyoruz. İkinci hipoteze göre bu kanallar, kabuk kırılması sonucu keskin ve ani su akışlarının oluşmasından sonra kalan bir olguyu temsil etmektedir. Bu teorinin doğrulanması olarak, Valles Marineris'in uzunluğu 5000 km'den fazladır ve görünüşe göre aniden ortaya çıkan su akıntıları kanalları tarafından kesilmiştir.

Okyanuslar

Mars'ın mevcut kuru ve soğuk iklimine rağmen, gezegende su ve buzun yıkıcı aktivitesine dair kanıtlar var. Var olmayan nehir yatakları, buzla kaplı ovalar, permafrost ve buz örtüleri - tüm bunlar, Mars'ın jeolojik tarihinde bir noktada iklimin ılıman olduğunu ve buna bağlı olarak gezegenin yüzeyinde su bulunduğunu gösteriyor.

İlk jeolojik çağlar, çarpmalı göktaşı bombardımanları ve sık sık volkanik patlamalarla karakterize edildi. Bu dönemde suyun etkisi altındaki kraterlerin tahribatı ve erozyonu gözlenirken aynı zamanda nehir yatakları da oluşuyor. Aşındırıcı olaylar için gerekli suyun mevcudiyeti, yalnızca permafrosttaki suyun erimesi ve toplanmasının bir sonucu olamaz.

Bir aşamada atmosferde su buharının varlığıyla karakterize edilen bir hidrodinamik döngünün de ortaya çıkması muhtemeldir. Görünen nehir yatakları, bir zamanlar iklimin ılıman olduğunu gösteriyor. Bu bağlamda, uzak geçmişte okyanusların normal bir su döngüsüne sahip olduğu, yani suyun buharlaşması, bulutlarda yoğunlaşması ve yüzeye daha fazla püskürmesiyle ilgili spekülasyonlar yapabiliriz. Bu döngünün tamamlanması ve ardından suyun gözenekli kayalar tarafından emilmesi, gezegenin kütlesinin küçük olmasıyla ilişkilendirilebilir; atmosferi oluşturan gazları tutamadı.

Karakteristik ılıman iklime sahip bir gezegenin evriminin ilk aşamalarından sonra başka zamanlar başlar. Bu dönemde gezegenin yüzeyinde okyanus oluştu. Bu, Valles Marineris'in, su kanallarının ve Tharsis'in yüzeyinde bulunan diğer çatlakların kökenini açıklayabilir. Mars yüzeyinde bir okyanusun oluşması, volkanik aktivitenin bir sonucu olarak permafrost fayı ile tartışılabilir. Kanyonlar volkanik yapılara da yakın konumdadır.

Suyun varlığı atmosferde değişikliklere neden olur - yüzeyden su buharı ve karbondioksit girer. Sera etkisi gelişiyor ve sıcaklıkların yükselmesine neden oluyor, bu da gezegenin kutup başlıklarının erimesine neden oluyor. Bu olayların bir sonucu olarak su, gezegenin gözenekli yüzeyi tarafından yavaş yavaş ve uzun bir süre boyunca emilmeye başlar. Diğer olaylar şu şekilde gelişir - gezegenin yansıtıcılığı artar (yüzeyi kaplayan buz nedeniyle) ve sıcaklığı düşer. Döngü sona erer. Su Mars'ın yüzeyi tarafından emilir.

Zamanla gezegenin iç sıcaklığı düşer ve volkanik aktivite sona erer. İklim istikrara kavuşuyor.

Atmosfer

Gezegenlerarası otomatik istasyonlar kullanılarak yapılan araştırmalar sayesinde Mars atmosferinin bileşimi belirlendi; %96 karbondioksit, %2,7 nitrojen ve %1,6 argondan oluşuyor. Oksijen yalnızca %0,13, su buharı ise %0,03'tür. Yüzey basıncı düşük, Dünya basıncının binde altısı kadar. Bir astronotun Mars'a indiğini varsayalım. Ne görecek? Rüzgârın taşıdığı toz parçacıkları nedeniyle gökyüzü kırmızımsı bir renk alıyor. Düşük yoğunluk nedeniyle güneş ışınları gezegeni ısıtmaz; hava akışları arasında önemli bir sıcaklık farkı vardır. Mars bulutları su ve karbondioksitten oluşur ve görünüş olarak sirüs bulutlarımıza benzerler. Mars bulutları temel olarak gezegenin kabartma hatlarını takip ediyor.

Antik Romalıların savaş tanrısı Mars'ın (Yunanlılar arasında Ares) onuruna adını verdikleri gizemli ve gizemli yıldıza, uğursuz kan kırmızısı rengiyle yüzleşme günlerinde titreyen ve çağrıştıran bir kadın adı verilmezdi. ilkel mistik korku. Yunanlılar, Mars yüzeyinin parlak rengine ve volkanik kraterler, dev göktaşlarının, vadilerin ve çöllerin çarpmasından kaynaklanan çöküntülerin bulunduğu "ay" kabartmasına borçlu olduğu "ışıltılı ve ışıltılı" görünümü nedeniyle ona Phaeton adını da verdi.

Yörünge özellikleri

Mars'ın eliptik yörüngesinin dışmerkezliği 0,0934'tür, bu nedenle Güneş'e olan maksimum (249 milyon km) ve minimum (207 milyon km) mesafeler arasındaki farkı belirler, bu nedenle gezegene giren güneş enerjisi miktarı 20- %30.

Yörünge hızı ortalama 24,13 km/s'dir. Mars, Güneş'in etrafını 686,98 Dünya gününde, yani Dünya'nın periyodunun iki katı sürede, kendi ekseni etrafında ise neredeyse Dünya ile aynı şekilde (24 saat 37 dakikada) döner. Yörüngenin ekliptik düzleme eğim açısı, çeşitli tahminlere göre 1,51° ile 1,85° arasında belirlenirken, yörüngenin ekvatora eğimi 1,093°'dir. Güneş'in ekvatoruna göre Mars'ın yörüngesi 5,65°'lik bir açıyla (ve Dünya'nın yaklaşık 7°'si) eğimlidir. Gezegenin ekvatorunun yörünge düzlemine olan önemli eğimi (25,2°), önemli mevsimsel iklim değişikliklerine yol açmaktadır.

Gezegenin fiziksel parametreleri

Güneş Sistemindeki gezegenler arasında Mars, büyüklük bakımından yedinci, Güneş'e uzaklık bakımından ise dördüncü sırada yer almaktadır. Gezegenin hacmi 1,638 × 1011 km³ ve ağırlığı 0,105-0,108 (6,44 * 1023 kg) olup, yoğunluğu yaklaşık %30'dur (3,95 g/cm3). Mars'ın ekvator bölgesindeki yerçekimi ivmesi 3,711 ila 3,76 m/s² aralığında belirlenir. Yüzey alanının 144.800.000 km² olduğu tahmin edilmektedir. Atmosfer basıncı 0,7-0,9 kPa arasında dalgalanır. Yerçekimini (ikinci kozmik) yenmek için gereken hız 5.072 m/s'dir. Güney yarımkürede Mars'ın yüzeyi kuzey yarımküreye göre ortalama 3-4 km daha yüksektir.

İklim koşulları

Mars atmosferinin toplam kütlesi yaklaşık 2,5 * 1016 kg'dır, ancak yıl boyunca kutup kapaklarının erimesi veya "donması" nedeniyle büyük ölçüde değişir. Yüzey seviyesindeki ortalama basınç (yaklaşık 6,1 mbar), gezegenimizin yüzeyine yakın olandan neredeyse 160 kat daha azdır, ancak derin çöküntülerde 10 mbar'a ulaşır. Çeşitli kaynaklara göre mevsimsel basınç düşüşleri 4,0 ile 10 mbar arasında değişmektedir.

Mars atmosferinin %95,32'si karbondioksitten, yaklaşık %4'ü argon ve nitrojenden, oksijen ve su buharından ise %0,2'den azdır.

Oldukça seyrekleştirilmiş bir atmosfer, ısıyı uzun süre tutamaz. Mars gezegenini diğerlerinden ayıran "sıcak rengine" rağmen yüzey sıcaklığı kışın kutupta -160°C'ye, yazın ekvatorda ise gündüzleri ancak +30°C'ye kadar ısınabilmektedir. °C.

İklim tıpkı Dünya'daki gibi mevsimseldir, ancak Mars'ın uzun yörüngesi mevsimlerin süresinde ve sıcaklığında önemli farklılıklara yol açmaktadır. Kuzey yarımkürenin serin ilkbahar ve yaz ayları birlikte Mars yılının yarısından önemli ölçüde daha uzun sürer (371 Mars günü) ve kış ve sonbahar kısa ve ılımlı geçer. Güneyde yazlar sıcak ve kısa, kışlar soğuk ve uzundur.

Mevsimsel olanlar, ince, tozlu kaya parçacıklarının karışımıyla buzdan oluşan kutup başlıklarının davranışında en açık şekilde kendini gösterir. Kuzey kutup başlığının önü kutuptan ekvatora olan mesafenin neredeyse üçte biri kadar uzaklaşabilir ve güney kapağının sınırı bu mesafenin yarısına ulaşır.

Tam olarak Mars'ı hedef alan yansıtıcı bir teleskopun odağına yerleştirilmiş bir termometre ile, gezegenin yüzeyindeki sıcaklık geçen yüzyılın 20'li yıllarının başında belirlendi. İlk ölçümler (1924'ten önce) -13 ila -28 ° C arasında değerler gösterdi ve 1976'da Viking uzay aracının Mars'a inmesiyle alt ve üst sıcaklık sınırları netleştirildi.

Mars toz fırtınaları

Toz fırtınalarının "ortaya çıkması", boyutları ve davranışları, Mars'ın uzun süredir sakladığı bir sırrı ortaya çıkardı. Gezegenin yüzeyinin gizemli bir şekilde renk değiştirmesi, antik çağlardan beri gözlemcileri büyülemektedir. Bukalemun hastalığının nedeninin toz fırtınaları olduğu ortaya çıktı.

Kızıl Gezegendeki keskin sıcaklık değişiklikleri, hızı 100 m/s'ye ulaşan şiddetli rüzgarlara neden olur ve havanın inceliğine rağmen düşük yerçekimi, rüzgarların büyük toz kütlelerini 10 km'den fazla yüksekliğe kaldırmasına izin verir.

Toz fırtınalarının oluşumu, kışın kutup kapaklarından donmuş karbondioksitin buharlaşmasının neden olduğu atmosfer basıncındaki keskin artışla da kolaylaştırılır.

Mars yüzeyinin fotoğraflarının gösterdiği gibi, uzaysal olarak kutup başlıklarına doğru çekilirler ve 100 güne kadar dayanabilen devasa alanları kapsayabilirler.

Mars'ın anormal sıcaklık değişimleri nedeniyle borçlu olduğu bir diğer tozlu çekicilik, karadaki "meslektaşlarının" aksine, yalnızca çöl alanlarında yürümekle kalmayıp, aynı zamanda volkanik kraterlerin yamaçlarına ve çarpma kraterlerine hakim olup 8 km'ye kadar ulaşan kasırgalardır. İzlerinin uzun süre gizemli kalan dev dallı çizgili desenler olduğu ortaya çıktı.

Toz fırtınaları ve kasırgalar, esas olarak büyük karşıtlıklar sırasında, güney yarımkürede yaz mevsiminin Mars'ın gezegenin yörüngesinin Güneş'e en yakın noktasından (günberi) geçtiği dönemde meydana geldiği zamanlarda meydana gelir.

Mars Global Surveyor uzay aracı tarafından çekilen Mars yüzeyinin görüntülerinin kasırgalar için oldukça verimli olduğu ortaya çıktı. , 1997'den beri gezegenin yörüngesinde.

Bazı kasırgalar ince toprak parçacıklarının gevşek yüzey katmanını süpürerek veya emerek iz bırakır, diğerleri “parmak izi” bile bırakmaz, bazıları ise çılgınca karmaşık şekiller çizer ve bunlara toz şeytanları denir. Kasırgalar kural olarak yalnız çalışırlar, ancak aynı zamanda grup "gösterilerini" de reddetmezler.

Rölyef özellikleri

Muhtemelen, güçlü bir teleskopla Mars'a ilk kez bakan herkes için, gezegenin yüzeyi hemen ay manzarasını andırıyordu ve bu birçok alanda doğrudur, ancak yine de Mars'ın jeomorfolojisi tuhaf ve benzersizdir.

Gezegenin topografyasının bölgesel özellikleri, yüzeyinin asimetrisi tarafından belirlenmektedir. Kuzey yarımkürenin hakim düz yüzeyleri geleneksel sıfır seviyesinin 2-3 km altındadır ve güney yarımkürede kraterler, vadiler, kanyonlar, çöküntüler ve tepelerle karmaşık hale gelen yüzey taban seviyesinden 3-4 km yüksektir. İki yarımküre arasındaki 100-500 km genişliğindeki geçiş bölgesi, morfolojik olarak neredeyse 2 km yüksekliğinde, gezegenin çevresinin neredeyse 2/3'ünü kaplayan ve bir fay sistemi tarafından takip edilen, aşırı derecede aşınmış dev bir uçurumla ifade edilir.

Mars yüzeyini karakterize eden baskın özellikler, çeşitli kökenlere sahip benekli kraterler, tepeler ve çöküntüler, dairesel çöküntülerin çarpma yapıları (çok halkalı havzalar), doğrusal olarak uzun tepeler (sırtlar) ve düzensiz şekilli dik eğimli havzalarla temsil edilir.

Dik kenarları olan düz tepeli yükseltiler (masa dağları), aşınmış yamaçlara sahip geniş düz kraterler (kalkan volkanlar), kolları ve dalları olan dolambaçlı vadiler, düzleştirilmiş tepeler (yaylalar) ve rastgele serpiştirilmiş kanyon benzeri vadilerin (labirentler) bulunduğu alanlar yaygındır.

Mars'ın karakteristik özelliği aynı zamanda kaotik ve şekilsiz bir topografyaya sahip çöküntüler, genişletilmiş, karmaşık bir şekilde inşa edilmiş basamaklar (faylar), bir dizi yarı paralel sırt ve olukların yanı sıra tamamen "dünyevi" bir görünüme sahip geniş ovalardır.

Halka krater havzaları ve büyük (çapı 15 km'den fazla) kraterler, güney yarımkürenin büyük bir kısmı için belirleyici morfolojik yapılardır.

Gezegenin Tharsis ve Elysium olarak adlandırılan en yüksek bölgeleri kuzey yarımkürede bulunur ve devasa volkanik dağlık bölgeleri temsil eder. Ova çevresinin yaklaşık 6 km üzerinde yükselen Tharsis Yaylası, boylamda 4000 km, enlemde ise 3000 km uzanır. Platoda yükseklikleri 6,8 km'den (Alba Dağı) 21,2 km'ye (Olimpos Dağı, çapı 540 km) kadar değişen 4 dev volkan bulunmaktadır. Pavonis, Ascraeus ve Arsia dağlarının (volkanlar) zirveleri sırasıyla 14, 18 ve 19 km yüksekliktedir. Alba Dağı, diğer yanardağların sıkı bir sırasından kuzeybatıda tek başına duruyor ve yaklaşık 1500 km çapında bir kalkan volkanik yapısıdır. Olympus Yanardağı yalnızca Mars'ın değil, tüm güneş sisteminin en yüksek dağıdır.

Doğudan ve batıdan Tharsis eyaleti iki geniş meridyen ovasına komşudur. Amazonia olarak adlandırılan batı ovasının yüzey yükseltileri gezegenin sıfır seviyesine yakın olup, doğu çöküntüsünün (Chris Ovası) en alçak alanları ise sıfır seviyesinin 2-3 km altındadır.

Mars'ın ekvator bölgesi, yaklaşık 1.500 km genişliğindeki ikinci en büyük volkanik plato olan Elysium'a ev sahipliği yapmaktadır. Plato tabandan 4-5 km yüksekte yükselir ve üç volkanı (Elysium Dağı'nın kendisi, Albor kubbesi ve Hekate Dağı) taşır. En yüksek dağı olan Elysium'un yüksekliği 14 km'ye ulaştı.

Ekvator bölgesindeki Tharsis platosunun doğusunda, Mars ölçeğinde devasa (neredeyse 5 km) yarık benzeri vadiler (kanyonlar) Marineris sistemi uzanır, dünyadaki en büyüklerden birinden neredeyse 10 kat daha uzun ve 7 kat daha geniştir. Daha derine. Vadilerin genişliği ortalama 100 km olup, yanlarındaki neredeyse dikey çıkıntılar 2 km yüksekliğe ulaşmaktadır. Yapıların doğrusallığı tektonik kökenlerini gösterir.

Mars yüzeyinin sadece kraterlerle kaplı olduğu güney yarımkürenin yükseltileri içinde, Argyre (yaklaşık 1500 km) ve Hellas (2300 km) adı verilen gezegendeki en büyük dairesel darbe çöküntüleri bulunmaktadır.

Hellas ovası gezegendeki tüm çöküntülerin en derinidir (ortalama seviyenin neredeyse 7000 m altında) ve Argir ovasının çevredeki tepenin seviyesine göre fazlalığı 5,2 km'dir. Benzer bir yuvarlak ova olan İsis Ovası (1100 km çapında), gezegenin doğu yarım küresinin ekvator bölgesinde yer alır ve kuzeyde Elysian Ovası'na bitişiktir.

Mars'ta bilinen ancak boyutları daha küçük olan 40'a yakın benzer çok halkalı havuz daha var.

Gezegendeki en büyük ova (Kuzey Ovası), Kuzey Yarımküre'de, kutup bölgesini çevreleyen bölgede yer almaktadır. Ovanın yükseltileri gezegen yüzeyinin sıfır seviyesinin altındadır.

Aeol manzaraları

Dünya'nın yüzeyini, yani bir bütün olarak gezegeni birkaç kelimeyle karakterize etmek zor olabilir, ancak Mars'ın nasıl bir yüzeye sahip olduğuna dair bir fikir edinmek için ona cansız, kuru, kırmızımsı diyebilirsiniz. -kahverengi, kayalık-kumlu çöl, çünkü gezegenin parçalanmış kabartması gevşek çökeltilerle yumuşatılmıştır.

Rüzgar etkinliği sonucu oluşan, tozlu kumlu-ince siltli malzemeden oluşan Aeolian manzaraları neredeyse tüm gezegeni kapsıyor. Bunlar, boyutları birkaç yüz metreden 10 km'ye kadar değişen sıradan (dünyada olduğu gibi) kumulların (enine, boylamasına ve çapraz) yanı sıra kutup başlıklarının katmanlı rüzgar-buzul birikintileridir. "Aeolus'un yarattığı" özel kabartma, büyük kanyonların ve kraterlerin tabanları gibi kapalı yapılarla sınırlıdır.

Mars yüzeyinin kendine özgü özelliklerini belirleyen rüzgarın morfolojik aktivitesi, aynı zamanda, hücresel ve doğrusal yapılara sahip karakteristik, "kazınmış" yüzeylerin oluşmasına yol açan yoğun erozyon (sönme) ile de kendini gösterdi.

Tortularla karıştırılmış buzdan oluşan katmanlı rüzgar-buzul oluşumları gezegenin kutup başlıklarını kaplıyor. Kalınlıklarının birkaç km olduğu tahmin edilmektedir.

Yüzeyin jeolojik özellikleri

Mars'ın modern bileşimi ve jeolojik yapısına ilişkin mevcut hipotezlerden birine göre, gezegenin ana maddesinden ilk önce esas olarak demir, nikel ve kükürtten oluşan küçük bir iç çekirdek eritildi. Daha sonra çekirdeğin etrafında, yaklaşık 1000 km'lik bir kabukla birlikte homojen bileşim kalınlığına sahip bir litosfer oluştu; burada aktif volkanik aktivite muhtemelen yüzeye yeni magma bölümlerinin salınmasıyla bugün de devam ediyor. Mars kabuğunun kalınlığının 50-100 km olduğu tahmin edilmektedir.

İnsanoğlu en parlak yıldızlara bakmaya başladığından beri, bilim adamları, diğer gizemlerin yanı sıra evrensel komşulara kayıtsız olmayan tüm insanlar gibi, öncelikle Mars'ın ne tür bir yüzeye sahip olduğuyla ilgileniyorlardı.

Neredeyse tüm gezegen, ince silt ve kumlu malzemeyle karıştırılmış kahverengimsi-sarımsı-kırmızı bir toz tabakasıyla kaplıdır. Gevşek toprağın ana bileşenleri, yüzeye kırmızımsı bir renk veren, büyük miktarda demir oksit karışımına sahip silikatlardır.

Uzay aracı tarafından yürütülen çok sayıda çalışmanın sonuçlarına göre, gezegenin yüzey katmanındaki gevşek çökeltilerin elementel bileşimindeki dalgalanmalar, Mars kabuğunu oluşturan kayaların çok çeşitli mineral bileşimini önerecek kadar önemli değil.

Toprakta bulunan ortalama silikon (%21), demir (%12,7), magnezyum (%5), kalsiyum (%4), alüminyum (%3), kükürt (%3,1), ayrıca potasyum ve klor içeriği (<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).

Daha sonra çok sayıda benzer kaya buluntusu ile doğrulanan bu keşif, önemli miktarda alüminyum, silikon ve potasyum içeriğinin de gösterdiği gibi, Dünya gibi Mars'ın da farklı bir kabuğa sahip olabileceği yargısına varmayı mümkün kıldı.

Mars yüzeyinin neyden oluştuğunu yargılamayı mümkün kılan, uzay aracı tarafından çekilen çok sayıda görüntüye dayanarak, magmatik ve volkanik kayaların yanı sıra, gezegende volkanik-tortul kayaların ve tortul birikintilerin varlığı açıktır. karakteristik tabaka ayrımı ve yüzeyleme parçalarının katmanlaşmasıyla tanınır.

Kayaların katmanlaşmasının doğası, bunların denizlerde ve göllerde oluştuğunu gösterebilir. Gezegenin pek çok yerinde tortul kayaçların bulunduğu alanlar kaydedilmiştir ve çoğunlukla geniş kraterlerde bulunurlar.

Bilim adamları, Mars tozu çökeltilerinin "kuru" oluşumunu, daha fazla taşlaşma (taşlaşma) ile dışlamıyorlar.

Permafrost oluşumları

Mars yüzeyinin morfolojisinde özel bir yer, çoğu tektonik hareketler ve dış faktörlerin etkisi sonucu gezegenin jeolojik tarihinin farklı aşamalarında ortaya çıkan permafrost oluşumları tarafından işgal edilmiştir.

Çok sayıda uzay görüntüsünün incelenmesine dayanarak, bilim adamları oybirliğiyle suyun ve volkanik aktivitenin Mars'ın görünümünün oluşumunda önemli bir rol oynadığı sonucuna vardılar. Volkanik patlamalar buz örtüsünün erimesine yol açtı ve bu da izleri bugün hala görülebilen su erozyonunun gelişmesine yol açtı.

Mars'taki permafrost'un gezegenin jeolojik tarihinin çok erken aşamalarında oluştuğu gerçeği, yalnızca kutup buz tabakaları tarafından değil, aynı zamanda Dünya'daki permafrost bölgelerindeki manzaraya benzer spesifik yer şekilleri ile de kanıtlanmaktadır.

Uzay fotoğraflarında gezegenin kutup bölgelerindeki katmanlı birikintiler gibi görünen girdap benzeri oluşumlar, çok çeşitli şekiller oluşturan teraslar, çıkıntılar ve çöküntülerden oluşan bir sistemdir.

Birkaç kilometre kalınlığındaki kutup buz örtüsü çökeltileri, silt ve ince siltli malzemeyle karıştırılmış karbondioksit ve su buzu katmanlarından oluşur.

Mars'ın ekvator bölgesinin çöküş-çökme kabartma biçimleri, kriyojenik tabakaların yok edilme süreciyle ilişkilidir.

Mars'ta Su

Mars yüzeyinin çoğunda, düşük basınç nedeniyle su sıvı halde bulunamaz, ancak gezegen alanının yaklaşık% 30'u kadar toplam alana sahip bazı bölgelerde NASA uzmanları sıvı suyun varlığını kabul ediyor.

Kızıl Gezegen'de şu anda güvenilir bir şekilde oluşturulmuş su rezervleri, esas olarak yüzlerce metre kalınlığa kadar yüzeye yakın permafrost tabakasında (kriyosfer) yoğunlaşmıştır.

Bilim insanları kutup buz tabakalarının altında sıvı suyun varlığını dışlamıyor. Mars'ın kriyolitosferinin tahmini hacmine göre su (buz) rezervlerinin yaklaşık 77 milyon km³ olduğu tahmin edilmektedir ve eriyen kayaların olası hacmini de hesaba katarsak bu rakam 54 milyon km³'e düşebilir.

Ek olarak, kriyolitosferin altında devasa tuzlu su rezervlerine sahip katmanların olabileceği kanısındayız.

Birçok gerçek, geçmişte gezegenin yüzeyinde suyun varlığını göstermektedir. Ana tanıklar, oluşumu suyun katılımını içeren minerallerdir. Bunların başında hematit, kil mineralleri ve sülfatlar gelir.

Mars bulutları

"Kuru" gezegenin atmosferindeki toplam su miktarı Dünya'dakinden 100 milyon kat daha azdır ve yine de Mars'ın yüzeyi, nadir ve göze çarpmayan da olsa, buzdan da olsa gerçek ve hatta mavimsi bulutlarla kaplıdır. toz. Bulutluluk, 10 ila 100 km arasındaki geniş bir yükseklik aralığında oluşur ve çoğunlukla 30 km'nin üzerine çıkan nadiren yoğunlaşır.

Kış aylarında kutup başlarının yakınında buz sisleri ve bulutlar da yaygındır (kutup pusu), ancak burada 10 km'nin altına "düşebilirler".

Buz parçacıkları yüzeyden yükselen tozla karıştığında bulutlar soluk pembemsi bir renge dönüşebilir.

Dalgalı, çizgili ve sirüs dahil olmak üzere çok çeşitli şekillerde bulutlar kaydedildi.

İnsan yüksekliğinden Mars manzarası

İlk kez, Curiosity gezgininin bir kamerayla donanmış "kolu", 2012 yılında Mars yüzeyinin uzun boylu bir kişinin yüksekliğinden (2,1 m) nasıl göründüğünü görmeyi mümkün kıldı. Robotun şaşkın bakışlarının önünde, muhtemelen ana kaya ve volkanik kayalardan oluşan nadir düz çıkıntıların bulunduğu, küçük parke taşlarıyla kaplı "kumlu", moloz-çakıllı bir ova belirdi.

Bir yanda Gale Krateri'nin kenarındaki engebeli sırt, diğer yanda uzay aracının avının hedefi olan 5,5 km yüksekliğindeki Sharp Dağı'nın hafif eğimli kütlesi, donuk ve monoton tabloyu canlandırıyordu.

Görünüşe göre projenin yazarları, kraterin tabanı boyunca rotayı planlarken, Curiosity gezgini tarafından fotoğraflanan Mars yüzeyinin, yalnızca bir tanesini görme beklentisinin aksine, bu kadar çeşitli ve heterojen olacağından şüphelenmemişlerdi. donuk ve monoton çöl.

Sharp Dağı'na giderken robot, çatlaklı, düz düz yüzeylerin, volkanik-tortul kayaların hafif basamaklı yamaçlarının (talaşlar üzerindeki katmanlı dokuya bakılırsa) yanı sıra hücresel yüzeye sahip koyu mavimsi volkaniklerin bloklu kalıntılarının üstesinden gelmek zorunda kaldı. .

Cihaz, yol boyunca "yukarıdan gösterilen" hedeflere (parke taşları) lazer darbeleri ateşledi ve numunelerin malzeme bileşimini incelemek için küçük delikler (7 cm derinliğe kadar) açtı. Elde edilen malzemenin analizi, bazik kayaların (bazaltlar) karakteristiği olan kaya oluşturucu elementlerin içeriğine ek olarak, kükürt, nitrojen, karbon, klor, metan, hidrojen ve fosfor bileşiklerinin, yani “bileşenlerinin” varlığını gösterdi. hayat."

Ek olarak, nötr asitli su ve düşük konsantrasyonda tuz varlığında oluştukları bulunmuştur.

Bu bilgilere dayanarak, daha önce elde edilen bilgilerle birleştirilen bilim adamları, milyarlarca yıl önce Mars yüzeyinde sıvı su olduğu ve atmosferin yoğunluğunun bugüne göre çok daha yüksek olduğu sonucuna varma eğilimindeler.

Mars'ın Sabah Yıldızı

Mars Global Surveyor uzay aracı tarafından Kızıl Gezegenin yörüngesinden 139 milyon km uzaklıktan alınan Dünya'nın mavi hilali görüntüsü, Mayıs 2003'te dünyanın etrafında uçtuğundan beri, birçok kişi bunun tam olarak bu olduğunu hayal etti. Dünya Mars yüzeyinden benziyor.

Ama aslında gezegenimiz oradan sabah ve akşam saatlerinde Venüs'ü gördüğümüzle hemen hemen aynı görünüyor, yalnızca Mars gökyüzünün kahverengimsi siyahlığında parlayan yalnız (hafifçe görülebilen Ay hariç) küçük bir nokta Venüs'ten biraz daha parlaktır. .

Dünya'nın yüzeyden ilk fotoğrafı, Mart 2004'te Spirit gezgini tarafından şafaktan önceki saatte çekildi ve Dünya, 2012'de Curiosity uzay aracı için Ay ile kol kola poz verdi ve eskisinden daha "güzel" olduğu ortaya çıktı. ilk kez.

Mars'ın yüzeyi

© Vladimir Kalanov,
web sitesi"Bilgi güçtür."

Mars'ın birçok bölgesinde karasal nehir yataklarına benzer oluşumlar görülebilir. İki türe ayrılırlar: Kollar gibi dallara sahip dolambaçlı çöküntüler ve tüm uzunlukları boyunca aynı genişliğe sahip derin kanallar. İkinci tip kanallara “lavabo” denir.

Mars yüzeyindeki bu tür oluşumların kökeni hakkında iki hipotez vardır. İlk hipoteze göre, Mars'ta bir zamanlar ılıman bir iklimde sıradan nehirler vardı. İkinci hipoteze göre bu kanallar, Mars kabuğundaki bir çatlaktan kaçan güçlü bir su akışının ani çarpması sonucu ortaya çıktı. Böyle bir akış aynı zamanda permafrostun hızla erimesinin bir sonucu da olabilir. Örneğin, Marineris Vadisi'nin 5000 km'den uzun derin kanallarla kesilmiş kanyonlarının morfolojisi, bu tür erozyon izlerinin ancak aniden güçlü bir su akışının etkisinden sonra kalabileceğini açıkça göstermektedir.

Mars yüzeyinde bulunan su ve buz akışlarının yanı sıra kutupların ve permafrost buzlarının yıkıcı aktivitesinin izleri. Toprağın üst katmanlarındaki permafrosttaki su, uzak bir jeolojik çağda Mars'ın ılıman bir iklime sahip olduğunu ve yüzeyi boyunca nehirlerin akarak denizlere ve okyanuslara aktığını kanıtlıyor. Gelecekte gezegendeki durum muhtemelen şu şekilde gelişebilir. Suyun buharlaşması sonucu atmosfer yavaş yavaş su buharı ve karbondioksitle dolar. Ortaya çıkan sera etkisi sıcaklıkların artmasına ve kutup başlıklarının erimesine neden olur. Su, gezegenin yüzeyinin gözenekli tabakası tarafından yavaşça emilir. Atmosferi yenileyen gazlar ve buharlar uzaya dağılır çünkü nispeten küçük bir kütleye sahip bir gezegen onları yüzeyden çok uzakta tutamaz. Ortaya çıkan buz, yüzeyin yansıtıcılığını artırır. Gezegenin yüzeyinin sıcaklığı düşüyor. Toprağa emilen su, bir permafrost tabakası oluşturur. Milyonlarca yıl geçiyor. Gezegenin bağırsaklarındaki volkanik aktivite yok oluyor. Gezegenin iç sıcaklığı düşüyor. İklim modern çağdaki haline geliyor.

Mars yüzeyinin Ay yüzeyiyle bazı benzerlikleri vardır, ancak Mars yüzeyinin morfolojisi daha karmaşıktır: birçok krater, uzun ve derin (iki kilometreye kadar derinlikte) kanyonlar, sönmüş volkanlar ve düz alanlar keşfedilmiştir. Güçlü teleskoplar kullanılsa bile, Dünya'dan yapılan gözlemlerle Mars'ın rahatlamasını ayrıntılı olarak incelemenin son derece zor olduğu unutulmamalıdır. Mars'ta sıklıkla toz fırtınaları meydana gelir ve bazen iki ila üç ay veya daha uzun sürer. Bu fırtınalar sırasında, gezegenin atmosferi toza doyar ve sarı bulutlar oluşur, bu da görünürlüğü engeller ve gözlemci bunları Mars yüzeyinin bazı özellikleriyle karıştırabilir. Mars topografyasının ayrıntılarından yalnızca Mars'ın buz örtüleriyle kaplı kutupları, geleneksel bir teleskopla Dünya'dan gelen bir gözlemci tarafından en net şekilde görülebilmektedir. Kışın şapkalar hafifler ve boyutları artar, çünkü... Buz kabuğuna karbondioksitten yapılan kuru buz eklenir. Kutupların buz örtüsü, 60° kuzey enlemine ve 60° güney enlemine kadar uzanan geniş alanları kaplar.

Sıcak mevsim gelir gelmez kuru buzun süblimleşmesi meydana gelir, yani. katı halden doğrudan karbondioksite geçişi. Karbondioksit veya daha doğrusu atmosferin diğer bileşenleriyle karışımı karşı kutba doğru hareket etmeye başlar. Çoğu zaman, hala belirsiz olan bazı nedenlerden dolayı, kuru buzun süblimleşmesi çok hızlı bir şekilde gerçekleşir ve ardından az önce bahsettiğimiz uzun süreli toz fırtınaları meydana gelir. Atmosferin düşük yoğunluğuna rağmen rüzgar hızlarının saniyede birkaç yüz metreye ulaşabildiğini de ekleyelim. Böyle bir fırtına, Sovyet otomatik gezegenler arası istasyonlara olduğu iddia edilen şeyin Mars yüzeyine inen en ağır aracı devirmesine neden olabilir. "Mars-3" Ve "Mars-6" .

Mars kabartmasının detayları arasında 27 km yüksekliğinde sönmüş bir yanardağ gibi eşsiz bir nesne var. Bu dağ Amerikan AMS tarafından keşfedildi denizci 9

1971'de Olympus (Olympus - enlem.) adını aldı. Bu dağın tüm güneş sistemindeki en yüksek dağ olduğuna inanılıyor.

Tabanı 500 km çapında ve krateri 40 km genişliğinde (!) olan devasa volkanik koni “Nix Olimpiyata” dünyalılar için daha az etkileyici görünmeyecek. Bu nesne aynı zamanda otomatik bir gezegenlerarası istasyon kullanılarak keşfedildi.

Mars yüzeyinin incelenmesiyle ilgili merak edilenler arasında, Amerikan AMS serisi tarafından çekilen onbinlerce fotoğraftan birinin ardından alevlenen tartışma da yer alıyor. "Viking"(Temmuz-Eylül 1976) sfenkse benzeyen bir resim keşfedildi. Bu görüntüyü bilgisayarda işledikten sonra keşfeden NASA uzmanı, görüntüde tasvir edilen nesnenin yapay olduğunu öne sürdü. Mars'ta akıllı yaşamın olup olmadığı ya da en azından var olup olmadığı konusundaki ebedi soru etrafında tutkular bir kez daha alevlendi. Anlaşmazlığa Sovyet uzmanları da katıldı. Herkes, 300 metre yüksekliğinde ve 1.500 metre çapındaki Mars "sfenksinin" doğasını anlamak istiyordu. Herkes ancak resmin doğal bir nesneyi, Mars kabartmasının hava koşullarına maruz kalan bir unsurunu gösterdiğini fark ettikten sonra sakinleşti. Geriye kalan her şey bir hayal ürünüdür ve özel olarak geliştirilmiş bir program kullanılarak bilgisayarla yapılan işlemlerin sonucudur. İnsan bazen gerçekte var olanı değil, görmek istediğini görür.

Mars'ın yarım küreleri, yüzeylerinin doğası gereği birbirinden belirgin şekilde farklıdır. Kuzey Yarımküre, az sayıda kratere sahip, pürüzsüz, homojen bir ovaya benziyor. Güney yarımkürede irili ufaklı kraterlerin sayısı kuzey yarımküreye göre birkaç kat daha fazla olup bu yarımkürenin daha yaşlı olduğunu gösterir. Güney yarımkürenin yüzeyi yaklaşık 3,8 milyar yıl önce, güneş sistemindeki tüm nesnelerin güçlü bir meteor yağmuruna maruz kaldığı bir dönemde oluşmuştur.

Tharsis adı verilen bölgenin kendine özgü bir yüzey morfolojisi vardır. Mars ekvatorunun her iki yanında bulunur. Bu bölgede volkanik kökenli dağlar vardır: Askreus, Arsia, Pavonis, Olympus ve Valis Marineris kanyonu.

Mars'ın jeolojik yapısında Dünya'nın karakteristik tektonik plakaları yoktur. Mars'ın yüzeyi soğuduktan, kabuğu kalınlaştıktan sonra tektonik gelişim evrimsel olarak ilerledi ve bu da tektonik plakaların oluşumuna yol açmadı. Sonuç olarak, Mars'ın yüzeyi tek bir litosferik plaka halinde oluştu.

Modern fikirlere göre Mars gezegeni aşağıdaki yapıya sahiptir. Gezegenin içinde demir ve demir içeren maddelerden oluşan bir çekirdek var. Çekirdeğin yarıçapı 1500 km'dir. Çekirdeğin üzerinde silikatlar içeren bir manto tabakası bulunur. Mantonun kalınlığı yaklaşık 1800 km'dir. Bark, yani. Mars toprağının üst tabakası yaklaşık 100 km kalınlığındadır. Bilim insanları gezegenin merkezindeki yoğunluğun 8,5 g/cm³'e ulaşması gerektiğini öne sürüyor. Çekirdek kısmen sıvıdır ve esas olarak% 14-17 (kütlece) kükürt katkılı demirden oluşur ve hafif elementlerin içeriği Dünya'nın çekirdeğindekinin iki katıdır.

Diğer karasal gezegenlerle karşılaştırıldığında Mars'ın nispeten düşük yoğunluğu, çekirdeğinin muhtemelen demirin (demir ve demir sülfit) yanı sıra nispeten büyük oranda sülfit içerdiğini gösteriyor.

© Vladimir Kalanov,
"Bilgi güçtür"

Sevgili ziyaretçiler!

Çalışmanız devre dışı bırakıldı JavaScript. Lütfen tarayıcınızda komut dosyalarını etkinleştirin; sitenin tüm işlevselliği size açılacaktır!

Mars, Güneş'e Dünya'dan daha uzak olduğundan, gökyüzünde Güneş'in tam tersi bir konumda yer alabilir ve bu durumda bütün gece görülebilir. Gezegenin bu konumuna denir yüzleşme. Mars için ise her iki yılda bir ve iki ayda bir tekrarlanır. Mars'ın yörüngesi Dünya'nınkinden daha uzun olduğundan, karşıtlıklarda Mars ile Dünya arasındaki mesafeler farklı olabilir. Her 15 veya 17 yılda bir, Dünya ile Mars arasındaki mesafenin minimum olduğu ve 55 milyon km'ye ulaştığı Büyük Yüzleşme meydana gelir.

Mars'taki kanallar

Mars'ın Hubble Uzay Teleskobu'ndan çekilen fotoğrafı, gezegenin karakteristik özelliklerini açıkça ortaya koyuyor. Mars çöllerinin kırmızı arka planında mavimsi yeşil denizler ve parlak beyaz kutup başlığı açıkça görülüyor. Ünlü kanallar fotoğrafta görünmüyor. Bu büyütmede gerçekten görünmezler. Mars'ın büyük ölçekli fotoğrafları çekildikten sonra, Mars kanallarının gizemi nihayet çözüldü: Kanallar optik bir yanılsamadır.

Varoluş olasılığı sorusu büyük ilgi gördü Mars'ta yaşam. 1976 yılında Amerikan Viking MS'i üzerinde yapılan çalışmalar görünüşe göre olumsuz bir sonuç vermiştir. Mars'ta yaşam izine rastlanmadı.

Ancak şu anda bu konu üzerinde hararetli bir tartışma yaşanıyor. Mars'ta yaşamın hem destekçileri hem de muhalifleri olan her iki taraf da, rakiplerinin çürütemeyeceği argümanlar sunuyor. Bu sorunu çözmeye yetecek kadar deneysel veri yok. Mars'a devam eden ve planlanan uçuşların, günümüzde veya uzak geçmişte Mars'ta yaşamın varlığını doğrulayan veya çürüten materyaller sağlamasını bekleyebiliriz. Siteden materyal

Mars'ta iki küçük uydu— Phobos (Şek. 51) ve Deimos (Şek. 52). Boyutları sırasıyla 18×22 ve 10×16 km’dir. Phobos, gezegenin yüzeyinden yalnızca 6000 km uzaklıkta bulunuyor ve yörüngesini yaklaşık 7 saatte tamamlıyor; bu, bir Mars gününün 3 katı kadar bir süre. Deimos 20.000 km uzaklıkta yer almaktadır.

Uydularla ilgili bir takım gizemler var. Bu nedenle kökenleri belirsizdir. Çoğu bilim insanı bunların nispeten yakın zamanda ele geçirilen asteroitler olduğuna inanıyor. Phobos'un 8 km çapında bir krater bırakan bir gök taşının çarpmasından nasıl kurtulduğunu hayal etmek zor. Phobos'un neden bildiğimiz en kara cisim olduğu belli değil. Yansıtıcılığı kurumdan 3 kat daha azdır. Ne yazık ki, Phobos'a yapılan birçok uzay aracı uçuşu başarısızlıkla sonuçlandı. Hem Phobos'un hem de Mars'ın pek çok sorununun nihai çözümü, 21. yüzyılın 30'lu yılları için planlanan Mars seferine kadar ertelendi.