От какво се състои повърхността на Марс? Как изглежда повърхността на Марс?

Блещукащи в дните на конфронтацията зловещо кървавочервена и на обаждащия примитивен мистичен страх загадъчна и тайнствена звезда, която древните римляни кръстен в чест на бога на войната Марс (Арес на гръцки), едва ли ще подхождам име на жената. Гърците също го наричат ​​Phaeton за "сияен и блестящ" външен вид, че на повърхността на Марс е длъжен да ярък цвят и "лунен" терен с вулканични кратери, вдлъбнатини от удари гигантски метеорити, долини и пустини.

Орбитални характеристики

Изместването на елиптична орбита е 0.0934 Mars, причинявайки по този начин максималната разлика (249 000 000 km) и минимум (207 000 000 Km) на разстояние от слънцето, поради което количеството на входящи слънчева енергия на планетата варира в интервала 20-30%.

Скоростта на орбитата е средно 24,13 км / сек. Марс напълно обкръжава Слънцето за 686.98 земни дни, което надвишава земния период с фактор две, а около собствената си ос е почти същата като Земята (за 24 часа 37 минути). Ъгълът на наклон на орбитата към еклиптичната равнина се оценява от 1,51 ° до 1,85 °, а наклонът на орбитата към екватора е 1,093 °. Що се отнася до екватора на Слънцето, орбитата на Марс е наклонена под ъгъл от 5.65 ° (и Земята е около 7 °). Значителното наклон на екватора на планетата спрямо равнината на орбитата (25.2 °) води до значителни сезонни климатични промени.

Физически параметри на планетата

Марс сред планетите на слънчевата система по размер е на седмо място, а в отдалеченост от Слънцето заема четвъртата позиция. Обемът на планетата е 1.638 × 1011 kmsup3-, а теглото е 0.105-0.108 масата на Земята (6,44 * 1023 kg), като се получава в плътност от около 30% (3,95 g / cm³). Ускорението на свободното падане в района на екватора на Марс се определя в диапазона от 3,711 до 3,76 m / s². Площта се оценява на 144,800,000 км2. Атмосферното налягане варира между 0,7-0,9 kPa. Скоростта, необходима за преодоляване на гравитацията (втората космическа мисия) е 5 072 m / s. В южното полукълбо повърхността на Марс е 3-4 километра по-висока в средното ниво, отколкото в северната.

Климатични условия

Общата маса на атмосферата на Марс е около 2,5 * 1016 кг, но през годината се променя значително поради топенето или "намерението" да съдържа въглероден диоксид полярни капачки. Средното налягане на повърхността (около 6,1 mbar) е почти 160 пъти по-малко от повърхността на нашата планета, но при дълбоки депресии достига 10 mbar. Според различни източници, сезонните разлики в налягането варират от 4.0 до 10 mbar.

При 95.32% атмосферата на Марс се състои от въглероден диоксид, около 4% е аргон и азот, а кислородът заедно с водната пара е по-малък от 0.2%.

Силно разредената атмосфера не може да задържа топлината дълго. Въпреки "горещ цвят", който се откроява сред другите планета Марс, температурата на повърхността пада през зимата до -160 ° C при полюс и екватора през лятото, повърхността може само да се затопли до + 30 ° C през деня.

Климатът е сезонен, както на Земята, но удължаването на орбитата на Марс води до значителни разлики в продължителността и температурния режим на сезоните. Хладната пролет и лятото на северното полукълбо колективно продължават повече от половината от марсианската година (371 март), а зимата с есента са кратки и леки. Южното лято е горещо и късо, а зимата е студена и дълга.

сезонен изменението на климата най-ясно се проявява в поведението на полярните капачки, съставени от лед с примес от фино диспергирани прахообразни частици от скали. Предната част на северната полярна капачка може да бъде извадена от полюса с почти една трета от разстоянието до екватора, а границата на южния капак достига половината от това разстояние.

Термометър, разположен точно в центъра на един отражателен телескоп, насочен към Марс, температурата на повърхността на планетата вече бе определена в началото на 20-те години на миналия век. Първите измервания (преди 1924 г.) показват стойности от -13 до -28 ° C, а през 1976 г. границите на долната и горната температура са определени от космическия кораб "Викинг", кацнат на Марс.

Марсиански прашни бури

"Откриването" на прашните бури, мащабите и поведението им ни позволиха да разкрием мистерията, която Марс държи отдавна. Повърхността на планетата загадъчно променя цвета си от наблюдатели от дълбока древност. Причината за "хамелеона" бяха прашни бури.

Резки промени в температурата са планета Red склонност да предизвика бурни ветрове, които ускоряват до 100 м / сек, а ниската гравитация, въпреки недостатъчните въздух позволява ветрове да вдигат големи маси от прах с височина по-голяма от 10 км.

Създаването на прашни бури се улеснява и от рязкото увеличаване на атмосферното налягане, причинено от изпарението на замразения въглероден диоксид в зимните полярни капачки.

Праховите бури, както показват снимките на повърхността на Марс, пространствено гравитират към полярните капачки и могат да покрият огромни райони с продължителност до 100 дни.

Друга атракция на прах, които трябва Марс ненормално температурни колебания са торнадо, което за разлика от наземните "колеги" бродят не само в пустинни райони, но и домакин на склоновете на вулканични кратери и кратери, осъзнавайки до 8 км. Техните песни са красноречиво обединили гигантски рисунки, които дълго време са останали загадъчна.

Бури на прах и торнадо се появяват главно по време на големи конфронтации, когато в Южното полукълбо се проявява лято по време на преминаването на Марс през точката на орбитата на планетата (перихелия), която е най-близо до Слънцето.

Много жизнеспособни за торнадо бяха изображенията на повърхността на Марс, направени от космически кораб "Марс Глобъл Сървейор", който е в орбита от 1997 г. насам.

Някои торнадо оставят следи, метат или смучене в насипно повърхностния слой на фини частици на почвата, други дори не оставят "пръстови отпечатъци" и други, бушуват, изготвянето сложните фигури, за които те са наречени прах дяволи. Вихрите работят, обикновено сам, но също така и на групата "идеи" не се отказвайте.

Характеристики на релефа

Може би всички онези, които, въоръжени с мощен телескоп, първо погледна към Марс, повърхността на планетата веднага напомни лунен пейзаж, а в много области, това е вярно, но все пак геоморфология на Марс отличителен и уникален.

Регионалните особености на релефа на планетата се дължат на асиметрията на нейната повърхност. Преобладаващи плоска повърхност на северното полукълбо долу условно нулево ниво на 2-3 км, а в южното полукълбо сложни кратери, долини, каньони, долини и хълмове на повърхността 3-4 км над основната линия. Зоната за преход между ширината на две полукълба на 100-500 км силно изразен морфологично ерозира гигант височината на рамото на около 2 км, които обхващат почти 2/3 от обиколката на планетата и проследени в системата има неизправност.

преобладаващ форми на облекчение, характеризиране на повърхността на Mars, представлява различен генезис изпъстрени кратери, вдлъбнатини и издатини, ударните структури кръгови депресии (multiring басейни), линейно продълговати неравностите (хребети) и с неправилна форма депресии стръмни склонове.

Широкото подем плосък гарнирани със стръмни ръбове (плата), обширни плоски кратери (щит вулкани) с ерозирани склонове, ликвидация долина с притоци и ръкави облицована възвишения (плато), областта на случаен принцип се редуват каньоновидната долина (лабиринти).

Характерно за Марс се провалят и депресия с хаотична и безформено облекчение, дълга, сложна структура етап (разряди), серия от под-паралелен хребети и канали, както и обширни равнини доста "земен" външен вид.

Пръстени с кратерски кратери и големи кратери (повече от 15 км) са определящите морфологични структури за по-голямата част от южното полукълбо.

Най-високите райони на планетата с имената Фарсида и Елисиум са в северното полукълбо и представляват огромни вулканични планини. Платото на Тарсида, извисяващо се над плоската околност от почти 6 километра, се простира на дължина от 4000 километра и се простира на 3000 километра в географска ширина. На платото има 4 гигантски вулкана с височина 6,8 километра (планина Алба) до 21,2 километра (Olympus, диаметър 540 км). Високи върхове (вулкани) Върховете на Павонис, Аскраус и Арсиа са съответно на 14, 18 и 19 километра. Планината Алба стои на северозапад от строга гама от други вулкани и е щитна структура с диаметър около 1500 км. Вулкана на Олимп е най-високата планина не само на Марс, но и в цялата Слънчева система.

От изток и запад се намират две големи меридиани низини, разположени в провинция Тарсида. Маркерите на повърхността на западната равнина с името Амазония са близо до нивото на нулата на планетата, а най-ниските части на източната депресия (равнината на Хриса) са под нулевото ниво с 2-3 километра.

В екваториалния район на Марс има второто по големина вулканично плато, Елисий, на около 1500 км. Платото се издига над основата за 4-5 километра и носи три вулкана (планината Елизи, Albor купол и планината Хеката). Най-високата планина Елизи нараства на 14 километра.

На изток от платото Тарсис се простира в екваториалната област на гигантска скала на Марс (близо 5 км) riftoobraznaya система от долини (каньони) моряк, е по-дълъг от този на най-голямата в света Големият каньон почти 10 пъти и 7 пъти по-широки и по-дълбоки. Широчината на долините средно е 100 километра, а почти вертикалните первази на техните страни достигат височина 2 километра. Линейността на структурите показва техния тектонски произход.

В планините на южното полукълбо, където повърхността на Марс просто пълна с кратери, са най-големите на влиянието на планетата цикличност на депресия с имена Аргир на (около 1500 км) и Hellas (2300 км).

Plain Елада дълбоките вдлъбнатини планета (около 7000 метра под средното), както равнини Argyre излишък по отношение на нивото на околните възвишения е 5.2 km. Подобна заоблен низина равнина на Изида (1100 km в диаметър), намиращ се в най-голямото напречно района на източната полукълбо на планетата и в северната част на равнинната в непосредствена близост до Elysium.

На Марс има около 40 подобни многопластови басейни, но по-малки.

Северното полукълбо, най-голямото в света, се намира в северното полукълбо, граничещо с полярния регион. Обикновените белези са под нулевото ниво на повърхността на планетата.

Еолийски пейзажи

Би било трудно с няколко думи да се характеризират повърхността на Земята, позовавайки се на планетата като цяло, но за да получите представа за това, което на повърхността на Марс, може, ако просто я наричат ​​безжизнена и суха, червеникаво-кафяв, каменисти и пясъчна пустиня, защото Разграфеният релеф на планетата се заглажда от насипни алувиални отлагания.

Еолийските пейзажи, съставени от пясъчно-фин прашен материал и образувани в резултат на вятърната дейност, покриват почти цялата планета. Това са обикновени (както на земята) бурхани (напречни, надлъжни и диагонални) с размери от първите стотици до 10 километра, както и слоести еолийски ледникови отлагания на полярни капачки. Специално облекчение, "създадено от Aeolus", е ограничено до затворени структури - дъното на големи каньони и кратери.

Морфологични операции вятъра, определяне на специфични характеристики на Mars, проявява и интензивно ерозия (изпускане), което води до образуването на характерните "гравирани" клетъчни повърхности и линейни структури.

Слоените еолио-ледени образувания, съчетани с лед, смесени със седименти, покриват полярните капачки на планетата. Тяхната мощност се оценява на няколко километра.

Геоложки характеристики на повърхността

Според една от съществуващите хипотези за съвременната композиция и геоложката структура на Марс, първо вътрешно ядро ​​от малък размер е разтопено от основната субстанция на планетата, състояща се предимно от желязо, никел и сяра. Тогава около ядрото се образува хомогенна литосфера с дебелина около 1000 км, в която, вероятно, днес активната вулканична активност продължава с освобождаването на всички нови части магма на повърхността. Дебелината на марсианската кора се оценява на 50-100 км.

Тъй като хората започнаха да разгледаме най-ярките звезди, учени, както и всички съседи не са безразлични към универсалните хора, наред с други мистерии, най-вече се интересуват от това, което на повърхността на Марс.

Почти цялата планета е покрита със слой кафяво-жълтеникаво-червен прах със смес от фин алерит и пясъчен материал. Основните компоненти на свободната земя са силикатите с голяма смес от железни оксиди, придавайки на повърхността червеникав оттенък.

Според редица проучвания, извършвани от космическия кораб, вибрациите на елементарния състав на неконсолидирана седимент повърхностен слой на планетата не е толкова голяма, че да има голямо разнообразие от минерален състав на скалите, които формират марсианската кора.

Средно съдържание на силиций (21%), желязо (12,7%), магнезий (5%), калций (4%), алуминий (3% (<1%) показва, че базовата повърхност на консолидирани утайки представляват продукти на унищожение и вулканични скали на вулканичен основния състав, близо до земята базалт. На първо място, учените са повдигали въпроса за съществена диференциация на каменната обвивка на планетата в техния минерален състав, обаче, се извършва в рамките на Марс Експлорейшън Роувър (САЩ) скала на научните изследвания Марс е довело до сензационно откритие на наземни аналози на андезити (среден състав на скалите).

Тази констатация, впоследствие потвърдено от подобни констатации многобройни породи давайки преценило, че Марс, като земната кора може да са диференцирани, както е видно от значително съдържание на алуминий, силиций и калий.

Въз основа на голям брой снимки, направени и кораба ще оцени това, което представлява повърхността на Mars, сред вулканични и вулканични скали, планетни очевидно присъствие volcanosedimentary скали и утайките, които се разпознават от характерен плочест отделно и ламиниране експозиции фрагменти.

Природата на стратификацията на скалите може да показва тяхното формиране в моретата и езерата. Райони от седиментни скали са фиксирани на много места на планетата и най-често те се намират в огромни кратери.

Учените не изключват "сухата" образуване на утайките на техния марсиански прах с по-нататъшната им литификация (петрификация).

Перматични образувания

Специално място в морфологията на повърхността на Марс е заемано от формирования на периферна пръст, повечето от които се проявяват на различни етапи от геоложката история на планетата в резултат на тектоничните промени и влиянието на екзогенни фактори.

Въз основа на проучването на голям брой пространствени изображения, учените единодушно заключиха, че при формирането на образа на Марс, заедно с вулканичната активност, водата играе важна роля. Вулканичните изригвания доведоха до топенето на ледената покривка, което от своя страна служи за развитието на водна ерозия, чиито следи все още са видими днес.

Фактът, че вечните ледове на Марс формира в най-ранните етапи на геоложката история на планетата, според не само полярните шапки, но и специфични форми на облекчение, подобно на ландшафта в региона на вечно замръзналите на Земята.

Вортексните формирования, като наслоените отлагания в полярните райони на планетата, изглеждат в близост до система от тераси, первази и депресии, образуващи различни форми.

Депозитите на полярни капачки с капацитет няколко километра се състоят от слоеве въглероден диоксид и воден лед, смесени с минерален и фин прах.

С процеса на унищожаване на криогенните слоеве са свързани връзките на неуспех-упадък, свързани с екваториалната зона на Марс.

Вода на Марс

На по-голямата част от повърхността на Марс водата не може да съществува в течно състояние поради ниското налягане, но в някаква област около 30% от площта на планетата експертите на НАСА позволяват наличието на течна вода.

Понастоящем създадените водни резерви на Червената планета са съсредоточени предимно в близкия повърхностен слой на пермамкрос (криосфера) с капацитет до стотици метри.

Учените не изключват съществуването на реликтни езера с течна вода и под дебелината на полярните капачки. Въз основа на изчисления обем cryolithosphere доставки Марс вода (лед) се оценява на 77 млн ​​kmsup3-, и като се има предвид вероятно нивото на размразени скали, тази цифра може да бъде намалена до 54 милиона kmsup3-.

Освен това има мнение, че под криолитосферата може да има легла с колосални резервоари за солена вода.

Много факти говорят за наличието на вода на повърхността на планетата в миналото. Основните свидетели са минерали, чието образуване предполага участие на вода. На първо място, той е хематит, глинести минерали и сулфати.

Марсиански облаци

Общият размер на вода в атмосферата, "изсъхнал" планета повече от 100 милиона пъти по-малък, отколкото в света и все още на повърхността на Марс е покрит и нека рядко незабележим, но дори и тези синкави облаци, обаче, се състоят от лед прах. Облаците формират в широк диапазон от височини от 10 до 100 км и се съсредоточават основно върху тях екваториален пояс, рядко се издига над 30 километра.

Ледените мъгли и облаците също са често срещани близо до полярните капачки през зимата (полярна мъгла), но тук те могат да "паднат" под 10 километра.

Облаците могат да бъдат боядисани в бледорозов цвят, когато ледните частици се смесват с прах, издигнат от повърхността.

Появяват се облаци от най-разнообразни форми, включително вълнообразни, лъскави и изпъкнали.

Марсският пейзаж от височината на човешкия растеж

За първи път вижте повърхността на Марс от височината на един висок човек (2,1 м). Преди смаяните очи на робота се появили "пясък", дрезгав, дрезгав обикновен, осеян с малки камъчета, със случайни разкрития на плоски, може би чужди и вулканични скали.

Скучна и монотонна модел от едната страна се съживява, хълмист билото край на кратера Гейл, а от друга - pologosklonnaya корпус на планината Шарп 5.5 км висок, което е обект на лов космически кораб.

Очертаване на пътя на дъното на кратера, авторите на проекта, очевидно не знаят, че на повърхността на Марс, взети марсоход Curiosity, ще бъде най-разнообразни и разнородни, противно на очакванията, за да видите само скучна и монотонна пустинята.

По пътя за монтиране на Шарп робот трябваше да преодолее фрактура, плочест равнинни повърхности наклонени пристъпи склонове volcanosedimentary (съдейки по пластове текстурата на чипове) скали и ъгловати разпадна тъмно синьо volcanites окото повърхност.

Устройството в хода на изстрел "изброени в горната" цели (павета) лазерни импулси и пробити малка дупка (до 7 cm дълбочина) за изследване на материал състава на пробите. Анализът на този материал, в допълнение към съдържанието на елементите на скални образуващ характерни за основни скали (базалт), показа присъствието на серни съединения, азот, въглерод, хлор, метан, водород и фосфор, който е "живи компоненти".

Освен това бяха открити глинести минерали, образувани в присъствието на вода с неутрален индекс на киселинност и малка концентрация на соли.

Въз основа на тази информация, заедно с информацията, получена по-рано, учените са стигнали до заключението, че преди милиарди години на повърхността на Марс е била течна вода, а плътността на атмосферата е много по-висока от днес.

Сутрешната звезда на Марс

От май 2003 г. в света обикаля картина синьо полумесец Земята, направени от Марс Глобъл Сървейър космически кораб в орбита на Червената планета в разстояние 139 милиона км и много, се оказва, че е точно това, което изглежда като Земята от повърхността на Марс.

Но в действителност, нашата планета изглежда от там за начина, по който ние виждаме Венера в сутрешните и вечерните часове, само блестящ в кафяво черно Martian небе сам (без да броим за слабо Луната), малка точка е малко по-ярка от Венера.

Първата снимка на Земята от повърхността се извършва в ранните часове на борда на Spirit марсохода в март 2004 г., като космически кораб Любопитството на Земята "на ръката на Луната", поставен през 2012 г. и се оказа по- "красива", отколкото за първи път.