Flikkerend in de dagen van confrontatie met een onheilspellende bloedrode kleur en het veroorzaken van primitieve mystieke angst, de mysterieuze en mysterieuze ster, die de oude Romeinen noemden ter ere van de oorlogsgod Mars (Ares onder de Grieken), zou nauwelijks passen bij een vrouwelijke naam. De Grieken noemden het ook Phaëton vanwege zijn "stralende en schitterende" uiterlijk, dat het oppervlak van Mars dankt aan de heldere kleur en het "maan"-reliëf met vulkanische kraters, deuken van gigantische meteorietinslagen, valleien en woestijnen.
Orbitale kenmerken
De excentriciteit van de elliptische baan van Mars is 0,0934, waardoor het verschil ontstaat tussen de maximale (249 miljoen km) en minimale (207 miljoen km) afstanden tot de zon, waardoor de hoeveelheid zonne-energie die de planeet varieert binnen 20-30%.
De gemiddelde omloopsnelheid is 24,13 km/s. Marsdraait volledig rond de zon in 686,98 aardse dagen, wat twee keer langer is dan de periode van de aarde, en draait op bijna dezelfde manier om zijn eigen as als de aarde (in 24 uur en 37 minuten). De hellingshoek van de baan met het vlak van de ecliptica wordt volgens verschillende schattingen bepaald van 1,51 ° tot 1,85 °, en de helling van de baan met de evenaar is 1,093 °. Ten opzichte van de evenaar van de zon, helt de baan van Mars onder een hoek van 5,65 ° (en de aarde is ongeveer 7 °). Een aanzienlijke helling van de evenaar van de planeet ten opzichte van het vlak van de baan (25,2°) leidt tot aanzienlijke seizoensgebonden klimaatveranderingen.
Fysieke parameters van de planeet
Mars staat onder de planeten van het zonnestelsel op de zevende plaats qua grootte, en qua afstand tot de zon neemt het de vierde positie in. Het volume van de planeet is 1,638×1011 km³, en het gewicht is 0,105-0,108 Aardemassa’s (6,441023 kg), waardoor de dichtheid ongeveer 30% bedraagt (3,95 g/cm3). De vrije valversnelling in het equatoriale gebied van Mars wordt bepaald in het bereik van 3.711 tot 3.76 m/s². De oppervlakte wordt geschat op 144.800.000 km². Atmosferische druk schommelt binnen 0,7-0,9 kPa. De snelheid die nodig is om de zwaartekracht te overwinnen (tweede ruimte) is 5.072 m/s. Op het zuidelijk halfrond is het gemiddelde oppervlak van Mars 3-4 km hoger dan op het noordelijk halfrond.
Klimatologische omstandigheden
De totale massa van de atmosfeer van Mars is ongeveer 2,51016 kg, maar gedurende het jaar varieert deze sterk door het smelten of "bevriezen" van de kooldioxidehoudende poolkappen. De gemiddelde druk aan de oppervlakte (ongeveer 6,1 mbar) is bijna 160 keer minder dan aan de oppervlakte van onze planeet, maar in diepe depressiesbereikt 10 mbar. Volgens verschillende bronnen variëren de seizoensgebonden drukvallen van 4,0 tot 10 mbar.
95,32% van de atmosfeer van Mars bestaat uit koolstofdioxide, ongeveer 4% is argon en stikstof, en zuurstof samen met waterdamp is minder dan 0,2%.
Een zeer ijle atmosfeer kan warmte niet lang vasthouden. Ondanks de "hete kleur" die de planeet Mars van andere onderscheidt, da alt de temperatuur aan het oppervlak in de winter tot -160°C aan de pool en in de zomer aan de evenaar kan het oppervlak tijdens de de dag.
Het klimaat is seizoensgebonden, net als op aarde, maar de verlenging van de baan van Mars leidt tot aanzienlijke verschillen in de duur en het temperatuurregime van de seizoenen. De koele lente en zomer van het noordelijk halfrond duren samen veel meer dan de helft van het Marsjaar (371 Marsdagen), en de winter en herfst zijn kort en matig. De zuidelijke zomers zijn heet en kort, terwijl de winters koud en lang zijn.
Seizoensgebonden klimaatveranderingen komen het duidelijkst tot uiting in het gedrag van de poolkappen, bestaande uit ijs met een mengsel van fijne, stofachtige deeltjes van rotsen. De voorkant van de noordelijke poolkap kan bijna een derde van de afstand tot de evenaar van de pool af bewegen, en de grens van de zuidelijke pool bereikt de helft van deze afstand.
De temperatuur op het oppervlak van de planeet werd al in het begin van de jaren 20 van de vorige eeuw bepaald door een thermometer die zich precies in het brandpunt van een spiegeltelescoop op Mars bevond. De eerste metingen (tot 1924) toonden waarden van -13 tot -28 ° C, en in 1976 werden de onder- en bovengrens van de temperatuur gespecificeerdlandde op Mars door het Viking-ruimtevaartuig.
Martiaanse stofstormen
De "blootstelling" van stofstormen, hun omvang en gedrag heeft een mysterie onthuld dat lang door Mars werd gekoesterd. Het oppervlak van de planeet verandert op mysterieuze wijze van kleur en fascineert waarnemers sinds de oudheid. Stofstormen bleken de oorzaak van het "kameleonisme".
Plotselinge temperatuurveranderingen op de Rode Planeet veroorzaken ongebreidelde gewelddadige winden, waarvan de snelheid 100 m / s bereikt, en lage zwaartekracht, ondanks de ijle lucht, zorgt ervoor dat de wind enorme stofmassa's naar een hoogte brengt van meer dan 10 km.
Stofstormen worden ook aangewakkerd door een sterke toename van de atmosferische druk veroorzaakt door de verdamping van bevroren kooldioxide uit de winterse poolkappen.
Stofstormen, zoals blijkt uit afbeeldingen van het oppervlak van Mars, trekken ruimtelijk naar de poolkappen en kunnen enorme gebieden bedekken, die tot 100 dagen aanhouden.
Een ander stoffig gezicht, dat Mars te danken heeft aan abnormale temperatuurveranderingen, zijn tornado's, die, in tegenstelling tot aardse "collega's", niet alleen in woestijngebieden rondzwerven, maar ook op de hellingen van vulkaankraters en inslagtrechters, dat wordt begrepen omhoog tot 8 km. Hun sporen bleken gigantische vertakt-gestreepte tekeningen te zijn die lange tijd mysterieus bleven.
Stofstormen en tornado's komen voornamelijk voor tijdens de grote opposities, wanneer op het zuidelijk halfrond de zomer v alt tijdens de passage van Mars door het punt van de baan die het dichtst bij de zon ligtplaneten (perihelium).
De afbeeldingen van het oppervlak van Mars, gemaakt door het ruimtevaartuig Mars Global Surveyor, , dat sinds 1997 om de planeet draait, bleken zeer vruchtbaar voor tornado's.
Sommige tornado's laten sporen achter, vegen weg of zuigen een losse oppervlaktelaag van fijne gronddeeltjes aan, andere laten zelfs geen "vingerafdrukken" achter, anderen tekenen woedend ingewikkelde figuren, waarvoor ze stofduivels werden genoemd. Wervelwinden werken in de regel alleen, maar ze weigeren ook geen groeps-"representaties".
Reliëfkenmerken
Waarschijnlijk, iedereen die, gewapend met een krachtige telescoop, voor het eerst naar Mars keek, leek het oppervlak van de planeet onmiddellijk op het maanlandschap, en in veel gebieden is dit waar, maar toch is de geomorfologie van Mars eigenaardig en uniek.
Regionale kenmerken van het reliëf van de planeet zijn te wijten aan de asymmetrie van het oppervlak. De overheersende vlakke oppervlakken van het noordelijk halfrond liggen 2-3 km onder het voorwaardelijk nulniveau, en op het zuidelijk halfrond ligt het oppervlak dat wordt gecompliceerd door kraters, valleien, canyons, depressies en heuvels 3-4 km boven het basisniveau. De overgangszone tussen de twee hemisferen, 100-500 km breed, wordt morfologisch uitgedrukt door een sterk geërodeerde gigantische steile helling, bijna 2 km hoog, die bijna 2/3 van de planeet in omtrek beslaat en wordt gevolgd door een systeem van fouten.
De overheersende landvormen die het oppervlak van Mars kenmerken, worden gepresenteerdbezaaid met kraters van verschillende oorsprong, hooglanden en depressies, impactstructuren van cirkelvormige depressies (meerringige bassins), lineair langwerpige hooglanden (ruggen) en onregelmatig gevormde steile bassins.
Verhogingen met platte top en steile randen (mesas), uitgestrekte vlakke kraters (schildvulkanen) met geërodeerde hellingen, kronkelende valleien met zijrivieren en takken, vlakke hooglanden (plateaus) en gebieden met willekeurig afwisselende canyon-achtige valleien (doolhoven) zijn wijdverbreid.
Kenmerkend voor Mars zijn dalende depressies met een chaotisch en vormloos reliëf, uitgebreide, ingewikkeld geconstrueerde trappen (fouten), een reeks subparallelle richels en groeven, evenals uitgestrekte vlaktes met een volledig "aards" uiterlijk.
Ringvormige kraterbekkens en grote (meer dan 15 km doorsnede) kraters zijn de bepalende morfologische kenmerken van een groot deel van het zuidelijk halfrond.
De hoogste regionen van de planeet met de namen Tharsis en Elysium bevinden zich op het noordelijk halfrond en vertegenwoordigen enorme vulkanische hooglanden. Het Tharsis-plateau, dat bijna 6 km boven de vlakke omgeving uitsteekt, strekt zich uit over 4000 km lengte en 3000 km breedte. Op het plateau bevinden zich 4 gigantische vulkanen met een hoogte van 6,8 km (Mount Alba) tot 21,2 km (Mount Olympus, diameter 540 km). De toppen van de bergen (vulkanen) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) en Arsia (Arsia) liggen op respectievelijk 14, 18 en 19 km hoogte. Mount Alba staat alleen in het noordwesten van een strikte rij andere vulkanen enHet is een vulkanische schildstructuur met een diameter van ongeveer 1500 km. Vulkaan Olympus (Olympus) - de hoogste berg, niet alleen op Mars, maar in het hele zonnestelsel.
Twee uitgestrekte meridionale laaglanden grenzen aan de provincie Tharsis vanuit het oosten en westen. De oppervlaktemarkeringen van de westelijke vlakte met de naam Amazonia liggen dicht bij het nulniveau van de planeet, en de laagste delen van de oostelijke depressie (Chrisvlakte) liggen 2-3 km onder het nulniveau.
In het equatoriale gebied van Mars ligt het op een na grootste vulkanische hoogland van Elysium, ongeveer 1500 km breed. Het plateau stijgt 4-5 km boven de basis uit en draagt drie vulkanen (de eigenlijke berg Elysium, de Albor-koepel en de berg Hekate). De hoogste berg Elysium is gegroeid tot 14 km.
Ten oosten van het Tharsis-plateau in het equatoriale gebied strekt een gigantisch spleetachtig systeem van valleien (canyons) Mariner zich uit langs de schaal van Mars (bijna 5 km), langer dan een van de grootste Grand Canyons op aarde bijna 10 keer, en 7 keer breder en dieper. De gemiddelde breedte van de valleien is 100 km, en bijna steile richels van hun zijden bereiken een hoogte van 2 km. De lineariteit van de structuren geeft hun tektonische oorsprong aan.
Binnen de hoogten van het zuidelijk halfrond, waar het oppervlak van Mars eenvoudig bezaaid is met kraters, bevinden zich de grootste cirkelvormige schokdepressies ter wereld met de namen Argir (ongeveer 1500 km) en Hellas (2300 km).
De Hellas-vlakte is dieper dan alle depressies van de planeet (bijna 7000 m onder het gemiddelde niveau), en de overmaat van de Argir-vlakte isten opzichte van het niveau van de omringende heuvel is 5,2 km. Een soortgelijk afgerond laagland, de Isis-vlakte (1100 km breed), bevindt zich in het equatoriale gebied van het oostelijk halfrond van de planeet en grenst aan de Elysische vlakte in het noorden.
Op Mars zijn nog ongeveer 40 van dergelijke meerringbassins bekend, maar kleiner van formaat.
Op het noordelijk halfrond bevindt zich het grootste laagland ter wereld (Noordelijke Laagvlakte), grenzend aan het poolgebied. Vlakke markeringen bevinden zich onder het nulniveau van het oppervlak van de planeet.
Eolische landschappen
Het zou moeilijk zijn om het oppervlak van de aarde in een paar woorden te beschrijven, verwijzend naar de planeet als geheel, maar om een idee te krijgen van wat voor soort oppervlak Mars heeft, als je gewoon belt het is levenloze en droge, roodbruine, rotsachtige zandwoestijn, omdat het ontlede reliëf van de planeet wordt gladgestreken door losse alluviale afzettingen.
Eolische landschappen, bestaande uit fijn zandachtig materiaal met stof en gevormd als gevolg van windactiviteit, bedekken bijna de hele planeet. Dit zijn gewone (zoals op aarde) duinen (dwars, langs en diagonaal) variërend in grootte van een paar honderd meter tot 10 km, evenals gelaagde eolisch-glaciale afzettingen van de poolkappen. Het speciale reliëf "gemaakt door Aeolus" is beperkt tot gesloten structuren - de bodems van grote canyons en kraters.
De morfologische activiteit van de wind, die de bijzondere kenmerken van het oppervlak van Mars bepa alt, manifesteerde zich in intenseerosie (deflatie), wat resulteerde in de vorming van karakteristieke, "gegraveerde" oppervlakken met cellulaire en lineaire structuren.
Gelamineerde eolisch-glaciale formaties, bestaande uit ijs vermengd met neerslag, bedekken de poolkappen van de planeet. Hun vermogen wordt geschat op enkele kilometers.
Geologische kenmerken van het oppervlak
Volgens een van de bestaande hypothesen van de moderne samenstelling en geologische structuur van Mars, smolt de binnenste kern van een kleine omvang, voornamelijk bestaande uit ijzer, nikkel en zwavel, eerst uit de primaire substantie van de planeet. Toen vormde zich rond de kern een homogene lithosfeer met een dikte van ongeveer 1000 km, samen met de korst, waarin waarschijnlijk actieve vulkanische activiteit vandaag voortduurt met het uitwerpen van steeds nieuwe delen van magma naar de oppervlakte. De dikte van de korst van Mars wordt geschat op 50-100 km.
Sinds de mens naar de helderste sterren begon te kijken, waren wetenschappers, net als alle mensen die niet onverschillig staan tegenover de universele buren, naast andere mysteries, vooral geïnteresseerd in wat het oppervlak van Mars heeft.
Bijna de hele planeet is bedekt met een laag bruin-geelachtig-rood stof vermengd met fijn slib en zandig materiaal. De hoofdbestanddelen van losse grond zijn silicaten met een grote vermenging van ijzeroxiden, waardoor het oppervlak een roodachtige tint krijgt.
Volgens de resultaten van talrijke onderzoeken die door ruimtevaartuigen zijn uitgevoerd, zijn fluctuaties in de elementaire samenstelling van losse afzettingen van de oppervlaktelaag van de planeet niet zo significant dat ze een grote verscheidenheid aan minerale samenstelling van bergen suggererengesteenten waaruit de Marskorst bestaat.
Gevestigd in bodem gemiddeld geh alte aan silicium (21%), ijzer (12,7%), magnesium (5%), calcium (4%), aluminium (3%), zwavel (3,1%), evenals kalium en chloor (<1%) gaven aan dat de basis van losse afzettingen van het oppervlak de producten zijn van de vernietiging van stollingsgesteenten en vulkanisch gesteente van de basissamenstelling, dicht bij de bas alt van de aarde. Aanvankelijk twijfelden wetenschappers aan de significante differentiatie van de stenen schil van de planeet in termen van minerale samenstelling, maar studies van de gesteenten van Mars, uitgevoerd als onderdeel van het Mars Exploration Rover (VS)-project, leidden tot de sensationele ontdekking van analogen van terrestrische andesieten (gesteenten met een gemiddelde samenstelling).
Deze ontdekking, later bevestigd door talrijke vondsten van soortgelijke gesteenten, maakte het mogelijk te beoordelen dat Mars, net als de aarde, een gedifferentieerde korst kan hebben, zoals blijkt uit de aanzienlijke geh alten aan aluminium, silicium en kalium.
Op basis van een enorm aantal foto's gemaakt door ruimtevaartuigen en het mogelijk gemaakt om te beoordelen waaruit het oppervlak van Mars bestaat, naast stollingsgesteenten en vulkanisch gesteente, is de aanwezigheid van vulkanisch sedimentgesteente en sedimentaire afzettingen duidelijk op de planeet, die worden herkend aan de karakteristieke scheiding tussen platen en gelaagde fragmenten van ontsluitingen.
De aard van de gelaagdheid van rotsen kan wijzen op hun vorming in de zeeën en meren. Gebieden van sedimentair gesteente zijn op veel plaatsen op de planeet geregistreerd en worden meestal gevonden in enorme kraters.
Wetenschappers sluiten de "droge" vorming van neerslag van hun Marsstof niet uit met hun verdereverstening (verstening).
Permafrost-formaties
Een speciale plaats in de morfologie van het oppervlak van Mars wordt ingenomen door permafrostformaties, waarvan de meeste in verschillende stadia van de geologische geschiedenis van de planeet verschenen als gevolg van tektonische bewegingen en de invloed van exogene factoren.
Op basis van de studie van een groot aantal ruimtebeelden, concludeerden wetenschappers unaniem dat water een belangrijke rol speelt bij het vormgeven van het uiterlijk van Mars, samen met vulkanische activiteit. Vulkaanuitbarstingen leidden tot het smelten van de ijslaag, wat op zijn beurt diende om watererosie te ontwikkelen, waarvan de sporen nog steeds zichtbaar zijn.
Het feit dat de permafrost op Mars al in de vroegste stadia van de geologische geschiedenis van de planeet werd gevormd, blijkt niet alleen uit de poolkappen, maar ook uit specifieke landvormen die lijken op het landschap in permafrostzones op aarde.
Vortex-achtige formaties, die op satellietbeelden lijken op gelaagde afzettingen in de poolgebieden van de planeet, zijn van dichtbij een systeem van terrassen, richels en depressies die een verscheidenheid aan vormen vormen.
Polarkapafzettingen van enkele kilometers dik bestaan uit lagen kooldioxide en waterijs vermengd met slibachtig en fijn slibachtig materiaal.
Dip-verzakkingen die kenmerkend zijn voor de equatoriale zone van Mars worden geassocieerd met het proces van vernietiging van cryogene lagen.
Water op Mars
Op het grootste deel van het oppervlak van Mars kan water niet in vloeistof bestaanstaat vanwege lage druk, maar in sommige regio's met een totale oppervlakte van ongeveer 30% van het oppervlak van de planeet, geven NASA-experts de aanwezigheid van vloeibaar water toe.
Betrouwbaar gevestigde waterreserves op de Rode Planeet zijn voornamelijk geconcentreerd in de nabije oppervlaktelaag van permafrost (cryosfeer) met een dikte tot vele honderden meters.
Wetenschappers sluiten het bestaan van relictmeren van vloeibaar water en onder de lagen van de poolkappen niet uit. Op basis van het geschatte volume van de cryolithosfeer van Mars worden de waterreserves (ijs) geschat op ongeveer 77 miljoen km³, en als we rekening houden met het waarschijnlijke volume van ontdooide rotsen, zou dit cijfer kunnen dalen tot 54 miljoen km³.
Bovendien is er een mening dat er onder de cryolithosfeer lagen kunnen zijn met kolossale reserves aan zout water.
Veel feiten wijzen op de aanwezigheid van water op het oppervlak van de planeet in het verleden. De belangrijkste getuigen zijn mineralen, waarvan de vorming de deelname van water impliceert. Allereerst zijn het hematiet, kleimineralen en sulfaten.
Marswolken
De totale hoeveelheid water in de atmosfeer van de "uitgedroogde" planeet is meer dan 100 miljoen keer minder dan op aarde, en toch is het oppervlak van Mars bedekt, zij het zeldzaam en onopvallend, maar echte en zelfs blauwachtige wolken, echter bestaande uit ijsstof. Bewolking wordt gevormd in een breed scala van hoogten van 10 tot 100 km en is voornamelijk geconcentreerd in de equatoriale gordel, zelden hoger dan 30 km.
IJsmist en -wolken komen in de winter ook veel voor in de buurt van de poolkappen (polaire waas), maar hier kunnen ze"vallen" onder de 10 km.
Wolken kunnen een bleekroze kleur krijgen als ijsdeeltjes zich vermengen met stof dat van het oppervlak komt.
Wolken met een grote verscheidenheid aan vormen zijn geregistreerd, waaronder golvend, gestreept en cirrus.
Marslandschap van menselijke hoogte
Voor de eerste keer om te zien hoe het oppervlak van Mars eruitziet vanaf de hoogte van een lange man (2,1 m) liet de "arm" van de rover, gewapend met een camera, toe in 2012. Voor de verbaasde blik van de robot verscheen een "zandige", grind-grind vlakte, bezaaid met kleine kasseien, met zeldzame platte ontsluitingen, mogelijk gesteente, vulkanisch gesteente.
Een saai en eentonig beeld aan de ene kant werd verlevendigd door de heuvelachtige rand van de rand van de Gale-krater, en aan de andere kant door de zacht glooiende massa van Mount Sharp, 5,5 km hoog, die het onderwerp was van de jacht van het ruimtevaartuig.
Bij het plannen van de route langs de bodem van de krater, hadden de auteurs van het project blijkbaar niet eens vermoed dat het oppervlak van Mars, genomen door de Curiosity-rover, zo divers en heterogeen zou zijn, in tegenstelling tot de verwachting om alleen een saaie en eentonige woestijn te zien.
Op weg naar Mount Sharp moest de robot gebroken, platte oppervlakken, zacht getrapte hellingen van vulkanisch-sedimentair (te oordelen naar de gelaagde textuur op de chips) rotsen overwinnen, evenals instortingen van donkerblauwe blokken blokkeren vulkanische rotsen met een cellulair oppervlak.
Het apparaat schoot onderweg op "van bovenaf aangegeven" doelen (keien) met laserpulsen en boorde kleine putjes (tot 7 cm diep) om de materiaalsamenstelling van de monsters te bestuderen. De analyse van het verkregen materiaal, naast de inhoud van gesteentevormende elementen die kenmerkend zijn voor gesteenten met een basissamenstelling (bas alt), toonde de aanwezigheid aan van verbindingen van zwavel, stikstof, koolstof, chloor, methaan, waterstof en fosfor, dat wil zeggen, "componenten van het leven".
Bovendien werden kleimineralen gevonden, gevormd in aanwezigheid van water met een neutrale zuurgraad en een lage zoutconcentratie.
Op basis van deze informatie, in combinatie met eerder verkregen informatie, waren wetenschappers geneigd te concluderen dat er miljarden jaren geleden vloeibaar water op het oppervlak van Mars was en dat de dichtheid van de atmosfeer veel hoger is dan nu.
Morning Star of Mars
Sinds het ruimtevaartuig Mars Global Surveyor in mei 2003 om de Rode Planeet draaide op een afstand van 139 miljoen km rond de wereld, ziet de aarde er zo uit vanaf het oppervlak van Mars.
Maar in feite ziet onze planeet er vanaf daar ongeveer uit zoals we Venus zien in de ochtend- en avonduren, alleen gloeiend in de bruinachtige zwartheid van de Mars-hemel, een eenzaam (behalve de vaag te onderscheiden maan) kleine stip is iets helderder dan Venus.
De eerste foto van de aarde vanaf het oppervlak wasgemaakt in het kleine uur van de Spirit rover in maart 2004, en de aarde poseerde "hand in hand met de maan" voor het ruimtevaartuig Curiosity in 2012 en het bleek nog "mooier" dan de eerste keer.
