Pâlpâind în zilele confruntării cu o culoare roșie-sânge de rău augur și provocând frică mistică primitivă, steaua misterioasă și misterioasă, pe care vechii romani au numit-o în onoarea zeului războiului Marte (Ares printre greci), cu greu s-ar potrivi unui nume de femeie. Grecii l-au mai numit Phaeton pentru aspectul său „radiant și strălucitor”, pe care suprafața lui Marte îl datorează culorii strălucitoare și reliefului „lunar” cu cratere vulcanice, lovituri de la impactul de meteoriți giganți, văi și deșerturi.
Caracteristici orbitale
Excentricitatea orbitei eliptice a lui Marte este de 0,0934, determinând astfel diferența dintre distanța maximă (249 milioane km) și minimă (207 milioane km) până la Soare, datorită căreia cantitatea de energie solară care intră în planeta variază între 20-30%.
Viteza orbitală medie este de 24,13 km/s. Martese învârte complet în jurul Soarelui în 686,98 zile pământești, ceea ce depășește perioada Pământului de două ori și se întoarce în jurul propriei axe aproape în același mod ca Pământul (în 24 de ore și 37 de minute). Unghiul de înclinare al orbitei față de planul eclipticii, conform diferitelor estimări, este determinat de la 1,51 ° la 1,85 °, iar înclinarea orbitei față de ecuator este de 1,093 °. Față de ecuatorul Soarelui, orbita lui Marte este înclinată la un unghi de 5,65 ° (iar Pământul este de aproximativ 7 °). O înclinare semnificativă a ecuatorului planetei față de planul orbitei (25,2°) duce la schimbări climatice sezoniere semnificative.
Parametrii fizici ai planetei
Marte între planetele sistemului solar se află pe locul șapte ca mărime, iar în ceea ce privește distanța față de Soare ocupă poziția a patra. Volumul planetei este de 1,638×1011 km³, iar greutatea este de 0,105-0,108 mase Pământului (6,441023 kg), cedându-i în densitate aproximativ 30% (3,95 g/cm3).). Accelerația de cădere liberă în regiunea ecuatorială a lui Marte este determinată în intervalul de la 3,711 la 3,76 m/s². Suprafața este estimată la 144.800.000 km². Presiunea atmosferică fluctuează între 0,7-0,9 kPa. Viteza necesară pentru a depăși gravitația (al doilea spațiu) este de 5.072 m/s. În emisfera sudică, suprafața medie a lui Marte este cu 3–4 km mai mare decât în emisfera nordică.
Condiții climatice
Masa totală a atmosferei lui Marte este de aproximativ 2,51016 kg, dar pe parcursul anului variază foarte mult din cauza topirii sau „înghețului” calotelor polare care conțin dioxid de carbon. Presiunea medie la nivelul suprafeței (aproximativ 6,1 mbar) este de aproape 160 de ori mai mică decât în apropierea suprafeței planetei noastre, dar în depresiuni adânci.ajunge la 10 mbar. Potrivit diferitelor surse, căderile de presiune sezoniere variază de la 4,0 la 10 mbar.
95,32% din atmosfera lui Marte constă din dioxid de carbon, aproximativ 4% este argon și azot, iar oxigenul împreună cu vaporii de apă este mai mic de 0,2%.
O atmosferă foarte rarefiată nu poate reține căldura mult timp. În ciuda „culorii fierbinți” care distinge planeta Marte de celel alte, temperatura de la suprafață scade la -160°C la pol iarna, iar la ecuator vara, suprafața se poate încălzi doar până la +30°C în timpul ziua.
Clima este sezonieră, la fel ca pe Pământ, dar alungirea orbitei lui Marte duce la diferențe semnificative în ceea ce privește durata și regimul de temperatură al anotimpurilor. Primăvara și vara răcoroase din emisfera nordică durează împreună mult mai mult de jumătate din anul marțian (371 de zile martiene), iar iarna și toamna sunt scurte și moderate. Verile sudice sunt calde și scurte, în timp ce iernile sunt reci și lungi.
Schimbările climatice sezoniere se manifestă cel mai clar în comportamentul calotelor polare, compuse din gheață cu un amestec de particule fine de roci asemănătoare prafului. Partea din față a calotei polare nordice se poate îndepărta de pol cu aproape o treime din distanța până la ecuator, iar limita calotei sudice atinge jumătate din această distanță.
Temperatura de pe suprafața planetei a fost determinată deja la începutul anilor 20 ai secolului trecut de un termometru situat exact în focalizarea unui telescop reflectorizant îndreptat spre Marte. Primele măsurători (până în 1924) au arătat valori de la -13 la -28 ° C, iar în 1976 au fost specificate limitele inferioare și superioare de temperaturăaterizat pe Marte de către nava spațială Viking.
furtuni de praf marțiane
„Expunerea” furtunilor de praf, amploarea și comportamentul lor au dezvăluit un mister deținut de mult de Marte. Suprafața planetei își schimbă în mod misterios culoarea, captivând observatorii din cele mai vechi timpuri. Furtunile de praf s-au dovedit a fi cauza „cameleonismului”.
Schimbările bruște de temperatură pe Planeta Roșie provoacă vânturi violente rampante, a căror viteză atinge 100 m/s, iar gravitația scăzută, în ciuda subțirii aerului, permite vântului să ridice mase uriașe de praf la o înălțime de peste 10 km.
Furtunile de praf sunt, de asemenea, alimentate de o creștere bruscă a presiunii atmosferice cauzată de evaporarea dioxidului de carbon înghețat din calotele polare de iarnă.
Furtunile de praf, așa cum se arată în imaginile suprafeței lui Marte, gravitează spațial spre calotele polare și pot acoperi zone enorme, care durează până la 100 de zile.
O altă priveliște prăfuită, pe care Marte o datorează schimbărilor anormale de temperatură, sunt tornadele, care, spre deosebire de „colegii” pământești, cutreieră nu numai în zonele deșertice, ci găzduiesc și pe versanții craterelor vulcanice și a pâlniilor de impact, fiind înțelese. în sus până la 8 km. Urmele lor s-au dovedit a fi niște desene uriașe cu dungi ramificate, care au rămas misterioase multă vreme.
Furtunile de praf și tornadele apar mai ales în timpul marilor opoziții, când în emisfera sudică vara cade în perioada trecerii lui Marte prin punctul orbitei cel mai apropiat de Soareplanete (periheliu).
Imaginile suprafeței lui Marte, luate de sonda spațială Mars Global Surveyor, , care orbitează planeta din 1997, s-au dovedit a fi foarte fructuoase pentru tornade.
Unele tornade lasă urme, măturând sau aspirând un strat de suprafață liber de particule fine de pământ, altele nici măcar nu lasă „amprente”, altele, furioase, desenează figuri complicate, pentru care erau numite diavoli de praf. Vârtejele funcționează, de regulă, singure, dar nu refuză nici „reprezentările” de grup.
Funcții de relief
Probabil, toți cei care, înarmați cu un telescop puternic, au privit Marte pentru prima dată, suprafața planetei a semănat imediat cu peisajul lunar, iar în multe zone acest lucru este adevărat, dar totuși geomorfologia lui Marte este deosebit și unic.
Trăsăturile regionale ale reliefului planetei se datorează asimetriei suprafeței sale. Suprafețele plane predominante ale emisferei nordice sunt la 2–3 km sub nivelul zero condiționat, iar în emisfera sudică, suprafața complicată de cratere, văi, canioane, depresiuni și dealuri se află la 3–4 km deasupra nivelului de bază. Zona de tranziție dintre cele două emisfere, cu lățime de 100–500 km, este exprimată morfologic printr-un scarp gigant puternic erodat, în alt de aproape 2 km, care acoperă aproape 2/3 din circumferință a planetei și trasat printr-un sistem de falii..
Sunt prezentate formele de relief predominante care caracterizează suprafața lui Martepresărată cu cratere de diverse geneze, zone de înălțime și depresiuni, structuri de impact ale depresiunilor circulare (bazine cu mai multe inele), zone în alte alungite liniar (creme) și bazine abrupte de formă neregulată.
Ridicări cu vârfuri plate, cu margini abrupte (mesas), cratere plane extinse (vulcani scut) cu versanți erodați, văi șerpuitoare cu afluenți și ramuri, terenuri în alte nivelate (podisuri) și zone de văi asemănătoare canionului (labirinturi) care alternează aleatoriu) sunt răspândite.
Caracteristicile lui Marte sunt depresiuni scufundate cu un relief haotic și informe, trepte extinse, construite complex (falii), o serie de creste și brazde subparalele, precum și câmpii vaste cu aspect complet „terestre”.
Basinele craterelor anulare și craterele mari (peste 15 km în diametru) sunt caracteristicile morfologice definitorii ale unei mari părți a emisferei sudice.
Cele mai în alte regiuni ale planetei cu numele de Tharsis și Elysium sunt situate în emisfera nordică și reprezintă zone muntoase vulcanice uriașe. Platoul Tharsis, care se ridică deasupra împrejurimilor plane pe aproape 6 km, se întinde pe 4000 km în longitudine și 3000 km în latitudine. Pe platou se afla 4 vulcani gigantici cu o in altime de 6,8 km (Muntele Alba) la 21,2 km (Muntele Olimp, diametru 540 km). Vârfurile muntilor (vulcanilor) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) și Arsia (Arsia) se află la o altitudine de 14, 18 și, respectiv, 19 km. Muntele Alba se află singur la nord-vest de un șir strict de alți vulcani șiEste o structură vulcanică scut cu un diametru de aproximativ 1500 km. Vulcan Olympus (Olympus) - cel mai în alt munte nu numai de pe Marte, ci și din întregul sistem solar.
Două vaste zone joase meridionale se învecinează cu provincia Tharsis de la est și vest. Semnele de suprafață ale câmpiei vestice cu numele Amazonia sunt aproape de nivelul zero al planetei, iar cele mai joase părți ale depresiunii estice (Chris Plain) sunt la 2-3 km sub nivelul zero.
În regiunea ecuatorială a lui Marte se află al doilea cel mai mare munte vulcanic din Elysium, cu o lungime de aproximativ 1500 km. Platoul se ridică la 4–5 km deasupra bazei și poartă trei vulcani (Muntele Elysium propriu-zis, Domul Albor și Muntele Hekate). Cel mai în alt munte Elysium a crescut la 14 km.
La est de platoul Tharsis din regiunea ecuatorială, un sistem uriaș de văi (canioane) Mariner se întinde pe scara lui Marte (aproape 5 km), depășind lungimea unuia dintre cele mai mari Grand Canioane de pe pământ de aproape 10 ori și de 7 ori mai largi și mai adânci. Lățimea medie a văilor este de 100 km, iar marginile aproape abrupte ale laturilor lor ating o înălțime de 2 km. Linearitatea structurilor indică originea lor tectonă.
În înălțimile emisferei sudice, unde suprafața lui Marte este pur și simplu plină de cratere, există cele mai mari depresiuni circulare de șoc de pe planetă cu numele de Argir (aproximativ 1500 km) și Hellas (2300 km).
Câmpia Hellas este mai adâncă decât toate depresiunile planetei (aproape 7000 m sub nivelul mediu), iar excesul Câmpiei Argir esteîn raport cu nivelul dealului din jur este de 5,2 km. O zonă joasă rotunjită similară, Câmpia Isis (1100 km în diametru), este situată în regiunea ecuatorială a emisferei de est a planetei și se învecinează cu Câmpia Elizean în nord.
Pe Marte, sunt cunoscute încă aproximativ 40 de astfel de bazine cu inele multiple, dar mai mici ca dimensiuni.
În emisfera nordică se află cel mai mare teren de câmpie de pe planetă (Northern Plain), care se învecinează cu regiunea polară. Markerii de câmpie sunt sub nivelul zero al suprafeței planetei.
Peisaje eoliene
Ar fi dificil să descrii suprafața Pământului în câteva cuvinte, referindu-ne la planetă în ansamblu, dar pentru a-ți face o idee despre ce fel de suprafață are Marte, dacă numiți pur și simplu este deșert nisipos stâncos și fără viață și uscat, maro-roșcat, deoarece relieful disecat al planetei este netezit de depozitele aluvionare libere.
Peisajele eoliene, compuse din material nisipos-n alt fin cu praf și formate ca urmare a activității vântului, acoperă aproape întreaga planetă. Acestea sunt dune obișnuite (ca pe pământ) (transversale, longitudinale și diagonale) cu dimensiuni cuprinse între câteva sute de metri și 10 km, precum și depozite stratificate eolian-glaciare ale calotelor polare. Relieful special „creat de Aeolus” se limitează la structuri închise - fundul canioanelor mari și craterelor.
Activitatea morfologică a vântului, care determină trăsăturile particulare ale suprafeței lui Marte, s-a manifestat în intensitateeroziune (deflație), care a dus la formarea unor suprafețe caracteristice, „gravate”, cu structuri celulare și liniare.
Formațiunile eolian-glaciare laminate, compuse din gheață amestecată cu precipitații, acoperă calotele polare ale planetei. Puterea lor este estimată la câțiva kilometri.
Caracteristicile geologice ale suprafeței
Conform uneia dintre ipotezele existente ale compoziției moderne și structurii geologice a lui Marte, nucleul interior de dimensiuni mici, format în principal din fier, nichel și sulf, s-a topit mai întâi din substanța primară a planetei. Apoi, în jurul miezului, s-a format o litosferă omogenă cu o grosime de aproximativ 1000 km, alături de scoarță, în care, probabil, activitatea vulcanică activă continuă și astăzi cu ejectarea la suprafață a unor porțiuni din ce în ce mai noi de magmă. Grosimea crustei marțiane este estimată la 50-100 km.
De când omul a început să privească cele mai strălucitoare stele, oamenii de știință, la fel ca toți oamenii care nu sunt indiferenți față de vecinii universali, printre alte mistere, au fost interesați în primul rând de ce suprafață are Marte.
Aproape întreaga planetă este acoperită cu un strat de praf maroniu-gălbui-roșu amestecat cu material fin mătăsos și nisipos. Principalele componente ale solului afânat sunt silicații cu un amestec mare de oxizi de fier, dând suprafeței o nuanță roșiatică.
Conform rezultatelor numeroaselor studii efectuate de nave spațiale, fluctuațiile în compoziția elementară a depozitelor libere ale stratului de suprafață al planetei nu sunt atât de semnificative încât să sugereze o mare varietate de compoziție minerală a munțilorroci care alcătuiesc scoarța marțiană.
Stabilit în sol conținutul mediu de siliciu (21%), fier (12,7%), magneziu (5%), calciu (4%), aluminiu (3%), sulf (3,1%), precum și potasiul și clorul (<1%) au indicat că la baza depozitelor libere de suprafață sunt produsele distrugerii rocilor magmatice și vulcanice de compoziție de bază, apropiate de bazalții pământului. La început, oamenii de știință s-au îndoit de diferențierea semnificativă a învelișului de piatră a planetei în ceea ce privește compoziția minerală, dar studiile asupra rocilor de bază ale lui Marte efectuate în cadrul proiectului Mars Exploration Rover (SUA) au condus la descoperirea senzațională a analogilor terestrei. andezite (roci cu compoziție intermediară).
Această descoperire, confirmată ulterior de numeroase descoperiri de roci similare, a făcut posibil să se judece că Marte, la fel ca Pământul, ar putea avea o crustă diferențiată, așa cum demonstrează conținutul semnificativ de aluminiu, siliciu și potasiu.
Pe baza unui număr mare de imagini realizate de nave spațiale și a făcut posibilă evaluarea în ce constă suprafața lui Marte, pe lângă rocile magmatice și vulcanice, prezența rocilor vulcanico-sedimentare și a depozitelor sedimentare este evidentă pe planetă, care sunt recunoscute prin separarea plăcilor caracteristice și stratificarea fragmentelor de aflorimente.
Natura straturilor de roci poate indica formarea lor în mări și lacuri. Zone de roci sedimentare au fost înregistrate în multe locuri de pe planetă și se găsesc cel mai adesea în cratere vaste.
Oamenii de știință nu exclud formarea „uscata” a precipitațiilor prafului lor marțian culitificare (petrificare).
formațiuni de permafrost
Un loc aparte în morfologia suprafeței lui Marte îl ocupă formațiunile de permafrost, dintre care majoritatea au apărut în diferite etape ale istoriei geologice a planetei ca urmare a mișcărilor tectonice și a influenței factorilor exogeni.
Pe baza studiului unui număr mare de imagini spațiale, oamenii de știință au concluzionat în unanimitate că apa joacă un rol semnificativ în modelarea aspectului lui Marte împreună cu activitatea vulcanică. Erupțiile vulcanice au dus la topirea stratului de gheață, care, la rândul său, a servit la dezvoltarea eroziunii apei, urme ale căreia sunt vizibile și astăzi.
Faptul că permafrostul de pe Marte s-a format deja în primele etape ale istoriei geologice a planetei este evidențiat nu numai de calotele polare, ci și de formele specifice de relief similare cu peisajul din zonele de permafrost de pe Pământ.
Formațiuni asemănătoare vortexului, care arată ca depozite stratificate în regiunile polare ale planetei pe imaginile satelitare, de aproape sunt un sistem de terase, margini și depresiuni care formează o varietate de forme.
Depunerile de calote polare cu o grosime de câțiva kilometri constau din straturi de dioxid de carbon și gheață de apă amestecate cu material mâlos și fin.
Formele de relief cu scufundare în adâncime caracteristice zonei ecuatoriale a lui Marte sunt asociate cu procesul de distrugere a straturilor criogenice.
Apa pe Marte
Pe cea mai mare parte a suprafeței lui Marte, apa nu poate exista în lichidstare din cauza presiunii scăzute, dar în unele regiuni cu o suprafață totală de aproximativ 30% din suprafața planetei, experții NASA admit prezența apei lichide.
Rezervele de apă stabilite în mod fiabil de pe Planeta Roșie sunt concentrate în principal în stratul apropiat de suprafață de permafrost (criosferă) cu o grosime de până la multe sute de metri.
Oamenii de știință nu exclud existența lacurilor relicte de apă lichidă și sub straturile calotelor polare. Pe baza volumului estimat al criolitosferei marțiane, rezervele de apă (gheață) sunt estimate la aproximativ 77 milioane km³, iar dacă luăm în considerare volumul probabil al rocilor dezghețate, această cifră ar putea scădea la 54 milioane km³.
În plus, există o opinie că sub criolitosferă pot exista straturi cu rezerve colosale de apă sărată.
Multe fapte indică prezența apei pe suprafața planetei în trecut. Principalii martori sunt mineralele, a căror formare implică participarea apei. În primul rând, este hematită, minerale argiloase și sulfați.
nori marțieni
Cantitatea totală de apă din atmosfera planetei „deshidratate” este de peste 100 de milioane de ori mai mică decât pe Pământ, și totuși suprafața lui Marte este acoperită, deși rară și discretă, dar nori reali și chiar albăstrui, constând însă din praf de gheață. Înnorarea se formează la o gamă largă de altitudini de la 10 la 100 km și se concentrează în principal în centura ecuatorială, rareori ridicându-se peste 30 km.
Cețurile de gheață și norii sunt, de asemenea, frecvente în apropierea calotelor polare în timpul iernii (ceață polară), dar aici pot„scădere” sub 10 km.
Norii pot avea o culoare roz pal atunci când particulele de gheață se amestecă cu praful ridicat de la suprafață.
Au fost înregistrate nori cu o mare varietate de forme, inclusiv ondulați, dungi și cirus.
Peisaj marțian de la înălțimea omului
Pentru prima dată pentru a vedea cum arată suprafața lui Marte de la înălțimea unui om în alt (2,1 m) a permis „brațul” roverului curiozității înarmat cu o cameră în 2012. În fața privirii uluite a robotului, a apărut o câmpie „nisipoasă”, pietriș-pietriș, presărată cu pietriș mici, cu aflorințe plate rare, posibil rocă de bază, roci vulcanice.
O imagine plictisitoare și monotonă pe o parte a fost însuflețită de creasta deluroasă a marginii craterului Gale, iar pe ceal altă parte de masa ușor în pantă a Muntelui Sharp, în alt de 5,5 km, care a făcut obiectul vânătoarea navei spațiale.
La planificarea traseului de-a lungul fundului craterului, autorii proiectului, aparent, nici măcar nu bănuiau că suprafața lui Marte, luată de roverul Curiosity, ar fi atât de diversă și eterogenă, spre deosebire de așteptarea de a vedea doar un deșert plictisitor și monoton.
În drumul spre Muntele Sharp, robotul a trebuit să depășească suprafețe plate fracturate, plăcioase, pante ușoare în trepte de roci vulcanico-sedimentare (judecând după textura stratificată de pe așchii), precum și prăbușiri de blocuri de culoare albăstruie închisă. roci vulcanice cu suprafață celulară.
Aparatul de-a lungul drumului a tras cu impulsuri laser în ținte „indicate de sus” (pietriș) și a forat puțuri mici (până la 7 cm adâncime) pentru a studia compoziția materială a probelor. Analiza materialului obținut, pe lângă conținutul de elemente formatoare de rocă caracteristice rocilor de compoziție de bază (baz alt), a evidențiat prezența compușilor de sulf, azot, carbon, clor, metan, hidrogen și fosfor, adică: „componentele vieții”.
În plus, au fost găsite minerale argiloase, formate în prezența apei cu aciditate neutră și concentrație scăzută de sare.
Pe baza acestor informații, împreună cu informațiile obținute anterior, oamenii de știință au fost înclinați să concluzioneze că în urmă cu miliarde de ani a existat apă lichidă pe suprafața lui Marte, iar densitatea atmosferei este mult mai mare decât în prezent.
Morning Star of Mars
De când sonda spațială Mars Global Surveyor a orbit Planeta Roșie la o distanță de 139 de milioane de km în jurul lumii, în mai 2003, așa arată Pământul de pe suprafața lui Marte.
Dar de fapt, planeta noastră arată de acolo aproximativ așa cum vedem pe Venus dimineața și seara, strălucind doar în întunericul maroniu al cerului marțian, un punct mic singuratic (cu excepția lunii care se distinge ușor). este puțin mai luminos decât Venus.
Prima imagine a Pământului de la suprafață a fostfăcută la prima oră de la roverul Spirit în martie 2004, iar Pământul a pozat „mână în mână cu Luna” pentru sonda spațială Curiosity în 2012 și s-a dovedit chiar „mai frumos” decât prima dată.
