Päikesesüsteemi objektide hulgas on Marss jätkuvalt kõige uudishimulikum ja enim uuritud planeet. Kogu aeg, mil inimene on meie lähiruumi tähelepanelikult uurinud, on sellist tähelepanu pälvinud vaid Päikesesüsteemi neljas planeet. Suurenenud huvi naabri vastu ei ole mitte ainult suhteline lähedus meie maailmale. Punane planeet on inimkonnale huvitav maavälise kosmose uurimise võimaluse seisukohalt.
Tänapäeval kättesaadavad andmed Merkuuri ja Veenuse kohta näitavad, et need on võõrad maailmad, mis on meie vastu vaenulikud. Nende planeetide jaoks on loodus ette valmistanud füüsikaliste ja keemiliste laborite saatuse. Marss ei ole paljudes aspektides enam nii sünge ja elutu. Pole asjata, et sellel planeedil on kirjanduslikud loorberid esimese maavälise tsivilisatsiooni sünnikohaks. Miks on Marss meile nii huvitav? Millega inimene tegelikult tegeleb, kui ta pöörab oma pilgu väikesele punakale tähele öötaevas?
Punase planeedi kirjeldus
Päikesesüsteemi planeetide loendist on Marss võib-olla ainus kosmoseobjekt, kuhu inimene tänapäeval jõuda võib. See on teine meile lähim planeet Päikesesüsteemis. Isegi tehnoloogilise arengu tase, milleni inimtsivilisatsioon on jõudnud, võimaldab teha plaane Marsi uurimiseks ja inimlennu teostamiseks meie tähesüsteemi neljandale planeedile. Selle mastaapse ja ambitsioonika programmi elluviimiseks kulub ligikaudu 10-15 aastat. Kui aga võrrelda praegu selles suunas suunduvaid ettevalmistavaid tegevusi inimese Kuu külastamise programmiga, on erinevus ilmne.
Paljude hiljuti automaatsete kosmosesondide ja kulgurite abil saadud andmete kohaselt on võimalik, et elu võis punasel planeedil eksisteerida miljoneid aastaid tagasi. Pole asjata, et planeedi Marsi pinnast saadud pilte uurides on igat masti teadlased üksmeelsed – meie naaber pole lootusetu. On kõik eeldused uskuda, et neljas planeet võib olla järjekordne eluoaas meie päikesesüsteemis. Seda soodustavad planeedi astrofüüsikalised parameetrid, andmed Marsi atmosfääri kohta ja kliimapilt meie naabri pinnal.
Lisaks, kui Marsi poolused on kaetud jäämütsidega, on versioonil vedela vee olemasolust planeedi soolestikus õigus elule. Kui on tõestatud, et vedelal veel on kõik võimalused punase planeedi looduses viibida, siis eluvormide otsimise küsimus selles karmis paigas on vaid aja küsimus.
Marsi inimuuringute jaoks kasulikkuse pooldajatele annab kindlustunnet teave Marsi õhu koostise ja astrofüüsikaliste parameetrite kohta, mis on sarnased Maa omadega. Isegi kui planeedi atmosfäär on Maa õhukihi koostisest kaugel, võime rääkida suhteliselt vastuvõetavatest tingimustest. Väga õhuke atmosfäär ei sisenda optimismi, kuid on mingil määral parem kui pilt, mida näeme Merkuuril või kuumal Veenusel. Teadlased usuvad, et kliimaparameetrite järgi on ilm Marsil üsna talutav. Tugevad külmad, mille temperatuur on kuni -170 °C polaaraladel, annavad ekvatoriaalpiirkondades teed troopilisele kuumusele. Suvepäevadel ulatub temperatuur +20°C. Talvel ja eriti öösiti võib aga temperatuur langeda -125°C-ni.
Teisisõnu, inimese sobiva tehnilise ja füüsilise ettevalmistusega võib Marsi keskkond olla elamiseks sobiv. Ei tohiks jätta tähelepanuta asjaolu, et sellised kliimatingimused olid kosmilise kataklüsmi tagajärg. Võimalik, et planeedi kauges minevikus oli planeedi kliima soojem ja Marsi elu vohas planeedil. Seda ei saa öelda teiste maapealse rühma planeetide kohta, kus pole absoluutselt vihjet elu tekke tingimuste olemasolule.
Täna teadusringkondade kogutud teave annab põhjust pidada Punast planeeti mugavaks hüppelauaks järgnevateks kosmoseuuringuteks. Arvukad teadlaste tööd, automaatsondide lennud planeedile ja kulgurite toimetamine Marsile on võimaldanud saada palju kasulikku teavet. Nüüd teame Marsi pinnasest peaaegu kõike ja meil on ettekujutus kõige rängematest tolmutormidest. Teadlased on saanud üksikasjalikke pilte peaaegu kogu planeedi pinnast, sealhulgas põhja- ja lõunapooluse mütsist. Jääb üle vaid tonnide viisi saadud teavet töödelda ja teha vastavad järeldused.
Planeedi lühikirjeldus ja omadused
Akadeemilise teaduse seisukohalt on Marss selgelt määratletud maapealne planeet. Planeedi veidi piklik orbiit asub Päikesest 1,5 korda kaugemal kui Maa orbiit. Periheelis eemaldub Marss meie tähest 250 miljoni km kaugusele ja afeelis on planeet Marss Päikesest 207 miljoni km kaugusel. Punane planeet on poole väiksem kui meie Maa. Neljanda planeedi läbimõõt on 6779 km versus 12742 km. Maa läbimõõt.
Kui Marss on Maast vaid poole väiksem, siis massi poolest on Punane planeet meie sinisest kaunitarist kümme korda kergem, 6,39E23 kg versus 5,972E24 kg. Vastavalt sellele on meie naabri vabalangemise kiirendus vaid 3,72 m/s2 versus 9,807 m/s2. Vaatamata miniatuursele suurusele on planeedi topograafia üsna mitmekesine. Punane planeet sisaldab mägesid ja orge, suuri lohke, sügavaid kanjoneid ja isegi Kuu moodustistele sarnaseid meteoriidikraatreid. Meie naabri pinnalt on avastatud kustunud vulkaanid, mis viitavad Marsi tormilisele noorusele. Siin asub Päikesesüsteemi kõrgeim vulkaan Olümpose mägi. Selle tipp puudutab Marsi taevast, ulatudes 26 kilomeetri kõrgusele. Sellel kustunud vulkaanil on rekord, mis on 2,5 korda kõrgem kui Mauna Kea vulkaan.
Vaatamata vaheldusrikkale maastikule on maastik Marsil aga üsna igav ja üksluine. Mäeahelikud annavad teed lõpututele kivikõrbetele. Heledaid alasid planeedi pinnal nimetatakse tavaliselt mandriteks, tumedaid piirkondi aga Marsi meredeks. Need Marsi reljeefi elemendid hõivavad enam kui 70% Marsi lõunapoolkera pindalast.
Kogu Marsi pinna monotoonsusega on planeedil oma eripära. Mõlemad Marsi poolkerad erinevad oluliselt nii morfoloogiliste omaduste kui ka välismõjude intensiivsuse poolest. Põhjapoolkeral domineerivad reljeefil orud ja siledad tasandikud, kuigi planeedi enda pind on selles osas alla keskmise. Lõunapoolkeral domineerivad meteoriidikraatrid ja pind ise on kõrgem. See asjaolu seletab mingil määral iidsetel aegadel liikunud tektooniliste plaatide olemasolu. Tuima Marsi maastikku muudavad heledamaks vaid planeedi põhja- ja lõunapoolusel paiknevad polaarkübarad.
Nagu kõigil maapealsetel planeetidel, on ka Marsil klassikaline struktuur:
- maakoor, 100 km paksusest poolustel kuni 8 km paksuseni ekvatoriaalpiirkonnas Hellase basseini piirkonnas;
- poolvedelatest kivimitest koosnev vahekiht;
- silikaatmantel paksusega 1300-1500 km;
- 2960 km läbimõõduga raudsüdamik, mis on pooleldi vedel.
Punasel planeedil on oma atmosfäär. Süsinikdioksiid võtab selle koostises peamise koha. Vähemal määral sisaldab planeedi õhumass lämmastikku, vesinikku ja hapnikku. Veeauru kättesaadavus on väga piiratud. Tugeva hõrenemise tõttu on atmosfäärirõhk Marsil 150 korda väiksem kui rõhk Maal, vaid 6,1 millibaari. Planeeti ümbritseva gaasikesta paksus on 110 km.
Planeedi kohta käiva füüsikalise info hindamisel tasub tähelepanu pöörata Marsi astrofüüsikalistele parameetritele, mis on paljuski sarnased Maa parameetritega. Neljas planeet teeb täieliku pöörde ümber meie tähe 687 Maa päevaga. Samal ajal on punase planeedi pöörlemiskiirus ümber oma telje peaaegu võrdne Maa pöörlemiskiirusega - 24 tundi ja 37 minutit. Teisisõnu, aeg planeedil näeb välja sama, mis Maal. Tänu kaldenurgale ja pöörlemiskiirusele on Marsil aastaaegade vaheldumine, mis on teiste päikesesüsteemi planeetide puhul üsna haruldane nähtus. Aastaaegade pikkus meie naabri pinnal on erinev. Põhjapoolkeral kestab suvi 177 Marsi päeva, lõunapoolkeral aga 21 päeva lühem.
Marsi uurimise lühikirjeldus ja olemus
Alates esimestest lendudest kosmosesse pole inimene loobunud katsetest alustada naaberplaneetide uurimist. Esimesena läks Punasele planeedile Ameerika kosmosesond Mariner 4, mis esimest korda pildistas Marsi lähedalt planeedist mööda lendamas. Edasised missioonid olid põhjalikumad ja rakendusliku iseloomuga. Neljandale planeedile jõudnud Ameerika sond Mariner 9 sai selle esimeseks tehissatelliitiks. 1971. aastal sooritas Nõukogude kosmoseaparaat Mars-3 esimese maandumise Marsile. Vaatamata edukale maandumisele elas Nõukogude aparaat vastu vaid 14 sekundit. Hilisemad katsed Marsile maanduda lõppesid ebaõnnestumisega.
Vaid Ameerika kosmoseaparaat Viking 1 suutis taaskord teha planeedile pehme maandumise ja anda inimestele esimesed fotod Marsi pinnast. Samal ekspeditsioonil võttis aparaat esimest korda proove Marsi pinnasest ja saadi andmed pinnase koostise kohta. Seejärel saadeti neljandale planeedile kadestamisväärse regulaarsusega Nõukogude ja Ameerika kosmoseaparaadid ning erinevate riikide, sealhulgas Hiina, Jaapani ja Euroopa Ühenduse kosmoseagentuuride automaatsed sondid. Järgmise 45 aasta jooksul pärast Mariner 4 esimest lendu Marsi suunas korraldati Maalt 48 ekspeditsiooni Punasele planeedile. Sellest arvust peaaegu pooled missioonid lõppesid ebaõnnestumisega.
Täna jätkavad planeedi uurimist järgmised seadmed:
- Marsi orbitaalsatelliit - Ameerika aparaat "Mars-Odyssey";
- planeedi orbiidilt Euroopa Kosmoseagentuuri automaatsond “Mars Express”;
- Ameerika Maven orbiit ja sõjaline satelliit;
- India orbitaalsond "Mangalyaan" ning ESA ja Rosskosmose kosmosesond "Trace Gas Orbiter".
Kaks Ameerika kulgurit, Opportunity ja Curiosity, millest on saanud juba legendaarne inimmõtte looming, jätkavad tööd otse planeedil. Arvukad kosmosesondid, automaatsed Marsi jaamad ja kulgurid – kõik see tehnoloogia on teadusringkondade poolt punase planeedi uurimiseks visatud arsenal.
Marsi alalised satelliidid
Vaatamata oma suurusele on Marsil kaks looduslikku satelliiti - Phobos ja Deimos, kolmeteljelised ellipsoidid mõõtmetega vastavalt 26,8 × 22,4 × 18,4 km ja 15 × 12,2 × 10,4 km.
Nende taevakehade täpne päritolu pole teada. Marsi satelliitide suurus ja kuju põhjustavad arvukalt vaidlusi Phobose ja Deimose päritolu erinevate teooriate toetajate seas. Eeldatakse, et need on asteroidid, mille punane planeet püüdis päikesesüsteemi tekke koidikul. Marsi satelliitide materjali tarnijaks peetakse asteroidivööd, mis asub neljanda planeedi ja Jupiteri vahel.
Punase planeedi satelliitide päritolu teise versiooni toetajad kalduvad nende kunstlikule olemusele. Iidne Marsi tsivilisatsioon oleks võinud luua ja käivitada kaks kunstlikult loodud taevakeha.
Kui Maad ja Marsi mõnelt kauguselt vaadelda, ilmneb, et neil on mõned silmatorkavad erinevused. Esimesel juhul on domineerivad valged ja sinised, mis vastavad pilvedele ja ookeanidele, mandrite pruunide varjunditega. Seega on vee olemasolu erinevates olekutes (polaarliustikes tahke, ookeanides ja meredes vedel ning atmosfääris gaasiline) ilmne. Ja vee olemasolu viitab elu olemasolule.
Tegelikult võib isegi tiirlevate satelliitide pealt märgata planeedi intensiivset bioloogilist aktiivsust. Seda võib näha Antarktika merejääl või metsavärvide hooajalistel muutustel.
Maa (esimene täielik foto planeedist Apollo 17-st, Antarktika peal) ja Marss (HST tehtud pilt). Pange tähele, et pildid ei ole mõõtkavas, kuna Marss on meie planeedist oluliselt väiksem (ekvaatori läbimõõdud on vastavalt 12 756,28 ja 6794,4 kilomeetrit).
Punane planeet
Marss on täiesti erinev. Selle pinnal domineerivad erinevad oranžid toonid, mis on põhjustatud kõrgest raudoksiidi sisaldusest. Olenevalt aastaajast ja Punase planeedi asendist Maa suhtes võib üks Marsi poolus olla astronoomidele nähtav, sel juhul annab sellele valge värvuse kuivjää (tahke süsihappegaas). Mitmed viimastel aastatel läbi viidud uuringud on aga teadlastele selgeks teinud, et vesi on olemas ja selle ühendi elutsükli dünaamika planeedil on üsna keeruline.
Marsil on õhuke atmosfäär, mis koosneb peamiselt süsinikdioksiidist (95,32%), lämmastikust (2,7%), argoonist (1,4%) ja hapniku jälgedest (0,13%). Maa atmosfäär koosneb peamiselt lämmastikust (78,1%), hapnikust (20,94%), argoonist (0,93%) ja muutuvas koguses süsihappegaasist (umbes 0,035% ja kasvab kiiresti). Planeetide keskmised temperatuurid on väga erinevad: Marsi puhul -55 kraadi Celsiuse järgi (ºC), miinimumiga -133 ºC ja maksimumiga +27 ºC; ja Maa puhul keskmiselt umbes +15 ºC, mille madalaim temperatuur on -89,4 ºC (mõõdetud Antarktikas, kuigi hiljuti registreeriti satelliidimõõtmistel temperatuur -93,2 ºC) ja maksimumi +58 ºC mõõdeti Liibüas Al Azizis. .
Maa keskmine temperatuur sõltub kasvuhooneefektist, mida põhjustavad atmosfääris leiduvad gaasid, peamiselt süsihappegaas, veeaur, osoon (hapnikumolekulid, millel on kolm hapnikuaatomit kahe asemel, mida me hingame) ja metaan. Vastasel juhul oleks keskmine temperatuur Maal umbes 33 ºC madalam, umbes -18 ºC ja seetõttu oleks vesi suurel osal planeedist tahkes olekus.
Sisemine struktuur
Marsi ja Maa puhul jaguneb nende sisemine struktuur kolmeks hästi eristuvaks piirkonnaks: maakoor, vahevöö ja tuum. Erinevalt Maast on Marsi tuum aga tahke ega loo oma magnetvälja. Samal ajal on Marsil lokaalsed magnetväljad, mis on jäänused globaalsest väljast, mis võis eksisteerida ajal, mil Marsil oli osaliselt vedel tuum. Punase planeedi laamtektoonika virtuaalne puudumine, nagu me seda Maal tunneme, mis põhjustab intensiivset vulkaanilist tegevust ja orogeneesi (mäestiku ehitus), tähendab, et Marsi pinnas on palju vanem kui Maa ookeani põhi ja mandrid. Näiteks lõunapoolkera suur tasandik Hellas Planitia tekkis suure taevakeha mõjul umbes 3900 miljonit aastat tagasi. Maa puhul oleksid tõendid selle ajastu sündmuse kohta ammu tema näost kadunud.
Kahe planeedi kõrgusprofiilide võrdlus näitab, et need on väga erinevad: kui suurem osa Maa mandrilisest maismaast on koondunud põhjapoolkerale, millel puudub ka polaarmandriosa, siis Marsi põhjapoolkeral domineerib suur põhjamadal, asub Marsi nullkõrgusest tuhat meetrit allpool. See asub kõrgusel, kus atmosfäärirõhk on 6,1 millibaari ja on vee kolmikpunkt, kus aine eksisteerib samaaegselt tahkel, vedelal ja gaasilisel kujul. Vee puhul on täpne väärtus 273,16 K (0,01 °C) rõhul 6,1173 millibaari. Seetõttu võiks Marsi kõrguse võrdluspunktist allpool (näiteks Hellas Planitia tasemel) leida vedelat vett, kui seal temperatuur oleks piisavalt kõrge.
Erinevalt sellest, mis see Marsil välja näeb, domineerivad Maa lõunapoolkeral ookeanid ja mered, kuigi meie planeedi topograafiline profiil hõlmab mitmeid maismaamassi, mis tõusevad merepinnast märkimisväärsele kõrgusele (näiteks Antarktika platoo). Olukord Marsil on ühtlasem. Suurim erinevus planeetide vahel seisneb selles, et suur hulk tahket vett on koondunud Maa lõunapoolusele. Selle pindala on suvel umbes 14 miljonit ruutkilomeetrit, kuid koos merejääga võib see kasvada 30 miljonini. Marsi Antarktika saavutatud suurus on palju väiksem - umbes 140 000 ruutkilomeetrit ja selle koostis on väga erinev Maa omast. Nagu varem mainitud, domineerib seal kuivjää.
On uudishimulik, et meie Antarktikas leiame Marsiga lähedasi sarnasusi, nimelt madala temperatuuri ja madala õhuniiskuse olemasolu. See viitab rannikule väga lähedal asuvale McMurdo oru süsteemile, millel võib olla Marsil geoloogilisi vasteid.
Kas Marsil on elu?
Lahtiseks jääb küsimus, kas Marsil on elu või mitte või kas seal on kunagi toimunud bioloogiline aktiivsus. Mõned uuringud viitavad sellele, et Marsi pinnas on elu arendamiseks liiga soolane. Kuid meie planeedil on palju näiteid elusolenditest, kes arenevad selgelt vaenulikes tingimustes. Neid tuntakse kui.
McMurdo org Antarktikas, ranniku lähedal. See süsteem on üldiselt lumevaba ja ebatavaliselt kuiv. Seetõttu võib see olla sarnane mõne Marsi piirkonnaga. Allikas: NASA, Terra satelliit ja ASTER instrument. Kosmoselaev Marsil
Mitmed kosmoselaevad on hiljuti edukalt Marsile maandunud. Üks neist oli Phoenix Mars Lander, mis jõudis planeedi pinnale kaugel põhjas 2008. aastal. Tema andmed näitasid teadlastele tasandikku, mis oli kaetud hulknurkse kujuga, mis meenutas Maa sarnastes piirkondades leiduvaid tasandikke. See on igikelts, mis kõvastub ja sulab hooajaliselt, mis näitab vee olemasolu planeedil. Phoenixil olid õiged tööriistad nende struktuuride puurimiseks ja analüüsimiseks, sealhulgas nende keemilise koostise uurimiseks. Ta püüdis kindlaks teha, kas Marsi arktilistel tasandikel on orgaanilisi ühendeid (kuigi mitte tingimata bioloogilisi).
Arktika tasandike võrdlus Marsil (ülal) pildil USA Phoenix Mars Landerilt ja Maalt (Svalbard, Norra, Arktika). Kulgur Curiosity maandus hiljem 2012. aastal Marsi ekvaatori lähedal. See töötab siiani ja on oma töö ajal läbi viinud palju katseid, sealhulgas kivide puurimist.
Igal juhul peame meeles pidama, et vähemalt meie planeedil on elusolendeid (ekstremofiile), mis võivad kasvada tõeliselt hämmastavates tingimustes: happelisest keskkonnast kuni veealuste vulkaaniliste kaldeerideni kõrgel temperatuuril. Sellise koha tüüpiline näide on Rio Tinto ökosüsteem. Kahjuks ei saa välistada, et mõned Punasele planeedile maandunud sondid võisid selle bioloogilise materjaliga saastada.
Mõlemal planeedil on huvitavaid sarnasusi ja suuri erinevusi.
Suurem osa Marsist on veel avastamata ja suure tõenäosusega mitte meie, vaid tulevased maalaste põlvkonnad.
Marss on Päikesest kõige kaugemal neljas planeet ja Päikesesüsteemi suuruselt seitsmes (eelviimane) planeet; Planeedi mass moodustab 10,7% Maa massist. Nime sai Vana-Rooma sõjajumala Marsi järgi, mis vastab Vana-Kreeka Aresele. Marsi nimetatakse mõnikord "punaseks planeediks" selle pinna punaka varjundi tõttu, mille annab raudoksiid.
Marss on haruldase atmosfääriga maapealne planeet (rõhk pinnal on 160 korda väiksem kui Maal). Marsi pinnareljeefi tunnuseid võib pidada kokkupõrkekraatriteks, nagu Kuul, aga ka vulkaanideks, orgudeks, kõrbeteks ja polaarjääkateteks nagu Maal.
Marsil on kaks looduslikku satelliiti - Phobos ja Deimos (tõlkes vanakreeka keelest - "hirm" ja "õudus" - kahe Arese poja nimed, kes teda lahingus saatsid), mis on suhteliselt väikesed (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km läbimõõduga) ja ebakorrapärase kujuga.
Marsi suured opositsioonid, 1830-2035
| aasta | kuupäev | Kaugus, a. e. |
|---|---|---|
| 1830 | 19. september | 0,388 |
| 1845 | 18. august | 0,373 |
| 1860 | 17. juuli | 0,393 |
| 1877 | 5. september | 0,377 |
| 1892 | 4. august | 0,378 |
| 1909 | 24. september | 0,392 |
| 1924 | 23. august | 0,373 |
| 1939 | 23. juuli | 0,390 |
| 1956 | 10. september | 0,379 |
| 1971 | 10. august | 0,378 |
| 1988 | 22. september | 0,394 |
| 2003 | 28. august | 0,373 |
| 2018 | 27. juuli | 0,386 |
| 2035 | 15. september | 0,382 |
Marss on Päikesest kõige kaugemal neljas ( Merkuuri, Veenuse ja Maa järel) ning suuruselt seitsmes (ületab ainult Merkuuri massi ja läbimõõduga) Päikesesüsteemi planeet. Marsi mass moodustab 10,7% Maa massist (6,423 1023 kg versus Maa 5,9736 1024 kg), selle ruumala on 0,15 Maa oma ja keskmine joondiameeter on 0,53 Maa läbimõõt (6800 km). ).
Marsi topograafial on palju ainulaadseid jooni. Marsi kustunud vulkaan Mount Olympus on Päikesesüsteemi kõrgeim mägi ja Valles Marineris on suurim kanjon. Lisaks esitasid 2008. aasta juunis kolm ajakirjas Nature avaldatud artiklit tõendeid Päikesesüsteemi suurima teadaoleva löögikraatri kohta Marsi põhjapoolkeral. Selle pikkus on 10 600 km ja laius 8500 km, mis on umbes neli korda suurem kui suurim, varem samuti Marsi lõunapooluse lähedalt avastatud kraater.
Lisaks sarnasele pinnatopograafiale on Marsil Maa omaga sarnane pöörlemisperiood ja hooajalised tsüklid, kuid selle kliima on palju külmem ja kuivem kui Maal.
Kuni kosmoselaeva Mariner 4 esimese möödalennuni Marsist 1965. aastal uskusid paljud teadlased, et selle pinnal on vedel vesi. See arvamus põhines vaatlustel perioodiliste muutuste kohta heledates ja pimedates piirkondades, eriti polaarsetel laiuskraadidel, mis sarnanesid kontinentide ja meredega. Mõned vaatlejad on tõlgendanud Marsi pinnal olevaid tumedaid sooni vedela vee kastmiskanalitena. Hiljem tõestati, et need sooned olid optiline illusioon.
Madala rõhu tõttu ei saa vesi Marsi pinnal vedelas olekus eksisteerida, kuid tõenäoliselt olid varem tingimused teistsugused ja seetõttu ei saa välistada ka primitiivse elu olemasolu planeedil. 31. juulil 2008 avastas NASA kosmoselaev Phoenix Marsil jäävee.
2009. aasta veebruaris oli Marsi ümber tiirleval orbiidi uurimise tähtkujul kolm töökorras kosmoseaparaati: Mars Odyssey, Mars Express ja Mars Reconnaissance Satellite, rohkem kui ühegi teise planeedi ümber peale Maa.
Marsi pinda on praegu uurinud kaks kulgurit: Spirit ja Opportunity. Marsi pinnal on ka mitu passiivset maandurit ja kulgurit, mis on uurimise lõpetanud.
Nende kogutud geoloogilised andmed viitavad sellele, et suurem osa Marsi pinnast oli varem kaetud veega. Viimase kümnendi vaatlused on näidanud geisrite nõrka aktiivsust mõnes kohas Marsi pinnal. Kosmoselaeva Mars Global Surveyor tehtud vaatluste kohaselt taanduvad osad Marsi lõunapoolsest polaarkübarast järk-järgult.
Marsi on Maalt näha palja silmaga. Selle näiv suurusjärk ulatub 2,91 meetrini (Maale lähimal lähenemisel), heleduse poolest teisel kohal pärast Jupiterit (ja mitte alati suure opositsiooni ajal) ja Veenust (aga ainult hommikul või õhtul). Tavaliselt on suure opositsiooni ajal oranž Marss Maa öötaeva eredaim objekt, kuid seda juhtub vaid kord 15–17 aasta jooksul ühe kuni kahe nädala jooksul.
Orbiidi omadused
Minimaalne kaugus Marsist Maani on 55,76 miljonit km (kui Maa on täpselt Päikese ja Marsi vahel), maksimaalne on umbes 401 miljonit km (kui Päike on täpselt Maa ja Marsi vahel).
Keskmine kaugus Marsist Päikeseni on 228 miljonit km (1,52 AU) ja pöördeperiood ümber Päikese on 687 Maa päeva. Marsi orbiidil on üsna märgatav ekstsentrilisus (0,0934), seega on kaugus Päikesest vahemikus 206,6–249,2 miljonit km. Marsi orbiidi kalle on 1,85°.
Marss on Maale kõige lähemal opositsiooni ajal, kui planeet on Päikesele vastassuunas. Vastandumisi korratakse iga 26 kuu tagant Marsi ja Maa orbiidi erinevates punktides. Kuid kord 15-17 aasta jooksul tekivad vastasseisud ajal, mil Marss on oma periheeli lähedal; Nende nn suurte vastasseisude juures (viimane oli 2003. aasta augustis) on kaugus planeedist minimaalne ja Marss saavutab oma suurima nurga 25,1 tolli ja heleduse 2,88 m.
füüsilised omadused
Maa (keskmine raadius 6371 km) ja Marsi (keskmine raadius 3386,2 km) suuruste võrdlus
Lineaarse suuruse poolest on Marss peaaegu poole väiksem kui Maa – selle ekvaatori raadius on 3396,9 km (53,2% Maa omast). Marsi pindala on ligikaudu võrdne Maa pindalaga.
Marsi polaarraadius on ligikaudu 20 km väiksem kui ekvatoriaalraadius, kuigi planeedi pöörlemisperiood on pikem kui Maa oma, mis annab alust oletada, et Marsi pöörlemiskiirus ajas muutub.
Planeedi mass on 6,418·1023 kg (11% Maa massist). Gravitatsioonikiirendus ekvaatoril on 3,711 m/s (0,378 Maa); esimene põgenemiskiirus on 3,6 km/s ja teine 5,027 km/s.
Planeedi pöörlemisperiood on 24 tundi 37 minutit 22,7 sekundit. Seega koosneb Marsi aasta 668,6 Marsi päikesepäevast (nimetatakse solideks).
Marss pöörleb ümber oma telje, kaldudes orbitaaltasandiga risti 24°56° nurga all. Marsi pöörlemistelje kalle põhjustab aastaaegade muutumise. Samal ajal toob orbiidi pikenemine kaasa suuri erinevusi nende kestuses - näiteks põhjapoolne kevad ja suvi kestavad kokku 371 sooli ehk märgatavalt üle poole Marsi aastast. Samal ajal esinevad need Marsi orbiidi Päikesest kaugel asuvas osas. Seetõttu on põhjasuvi Marsil pikk ja jahe ning lõunapoolne suvi lühike ja kuum.
Atmosfäär ja kliima
Marsi atmosfäär, foto Vikingi orbiidist, 1976. Vasakul on näha Halle "naeratuse kraater"
Temperatuur planeedil on talvel -153 poolustel kuni üle 20 °C ekvaatoril keskpäeval. Keskmine temperatuur on -50°C.
Peamiselt süsinikdioksiidist koosnev Marsi atmosfäär on väga õhuke. Rõhk Marsi pinnal on 160 korda väiksem kui Maal – 6,1 mbar keskmisel pinnatasemel. Marsi kõrguste suure erinevuse tõttu on rõhk pinnal väga erinev. Atmosfääri ligikaudne paksus on 110 km.
NASA (2004) andmetel koosneb Marsi atmosfäär 95,32% ulatuses süsinikdioksiidist; sisaldab ka 2,7% lämmastikku, 1,6% argooni, 0,13% hapnikku, 210 ppm veeauru, 0,08% süsinikmonooksiidi, lämmastikoksiidi (NO) - 100 ppm, neooni (Ne) - 2, 5 ppm, poolraske vesi vesinik- deuteerium-hapnik (HDO) 0,85 ppm, krüptoon (Kr) 0,3 ppm, ksenoon (Xe) - 0,08 ppm.
Vikingi maanduri (1976) andmetel määrati Marsi atmosfääris umbes 1-2% argooni, 2-3% lämmastikku ja 95% süsinikdioksiidi. Satelliidi Mars-2 ja Mars-3 andmetel on ionosfääri alumine piir 80 km kõrgusel, maksimaalne elektronide kontsentratsioon 1,7 105 elektroni/cm3 asub 138 km kõrgusel, teine kaks maksimumi asuvad 85 ja 107 km kõrgustel.
Atmosfääri raadiovalgustus raadiolainetel 8 ja 32 cm Mars-4 AMS-i poolt 10. veebruaril 1974 näitas Marsi öise ionosfääri olemasolu peamise ionisatsiooni maksimumiga 110 km kõrgusel ja elektronide kontsentratsiooniga 4,6 × 103 elektroni/cm3, samuti sekundaarsed maksimumid 65 ja 185 km kõrgusel.
Atmosfääri rõhk
NASA 2004. aasta andmetel on õhurõhk keskmise raadiuse juures 6,36 mb. Tihedus pinnal ~0,020 kg/m3, atmosfääri kogumass ~2,5·1016 kg.
Atmosfäärirõhu muutused Marsil olenevalt kellaajast, registreeritud Marsi Pathfinderi maanduriga 1997. aastal.
Erinevalt Maast on Marsi atmosfääri mass aastaringselt väga erinev süsinikdioksiidi sisaldavate polaarmütside sulamise ja külmumise tõttu. Talvel külmub 20-30 protsenti kogu atmosfäärist süsinikdioksiidist koosneval polaarkorgil. Erinevate allikate kohaselt on hooajalised rõhulangud järgmised väärtused:
NASA andmetel (2004): 4,0–8,7 mbar keskmise raadiuse juures;
Encarta (2000) järgi: 6 kuni 10 mbar;
Zubrini ja Wagneri (1996) järgi: 7 kuni 10 mbar;
Viking 1 maanduri järgi: 6,9–9 mbar;
Mars Pathfinderi maanduri järgi: alates 6,7 mbar.
Hellase löögibassein on Marsi sügavaim koht, kus on kõrgeim õhurõhk
Sondi Mars-6 maandumiskohas Erütra meres registreeriti 6,1 millibaarine pinnarõhk, mida tollal peeti planeedi keskmiseks rõhuks ning sellelt tasemelt lepiti kokku arvutada kõrgused ja sügavused. Marsil. Selle aparaadi andmetel, mis on saadud laskumisel, asub tropopaus ligikaudu 30 km kõrgusel, kus rõhk on 5·10-7 g/cm3 (nagu Maal 57 km kõrgusel).
Hellase (Marsi) piirkond on nii sügav, et atmosfäärirõhk ulatub umbes 12,4 millibaarini, mis on üle vee kolmikpunkti (~6,1 mb) ja alla keemistemperatuuri. Piisavalt kõrgel temperatuuril võiks vesi seal vedelas olekus eksisteerida; sellel rõhul aga vesi keeb ja muutub auruks juba +10 °C juures.
Kõrgeima, 27 km kõrguse Olümpose vulkaani tipus võib rõhk olla vahemikus 0,5–1 mbar (Zurek 1992).
Enne maandumismoodulite maandumist Marsi pinnale mõõdeti rõhku Mariner 4, Mariner 6 ja Mariner 7 sondide raadiosignaalide nõrgenemise tõttu, kui need sisenesid Marsi kettale – 6,5 ± 2,0 mb keskmisel pinnatasemel, mis on 160 korda vähem kui Maal; sama tulemust näitasid kosmoseaparaadi Mars-3 spektraalvaatlused. Veelgi enam, keskmisest tasemest madalamal asuvates piirkondades (näiteks Marsi Amazonases) ulatub rõhk nende mõõtmiste kohaselt 12 mb-ni.
Alates 1930. aastatest. Nõukogude astronoomid püüdsid atmosfäärirõhku määrata fotograafilise fotomeetria meetoditega - heleduse jaotuse abil piki ketta läbimõõtu erinevates valguslainete vahemikes. Sel eesmärgil tegid prantsuse teadlased B. Liot ja O. Dollfus Marsi atmosfääri poolt hajutatud valguse polarisatsiooni vaatlusi. Ameerika astronoom J. de Vaucouleurs avaldas 1951. aastal kokkuvõtte optilistest vaatlustest ja need said rõhuks 85 mb, mis on atmosfääritolmu häirete tõttu peaaegu 15 korda üle hinnatud.
Kliima
2. märtsil 2004 Opportunity roveri poolt tehtud mikroskoopiline foto 1,3 cm hematiidisõlmest näitab vedela vee olemasolu.
Kliima, nagu Maalgi, on hooajaline. Külmal aastaajal võib pinnale tekkida kerge härmatis ka väljaspool polaarmütse. Phoenixi aparaat registreeris lumesadu, kuid lumehelbed aurustusid enne pinnale jõudmist.
NASA (2004) andmetel on keskmine temperatuur ~210 K (-63 °C). Viikingi maandurite andmetel on ööpäevane temperatuurivahemik 184 K kuni 242 K (-89 kuni -31 °C) (Viking-1) ja tuule kiirus: 2-7 m/s (suvel), 5-10 m. /s (sügis), 17-30 m/s (tolmutorm).
Marss-6 maandumissondi andmetel on Marsi troposfääri keskmine temperatuur 228 K, troposfääris langeb temperatuur keskmiselt 2,5 kraadi kilomeetri kohta ning tropopausi kohal (30 km) paiknevas stratosfääris on peaaegu konstantne temperatuur 144 K.
Carl Sagani keskuse teadlaste sõnul on viimastel aastakümnetel Marsil toimunud soojenemisprotsess. Teised eksperdid usuvad, et selliseid järeldusi on veel vara teha.
On tõendeid, et varem võis atmosfäär olla tihedam ning kliima soe ja niiske ning Marsi pinnal oli vedelat vett ja vihma. Selle hüpoteesi tõestuseks on meteoriidi ALH 84001 analüüs, mis näitas, et umbes 4 miljardit aastat tagasi oli Marsi temperatuur 18 ± 4 °C.
Tolmukuradid
Tolmukuradid pildistas Opportunity rover 15. mail 2005. Numbrid alumises vasakus nurgas näitavad aega sekundites esimesest kaadrist.
Alates 1970. aastatest. Vikingi programmi, aga ka Opportunity kulguri ja teiste sõidukite raames jäädvustati arvukalt tolmukuradiid. Need on õhukeerised, mis tekivad planeedi pinna lähedal ja tõstavad õhku suurel hulgal liiva ja tolmu. Maal täheldatakse sageli keerise (ingliskeelsetes riikides nimetatakse neid tolmukuraditeks), kuid Marsil võivad need ulatuda palju suuremate mõõtmeteni: 10 korda kõrgemad ja 50 korda laiemad kui Maal. 2005. aasta märtsis puhastas keeristorm Spiriti kulguri päikesepaneelid.
Pind
Kaks kolmandikku Marsi pinnast on hõivatud heledate aladega, mida nimetatakse mandriteks, umbes kolmandiku moodustavad tumedad alad, mida nimetatakse meredeks. Mered on koondunud peamiselt planeedi lõunapoolkerale, 10–40° laiuskraadi vahele. Põhjapoolkeral on ainult kaks suurt merd - Acidalia ja Greater Syrtis.
Tumedate alade olemus on endiselt vaieldav. Need püsivad hoolimata Marsil möllavatest tolmutormidest. Omal ajal toetas see oletust, et tumedad alad on kaetud taimestikuga. Nüüd arvatakse, et need on lihtsalt alad, kust nende topograafia tõttu on tolm kergesti ära puhutav. Suuremahulised pildid näitavad, et tegelikult koosnevad tumedad alad tumedate triipude ja täppide rühmadest, mis on seotud kraatrite, küngaste ja muude tuulte teel esinevate takistustega. Nende suuruse ja kuju hooajalised ja pikaajalised muutused on ilmselt seotud valguse ja tumeainega kaetud pindalade suhte muutumisega.
Marsi poolkerad erinevad oma pinna olemuse poolest üsna palju. Lõunapoolkeral on pind 1-2 km üle keskmise ja tihedalt täis kraatreid. See Marsi osa meenutab Kuu mandreid. Põhjas on suurem osa pinnast alla keskmise, kraatreid on vähe ja suurem osa on suhteliselt siledad tasandikud, mis on tõenäoliselt tekkinud laava üleujutusest ja erosioonist. See poolkerakujuline erinevus jääb arutelu teemaks. Poolkerade vaheline piir kulgeb ligikaudu suurel ringil, mis on ekvaatori suhtes 30° kaldu. Piir on lai ja ebakorrapärane ning moodustab põhjasuunalise kalde. Mööda seda on Marsi pinna kõige erodeeritumad alad.
Poolkera asümmeetria selgitamiseks on esitatud kaks alternatiivset hüpoteesi. Neist ühe sõnul liikusid litosfääri plaadid varases geoloogilises staadiumis (võib-olla kogemata) ühte poolkera, nagu Pangea mandril Maal, ja seejärel "külmusid" selles asendis. Teine hüpotees viitab Marsi ja Pluuto suuruse kosmilise keha kokkupõrkele.
Marsi topograafiline kaart vastavalt Mars Global Surveyorile, 1999.
Kraatrite suur arv lõunapoolkeral viitab sellele, et siinne pind on iidne – 3-4 miljardit aastat vana. Kraatreid on mitut tüüpi: suured lamedapõhjalised, Kuuga sarnased väiksemad ja nooremad kausikujulised kraatrid, ääristatud kraatrid ja kõrgendatud kraatrid. Viimased kaks tüüpi on Marsile ainulaadsed – ääristatud kraatrid tekkisid seal, kus vedeliku väljapaiskumine voolas üle pinna, ja kõrgendatud kraatrid, kus kraatri väljapaiskumise tekk kaitses pinda tuuleerosiooni eest. Suurim löögi päritolu tunnus on Hellase tasandik (läbimõõduga umbes 2100 km).
Poolkera piiri lähedal asuvas kaootilises maastikus tekkisid suured murdumis- ja kokkusurumisalad, millele mõnikord järgnes erosioon (maalihke või põhjavee katastroofilise vabanemise tõttu), aga ka vedela laava üleujutus. Kaootilised maastikud asuvad sageli vee poolt läbi lõigatud suurte kanalite ees. Kõige vastuvõetavam hüpotees nende ühiseks tekkeks on maa-aluse jää järsk sulamine.
Valles Marineris Marsil
Põhjapoolkeral on lisaks tohututele vulkaanilistele tasandikele kaks suurte vulkaanide ala – Tharsis ja Elysium. Tharsis on 2000 km pikkune suur vulkaaniline tasandik, mis ulatub keskmisest tasemest 10 km kõrgusele. Sellel on kolm suurt kilpvulkaani - Arsia mägi, Pavlina mägi ja Askriani mägi. Tharsise serval asub Olümpose mägi, mis on Marsi ja Päikesesüsteemi kõrgeim mägi. Olympus ulatub aluse suhtes 27 km kõrgusele ja Marsi keskmise pinnataseme suhtes 25 km kõrgusele ning katab 550 km läbimõõduga ala, mida ümbritsevad kaljud, mis ulatuvad kohati 7 km kõrguseni. Olümpose maht on 10 korda suurem kui Maa suurima vulkaani Mauna Kea maht. Siin asuvad ka mitmed väiksemad vulkaanid. Elysium – kuni kuue kilomeetri kõrgusel keskmisest kõrgem, kus on kolm vulkaani – Hecate's Dome, Mount Elysium ja Albor Dome.
Teistel andmetel (Faure ja Mensing, 2007) on Olympuse kõrgus 21 287 meetrit maapinnast ja 18 kilomeetrit ümbritsevast alast ning aluse läbimõõt on ligikaudu 600 km. Baasi pindala on 282 600 km2. Kaldeera (vulkaani keskel asuv lohk) on 70 km lai ja 3 km sügav.
Tharsise tõusu läbivad ka paljud tektoonilised rikked, sageli väga keerulised ja ulatuslikud. Suurim neist, Valles Marineris, ulatub laiuskraadis peaaegu 4000 km (veerand planeedi ümbermõõdust), ulatudes laiuseni 600 ja sügavuseni 7-10 km; See rike on suuruselt võrreldav Ida-Aafrika lõhega Maal. Päikesesüsteemi suurimad maalihked toimuvad selle järskudel nõlvadel. Valles Marineris on suurim teadaolev kanjon Päikesesüsteemis. Kosmoselaeva Mariner 9 poolt 1971. aastal avastatud kanjon võib katta kogu USA ookeanist ookeanini.
Victoria kraatri panoraam, mis on jäädvustatud kulguri Opportunity poolt. Seda filmiti kolme nädala jooksul, 16. oktoobrist 6. novembrini 2006.
Panoraam Marsi pinnalt Husband Hilli piirkonnas, tehtud kulguriga Spirit 23.-28.11.2005.
Jää- ja polaarmütsid
Põhjapolaarkübar suvel, foto Mars Global Surveyor. Vasakpoolset korki läbiv pikk ja lai viga on põhjamurd
Marsi välimus on olenevalt aastaajast väga erinev. Esiteks torkavad silma muutused polaarjäämütsides. Need vahavad ja kahanevad, luues Marsi atmosfääris ja pinnal hooajalisi mustreid. Lõunapoolne kübar võib ulatuda 50° laiuskraadini, põhjapoolne ka 50°. Põhjapolaarkübara püsiva osa läbimõõt on 1000 km. Kui ühe poolkera polaarkübar kevadel taandub, hakkavad planeedi pinna tunnused tumenema.
Polaarmütsid koosnevad kahest komponendist: hooajaline - süsinikdioksiid ja ilmalik - vesijää. Mars Expressi satelliidi andmetel võib korkide paksus olla vahemikus 1 m kuni 3,7 km. Mars Odyssey sond avastas Marsi lõunapolaarkübaralt aktiivsed geiserid. NASA ekspertide sõnul paiskuvad kevadise soojenemisega süsihappegaasi joad kõrgele, viies endaga kaasa tolmu ja liiva.
Fotod Marsist, millel on näha tolmutormi. juuni - september 2001
Polaarmütside kevadine sulamine toob kaasa atmosfäärirõhu järsu tõusu ja suurte gaasimasside liikumise vastaspoolkerale. Puhuvate tuulte kiirus on sel juhul 10-40 m/s, kohati kuni 100 m/s. Tuul tõstab pinnalt suures koguses tolmu, mis põhjustab tolmutorme. Tugevad tolmutormid varjavad planeedi pinna peaaegu täielikult. Tolmutormid mõjutavad märgatavalt temperatuuri jaotumist Marsi atmosfääris.
1784. aastal juhtis astronoom W. Herschel tähelepanu polaarmütside suuruse hooajalistele muutustele analoogia põhjal jää sulamise ja jäätumisega Maa polaaraladel. 1860. aastatel. Prantsuse astronoom E. Lie täheldas sulamisallika polaarkübara ümber tumenemislainet, mida seejärel tõlgendati sulavee leviku ja taimestiku kasvu hüpoteesiga. Spektromeetrilised mõõtmised, mis viidi läbi 20. sajandi alguses. W. Sliferi tehtud Lovelli observatooriumis Flagstaffis ei näidanud aga maismaataimede rohelise pigmendi klorofülli joone olemasolu.
Mariner 7 fotode põhjal oli võimalik kindlaks teha, et polaarjäämütsid on mitme meetri paksused ning mõõdetud temperatuur 115 K (-158 °C) kinnitas võimalust, et see koosneb külmunud süsihappegaasist – “kuivast jääst”.
Marsi lõunapooluse lähedal asuv mägi, mida nimetatakse Mitchelli mägedeks, näeb polaarkübara sulamisel välja nagu valge saar, kuna mägede liustikud sulavad hiljem, sealhulgas Maal.
Marsi luuresatelliidi andmed võimaldasid tuvastada mägede jalamil kiviste kihtide all märkimisväärset jääkihti. Sadade meetrite paksune liustik katab tuhandete ruutkilomeetrite suuruse ala ja selle edasine uurimine võib anda teavet Marsi kliima ajaloo kohta.
"Jõe" sängid ja muud omadused
Marsil on palju geoloogilisi moodustisi, mis meenutavad veeerosiooni, eriti kuivad jõesängid. Ühe hüpoteesi kohaselt võisid need kanalid tekkida lühiajaliste katastroofiliste sündmuste tagajärjel ega ole tõendiks jõesüsteemi pikaajalisest eksisteerimisest. Hiljutised tõendid viitavad aga sellele, et jõed voolasid geoloogiliselt olulistel ajaperioodidel. Eelkõige avastati ümberpööratud kanalid (st kanalid, mis on üles tõstetud ümbritsevast piirkonnast). Maal tekivad sellised moodustised tiheda põhjasetete pikaajalise kuhjumise tõttu, millele järgneb ümbritsevate kivimite kuivamine ja murenemine. Lisaks on tõendeid jõe delta kanalite nihkumisest, kui pind järk-järgult tõuseb.
Edelapoolkeral, Eberswalde kraatris, avastati jõe delta, mille pindala on umbes 115 km2. Delta välja uhunud jõgi oli üle 60 km pikk.
NASA marsikulgurite Spirit ja Opportunity andmed viitavad ka vee olemasolule minevikus (leiti mineraale, mis võisid tekkida vaid pikaajalise veega kokkupuute tagajärjel). Phoenixi aparaat avastas jääladestused otse maa sees.
Lisaks avastati mäenõlvadelt tumedad triibud, mis viitavad vedela soolase vee ilmumisele pinnale uusajal. Need ilmuvad varsti pärast suve algust ja kaovad talveks, "vooguvad" ümber erinevate takistuste, ühinevad ja lahknevad. "Raske on ette kujutada, et sellised struktuurid võisid tekkida millestki muust kui vedelikuvoogudest," ütles NASA teadlane Richard Zurek.
Tharsise vulkaanilisel kõrgustikul on avastatud mitu ebatavalist sügavat kaevu. 2007. aastal tehtud Marsi luuresatelliidi pildi järgi otsustades on ühe neist läbimõõt 150 meetrit ja seina valgustatud osa sügavus ei ületa 178 meetrit. Nende moodustiste vulkaanilise päritolu kohta on püstitatud hüpotees.
Kruntimine
Marsi pinnase pinnakihi elementaarne koostis ei ole maandujate andmetel erinevates kohtades ühesugune. Mulla põhikomponendiks on ränidioksiid (20-25%), mis sisaldab raudoksiidi hüdraatide lisandit (kuni 15%), andes mullale punaka värvuse. Seal on märkimisväärseid väävli-, kaltsiumi-, alumiiniumi-, magneesiumi- ja naatriumiühendite lisandeid (mõlemale paar protsenti).
NASA sondi Phoenix (maandudes Marsile 25. mail 2008) andmetel on Marsi muldade pH suhe ja mõned muud parameetrid lähedased Maa omadele ning teoreetiliselt oleks võimalik seal taimi kasvatada. "Tegelikult avastasime, et Marsi pinnas vastab nõuetele ja sisaldab ka vajalikke elemente elu tekkeks ja säilimiseks nii minevikus, olevikus kui ka tulevikus," ütles projekti juhtivkeemik Sam Coonaves. Samuti leiavad paljud seda leeliselist mulda tema sõnul “oma tagaaiast”, mis on spargli kasvatamiseks igati sobiv.
Samuti on maandumiskohas maa sees märkimisväärne kogus vesijääd. Mars Odyssey orbiit avastas ka, et punase planeedi pinna all on vesijää ladestusi. Hiljem kinnitasid seda oletust ka teised seadmed, kuid lõplikult lahenes küsimus vee olemasolust Marsil 2008. aastal, kui planeedi põhjapooluse lähedale maandunud sond Phoenix sai Marsi pinnasest vett.
Geoloogia ja sisemine struktuur
Varem liikusid Marsil, nagu ka Maal, litosfääri plaadid. Seda kinnitavad nii Marsi magnetvälja omadused, mõne vulkaani asukohad, näiteks Tharsise provintsis, kui ka Valles Marinerise kuju. Praegune olukord, kus vulkaanid võivad eksisteerida palju kauem kui Maal ja jõuda hiiglaslike mõõtmeteni, viitab sellele, et praegu see liikumine pigem puudub. Seda toetab tõsiasi, et kilpvulkaanid kasvavad pika aja jooksul ühest ja samast ventilatsiooniavast korduvate pursete tulemusena. Maal muutsid litosfääri plaatide liikumise tõttu vulkaanilised punktid pidevalt oma asukohta, mis piiras kilpvulkaanide kasvu ja võib-olla ei võimaldanud neil jõuda kõrgustesse nagu Marsil. Teisalt võib vulkaanide maksimaalse kõrguse erinevus olla seletatav sellega, et Marsi väiksema gravitatsiooni tõttu on võimalik ehitada kõrgemaid struktuure, mis oma raskuse all kokku ei kukuks.
Marsi ja teiste maapealsete planeetide ehituse võrdlus
Marsi siseehituse praegused mudelid viitavad sellele, et Marss koosneb maakoorest, mille keskmine paksus on 50 km (ja maksimaalne paksus kuni 130 km), silikaatmantlist paksusega 1800 km ja tuumast raadiusega 1480 km. Tihedus planeedi keskmes peaks ulatuma 8,5 g/cm2. Tuum on osaliselt vedel ja koosneb peamiselt rauast 14-17% (massi järgi) väävlilisandiga ning kergete elementide sisaldus on kaks korda suurem kui Maa tuumas. Kaasaegsete hinnangute kohaselt langes tuuma teke kokku varajase vulkanismi perioodiga ja kestis umbes miljard aastat. Ligikaudu sama kaua kestis ka mantelsilikaatide osaline sulamine. Madalama gravitatsiooni tõttu Marsil on rõhuvahemik Marsi vahevöös palju väiksem kui Maal, mis tähendab, et faasisiirdeid on vähem. Eeldatakse, et oliviini faasiüleminek spinelli modifikatsiooniks algab üsna suurel sügavusel - 800 km (Maal 400 km). Reljeefi olemus ja muud omadused viitavad astenosfääri olemasolule, mis koosneb osaliselt sulanud aine tsoonidest. Mõnede Marsi piirkondade kohta on koostatud üksikasjalik geoloogiline kaart.
Orbiidilt tehtud vaatluste ja Marsi meteoriitide kogumi analüüsi kohaselt koosneb Marsi pind peamiselt basaltist. Mõned tõendid viitavad sellele, et Marsi pinna osadel on materjal kvartsirikkam kui tavaline basalt ja võib sarnaneda Maa andesiitse kivimitega. Neid samu tähelepanekuid saab aga tõlgendada kvartsklaasi olemasolu kasuks. Suur osa sügavamast kihist koosneb granuleeritud raudoksiiditolmust.
Marsi magnetväli
Marsi lähedal on tuvastatud nõrk magnetväli.
Jaamade Mars-2 ja Mars-3 magnetomeetrite näitude järgi on magnetvälja tugevus ekvaatoril umbes 60 gamma, poolusel 120 gamma, mis on 500 korda nõrgem kui maakeral. AMS Mars-5 andmetel oli magnetvälja tugevus ekvaatoril 64 gammat ja magnetmoment 2,4 1022 oersted cm2.
Marsi magnetväli on äärmiselt ebastabiilne, planeedi erinevates punktides võib selle tugevus erineda 1,5–2 korda ja magnetpoolused ei lange kokku füüsiliste poolustega. See viitab sellele, et Marsi raudtuum on oma maakoore suhtes suhteliselt liikumatu, st Maa magnetvälja eest vastutav planetaarne dünamomehhanism Marsil ei tööta. Kuigi Marsil ei ole stabiilset planeedi magnetvälja, on vaatlused näidanud, et planeedi maakoore osad on magnetiseeritud ja nende osade magnetpoolused on minevikus muutunud. Nende osade magnetiseerimine osutus sarnaseks maailmamere ribade magnetiliste anomaaliatega.
Üks teooria, mis avaldati 1999. aastal ja testiti uuesti 2005. aastal (mehitamata Mars Global Surveyori abiga), näitavad need triibud laamtektoonikat 4 miljardit aastat tagasi enne seda, kui planeedi dünamo lakkas töötamast, põhjustades järsu nõrgeneva magnetvälja. Selle järsu nõrgenemise põhjused on ebaselged. On oletatud, et dünamo toimimine on 4 miljardit. aastat tagasi on seletatav asteroidi olemasoluga, mis tiirles 50-75 tuhande kilomeetri kaugusel ümber Marsi ja põhjustas selle tuumas ebastabiilsuse. Seejärel langes asteroid Roche'i piirini ja kukkus kokku. See seletus ise sisaldab aga ebaselgust ja selle üle vaieldakse teadusringkondades.
Geoloogiline ajalugu
Ülemaailmne mosaiik 102 kujutisest orbiidist Viking 1 22. veebruarist 1980.
Võib-olla peatus kauges minevikus suure taevakehaga kokkupõrke tagajärjel südamiku pöörlemine ja ka atmosfääri põhimahu kaotus. Arvatakse, et magnetvälja kadumine toimus umbes 4 miljardit aastat tagasi. Magnetvälja nõrkuse tõttu tungib päikesetuul peaaegu takistamatult Marsi atmosfääri ning paljusid fotokeemilisi reaktsioone päikesekiirguse mõjul, mis toimuvad ionosfääris ja Maal kõrgemal, on Marsil võimalik jälgida peaaegu selle alguses. pinnale.
Marsi geoloogiline ajalugu hõlmab järgmist kolme ajastut:
Noachian Epoch (nimetatud "Noachi maa" järgi, Marsi piirkond): Marsi vanima säilinud pinna moodustumine. Kestis 4,5 miljardit kuni 3,5 miljardit aastat tagasi. Sellel ajastul olid pinda armid arvukad löögikraatrid. Tõenäoliselt tekkis sel perioodil Tharsise platoo, intensiivne veevool hiljem.
Hesperia ajastu: 3,5 miljardit aastat tagasi 2,9–3,3 miljardi aastani. Seda ajastut iseloomustab tohutute laavaväljade teke.
Amazonase ajastu (nimetatud Marsi "Amasoonia tasandiku" järgi): 2,9-3,3 miljardit aastat tagasi tänapäevani. Sellel ajastul tekkinud aladel on väga vähe meteoriidikraatreid, kuid need on muidu täiesti erinevad. Sel perioodil tekkis Olümpose mägi. Sel ajal levisid laavavood Marsi teistes osades.
Marsi kuud
Marsi looduslikud satelliidid on Phobos ja Deimos. Mõlemad avastas Ameerika astronoom Asaph Hall 1877. aastal. Phobos ja Deimos on ebakorrapärase kujuga ja väga väikese suurusega. Ühe hüpoteesi kohaselt võivad need esindada selliseid asteroide nagu (5261) Eureka Trooja asteroidide rühmast, mis on jäädvustatud Marsi gravitatsioonivälja poolt. Satelliidid on oma nime saanud jumal Ares (see tähendab Marss) saatvate tegelaste järgi, Phobose ja Deimose isikustavad hirmu ja õudust, kes aitasid sõjajumalat lahingutes.
Mõlemad satelliidid pöörlevad ümber oma telje sama perioodiga kui Marsi ümber, seega on nad alati sama küljega planeedi poole. Marsi loodete mõju aeglustab järk-järgult Phobose liikumist ja viib lõpuks satelliidi kukkumiseni Marsile (kui praegune trend jätkub) või selle lagunemiseni. Vastupidi, Deimos eemaldub Marsilt.
Mõlema satelliidi kuju läheneb kolmeteljelisele ellipsoidile, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) on veidi suurem kui Deimos (15x12,2x10,4 km). Deimose pind tundub palju siledam, kuna enamik kraatreid on kaetud peeneteralise materjaliga. Ilmselgelt põhjustas planeedile lähemal ja massiivsemal Phobosel meteoriidilöökide käigus välja paiskunud aine kas korduvaid lööke pinnale või langes Marsile, Deimosel aga püsis see pikka aega satelliidi ümber orbiidil, settides järk-järgult. ja varjab ebatasast maastikku.
Elu Marsil
Populaarne idee, et Marsil elavad intelligentsed marslased, levis laialt 19. sajandi lõpus.
Schiaparelli nn kanalite vaatlused koos Percival Lowelli samateemalise raamatuga populariseerisid ideed planeedist, mille kliima muutus kuivemaks, külmemaks, sureb ja kus eksisteeris iidne tsivilisatsioon, mis tegeles niisutustöödega.
Paljud teised kuulsate inimeste tähelepanekud ja teadaanded on põhjustanud selle teemaga seotud nn Marsi palaviku. 1899. aastal Colorado observatooriumis vastuvõtjate abil raadiosignaalide atmosfääri häireid uurides täheldas leiutaja Nikola Tesla signaali korduvat signaali. Seejärel pakkus ta välja, et see võib olla raadiosignaal teistelt planeetidelt, näiteks Marsilt. 1901. aasta intervjuus ütles Tesla, et tal oli idee, et häireid saab tekitada kunstlikult. Kuigi ta ei suutnud nende tähendust lahti mõtestada, oli tema jaoks võimatu, et need tekkisid täiesti juhuslikult. Tema arvates oli see tervitus ühelt planeedilt teisele.
Tesla teooria äratas entusiastliku poolehoiu kuulsas Briti füüsikus William Thomsonis (lord Kelvin), kes 1902. aastal USA-d külastades ütles, et tema arvates on Tesla püüdnud kinni USA-sse saadetud marslaste signaali. Kuid Kelvin hakkas seda väidet enne Ameerikast lahkumist jõuliselt eitama: "Tegelikult ütlesin ma, et Marsi elanikud, kui nad eksisteerivad, näevad kindlasti New Yorki, eriti elektrivalgust."
Tänapäeval peetakse vedela vee olemasolu selle pinnal planeedi elu arengu ja säilimise tingimuseks. Samuti on nõue, et planeedi orbiit asuks nn elamiskõlblikus tsoonis, mis Päikesesüsteemi jaoks algab Veenuse tagant ja lõpeb Marsi orbiidi poolsuurteljega. Periheeli ajal on Marss selles tsoonis, kuid madala rõhuga õhuke atmosfäär takistab vedela vee ilmumist suurele alale pikka aega. Hiljutised tõendid näitavad, et Marsi pinnal olev vesi on liiga soolane ja happeline, et toetada püsivat Maa-sarnast elu.
Magnetosfääri puudumine ja Marsi üliõhuke atmosfäär on väljakutseks ka elu toetamisel. Planeedi pinnal on soojusvoogude liikumine väga nõrk, see on päikesetuule osakeste pommitamise eest halvasti isoleeritud; lisaks aurustub kuumutamisel vesi koheselt, möödudes madala rõhu tõttu vedelast olekust. Marss on ka lävel nn. "geoloogiline surm". Vulkaanilise tegevuse lõpp peatas ilmselt mineraalide ja keemiliste elementide ringluse planeedi pinna ja sisemuse vahel.
Tõendid näitavad, et planeet oli varem palju altid elu toetama kui praegu. Siiani pole sellelt aga leitud organismide jäänuseid. 1970. aastate keskel läbi viidud Vikingi programmi raames viidi läbi rida katseid mikroorganismide tuvastamiseks Marsi pinnases. See on andnud positiivseid tulemusi, näiteks ajutist süsinikdioksiidi heitkoguste suurenemist, kui mullaosakesed asetatakse vette ja kasvusubstraadisse. Kuid siis vaidlustasid mõned teadlased selle tõendi Marsi elust [kelle poolt?]. See viis nende pika vaidluseni NASA teadlase Gilbert Leviniga, kes väitis, et Viking avastas elu. Pärast viikingite andmete ümberhindamist praeguste teaduslike teadmiste valguses ekstremofiilide kohta tehti kindlaks, et läbiviidud katsed ei olnud nende eluvormide tuvastamiseks piisavalt arenenud. Veelgi enam, need testid võivad organismid isegi tappa, isegi kui need sisaldusid proovides. Phoenixi programmi raames tehtud testid näitasid, et pinnas on väga aluselise pH-ga ning sisaldab magneesiumi, naatriumi, kaaliumi ja kloriidi. Pinnas on piisavalt toitaineid elu toetamiseks, kuid eluvorme tuleb kaitsta intensiivse ultraviolettvalguse eest.
Huvitav on see, et mõnes Marsi päritolu meteoriidis leiti moodustisi, mis sarnanesid kõige lihtsamate bakteritega, kuigi on oma suuruselt väiksemad kui väikseimad maismaaorganismid. Üks selline meteoriit on ALH 84001, mis leiti Antarktikast 1984. aastal.
Maalt tehtud vaatluste ja kosmoselaeva Mars Express andmete põhjal avastati Marsi atmosfäärist metaan. Marsi tingimustes laguneb see gaas üsna kiiresti, seega peab olema pidev täiendusallikas. Selliseks allikaks võib olla kas geoloogiline aktiivsus (kuid aktiivseid vulkaane pole Marsil leitud) või bakterite tegevus.
Astronoomilised vaatlused Marsi pinnalt
Pärast automaatsõidukite maandumist Marsi pinnale sai võimalikuks teha astronoomilisi vaatlusi otse planeedi pinnalt. Tulenevalt Marsi astronoomilisest asukohast päikesesüsteemis, atmosfääri omadustest, Marsi ja selle satelliitide tiirlemisperioodist, erineb pilt Marsi öisest taevast (ja planeedilt vaadeldavatest astronoomilistest nähtustest) Maa omast ja tundub paljuski ebatavaline ja huvitav.
Taeva värv Marsil
Päikesetõusu ja -loojangu ajal on Marsi taevas seniidis punakasroosa värv ja päikeseketta vahetus läheduses - sinisest violetseni, mis on täiesti vastupidine maiste koidikute pildile.
Keskpäeval on Marsi taevas kollakasoranž. Selliste erinevuste põhjus maa taeva värvidest on Marsi õhukese, haruldase tolmu sisaldava atmosfääri omadused. Marsil mängib Rayleighi kiirte hajumine (mis Maal on taeva sinise värvuse põhjuseks) tähtsusetut rolli, selle mõju on nõrk. Arvatavasti on taeva kollakasoranži värvuse põhjuseks ka 1% magnetiidi sisaldus Marsi atmosfääris pidevalt hõljuvates ja hooajaliste tolmutormide tekitatud tolmuosakestes. Hämarik algab kaua enne päikesetõusu ja kestab kaua pärast päikeseloojangut. Mõnikord omandab Marsi taeva värvus lillaka varjundi valguse hajumise tulemusena pilvedes olevatele vesijää mikroosakestele (viimane on üsna haruldane nähtus).
Päike ja planeedid
Marsilt vaadeldav Päikese nurk on väiksem kui Maalt nähtav ja moodustab 2/3 viimasest. Marsi elavhõbe on Päikesele äärmise läheduse tõttu palja silmaga peaaegu ligipääsmatu. Heledaim planeet Marsi taevas on Veenus, teisel kohal on Jupiter (selle nelja suurimat satelliiti saab jälgida ilma teleskoobita) ja kolmandal kohal Maa.
Maa on Marsi jaoks siseplaneet, nagu Veenus on Maa jaoks. Sellest lähtuvalt vaadeldakse Marsist Maad hommiku- või õhtutähena, mis tõuseb enne koitu või on nähtav õhtutaevas pärast päikeseloojangut.
Maa maksimaalne pikenemine Marsi taevas on 38 kraadi. Palja silmaga jääb Maa nähtavaks heleda (maksimaalselt nähtava magnituudiga umbes -2,5) roheka tähena, mille kõrval on hästi nähtav Kuu kollakas ja tuhmim (umbes 0,9) täht. Läbi teleskoobi näitavad mõlemad objektid samu faase. Kuu pööret ümber Maa jälgitakse Marsilt järgmiselt: Kuu maksimaalsel nurkkaugusel Maast saab palja silmaga hõlpsasti Kuu ja Maa eraldada: nädala pärast ilmuvad kuu "tähed" Kuu ja Maa ühinevad üheks silmaga lahutamatuks täheks; veel nädala pärast on Kuu taas nähtav maksimaalsel kaugusel, kuid Maast teisel pool. Aeg-ajalt on Marsil vaatlejal võimalik näha Kuu läbimist (transiiti) üle Maa ketta või vastupidi, Kuu katmist Maa kettaga. Kuu maksimaalne näiv kaugus Maast (ja nende näiv heledus) Marsilt vaadeldes varieerub oluliselt sõltuvalt Maa ja Marsi suhtelisest asukohast ning vastavalt ka planeetide vahelisest kaugusest. Vastuseisu ajastul on see umbes 17 kaareminutit, Maa ja Marsi vahelisel maksimaalsel kaugusel - 3,5 minutit. Maad, nagu ka teisi planeete, vaadeldakse sodiaagi tähtkujude vööndis. Marsil olev astronoom saab jälgida ka Maa läbimist üle Päikese ketta, millest lähim toimub 10. novembril 2084.
Satelliidid – Phobos ja Deimos
Phobose läbimine läbi päikeseketta. Fotod ettevõttest Opportunity
Marsi pinnalt vaadeldes on Phobose näiv läbimõõt umbes 1/3 Kuu kettast Maa taevas ja näiv suurusjärk on umbes -9 (ligikaudu sama, mis Kuu esimeses veerandfaasis). Phobos tõuseb läänes ja loojub idas, et tõusta uuesti 11 tundi hiljem, ületades seega Marsi taeva kaks korda päevas. Selle kiire kuu liikumine üle taeva on kogu öö jooksul kergesti märgatav, nagu ka muutuvad faasid. Palja silmaga on võimalik märgata Phobose suurimat reljeefi - Stickney kraatrit. Deimos tõuseb idas ja loojub läände, paistab heleda tähena ilma märgatava nähtava kettata, suurusjärgus -5 (veidi heledam kui Veenus Maa taevas), ületades aeglaselt taevast 2,7 Marsi päeva jooksul. Mõlemat satelliiti saab öötaevas korraga jälgida, sel juhul liigub Phobos Deimose poole.
Nii Phobos kui ka Deimos on piisavalt eredad, et Marsi pinnal olevad objektid saaksid öösel selgeid varje heita. Mõlemal satelliidil on suhteliselt väike orbiidi kalle Marsi ekvaatori poole, mis välistab nende vaatlemise planeedi kõrgetel põhja- ja lõunalaiuskraadidel: näiteks ei tõuse Phobos kunagi horisondist kõrgemale 70,4° põhjalaiust põhja pool. w. või lõuna pool 70,4° S. sh.; Deimose puhul on need väärtused 82,7° N. w. ja 82,7° S. w. Marsil võib jälgida Phobose ja Deimose varjutust, kui nad sisenevad Marsi varju, samuti Päikese varjutust, mis on vaid rõngakujuline tänu Phobose väikesele nurga suurusele võrreldes päikesekettaga.
Taevasfäär
Marsi põhjapoolus asub planeedi telje kalde tõttu Cygnuse tähtkujus (ekvatoriaalsed koordinaadid: parem tõus 21h 10m 42s, deklinatsioon +52° 53,0? ja seda ei tähista ereda tähega: lähim poolus on tuhm kuuenda suurusjärgu täht BD +52 2880 (teised tähised on HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Lõunataevapoolus (koordinaadid 9h 10m 42s ja -52° 53,0) asub tähest paari kraadi kaugusel. Kappa Parus (nähtav suurusjärk 2,5) - seda võib põhimõtteliselt pidada Marsi lõunapooluse täheks.
Marsi ekliptika sodiaagitähtkujud on sarnased Maalt vaadeldavatega, ühe erinevusega: Päikese iga-aastast liikumist tähtkujude vahel jälgides lahkub see (nagu ka teised planeedid, sealhulgas Maa) Kalade tähtkuju idaosast. , kulgeb 6 päeva jooksul läbi Cetus tähtkuju põhjaosa ees kuidas uuesti siseneda Lääne Kalade.
Marsi uurimise ajalugu
Marsi uurimine algas juba ammu, 3,5 tuhat aastat tagasi, Vana-Egiptuses. Esimesed üksikasjalikud aruanded Marsi asukoha kohta koostasid Babüloonia astronoomid, kes töötasid välja mitmeid matemaatilisi meetodeid planeedi asukoha ennustamiseks. Egiptlaste ja babüloonlaste andmeid kasutades töötasid Vana-Kreeka (hellenistlikud) filosoofid ja astronoomid välja üksikasjaliku geotsentrilise mudeli, et selgitada planeetide liikumist. Mitu sajandit hiljem hindasid India ja islami astronoomid Marsi suurust ja selle kaugust Maast. 16. sajandil pakkus Nicolaus Copernicus välja heliotsentrilise mudeli, et kirjeldada Päikesesüsteemi ringikujuliste planeetide orbiitidega. Tema tulemused vaatas üle Johannes Kepler, kes tutvustas Marsi täpsemat elliptilist orbiidi, mis langes kokku vaadeldud orbiidiga.
1659. aastal tegi Francesco Fontana Marsi läbi teleskoobi vaadates planeedi esimese joonise. Ta kujutas musta laiku selgelt piiritletud sfääri keskel.
1660. aastal lisati mustale laigule kaks polaarkübarat, mille lisas Jean Dominique Cassini.
1888. aastal andis Venemaal õppinud Giovanni Schiaparelli üksikutele pinnatunnustele eesnimed: Aphrodite, Erythrae, Aadria meri, Kimmeri meri; järved Sun, Lunnoe ja Phoenix.
Marsi teleskoopvaatluste õitseaeg toimus 19. sajandi lõpus - 20. sajandi keskpaigas. See on suuresti tingitud avalikkuse huvist ja tuntud Marsi kanaleid ümbritsevatest teaduslikest vaidlustest. Kosmoseeelse ajastu astronoomidest, kes sel perioodil Marsi teleskoopvaatlusi tegid, on tuntumad Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Just nemad panid aluse areograafiale ja koostasid esimesed üksikasjalikud kaardid Marsi pinnast – kuigi need osutusid pärast automaatsete sondide Marsile lendamist peaaegu täiesti valedeks.
Marsi koloniseerimine
Marsi hinnanguline välimus pärast terraformeerimist
Maa omadele suhteliselt lähedased looduslikud tingimused muudavad selle ülesande mõnevõrra lihtsamaks. Eelkõige on Maal kohti, kus looduslikud tingimused on sarnased Marsi omadega. Arktika ja Antarktika ülimadalad temperatuurid on võrreldavad isegi kõige külmemate temperatuuridega Marsil ning Marsi ekvaatoril võib suvekuudel olla sama soe (+20°C) kui Maal. Maal leidub ka kõrbeid, mis on välimuselt sarnased Marsi maastikuga.
Kuid Maa ja Marsi vahel on olulisi erinevusi. Eelkõige on Marsi magnetväli ligikaudu 800 korda nõrgem kui Maa oma. Koos haruldase (Maaga võrreldes sadu kordi) atmosfääriga suurendab see selle pinnale jõudva ioniseeriva kiirguse hulka. Ameerika mehitamata kosmoseaparaadi Mars Odyssey tehtud mõõtmised näitasid, et Marsi orbiidil on taustkiirgus 2,2 korda kõrgem kui rahvusvahelise kosmosejaama taustkiirgus. Keskmine annus oli ligikaudu 220 milliraadi päevas (2,2 milligray päevas või 0,8 grays aastas). Kolme aasta jooksul sellisel taustal viibimise tulemusena saadav kiirguse hulk läheneb kosmonautidele kehtestatud ohutuspiiridele. Marsi pinnal on kiirgusfoon mõnevõrra madalam ja doos 0,2-0,3 Gy aastas, varieerudes oluliselt sõltuvalt maastikust, kõrgusest ja kohalikest magnetväljadest.
Marsil levinud mineraalide keemiline koostis on mitmekesisem kui teistel Maa lähedal asuvatel taevakehadel. Korporatsiooni 4Frontiers andmetel on neid piisavalt, et varustada mitte ainult Marsi ennast, vaid ka Kuud, Maad ja asteroidivööd.
Lennuaeg Maalt Marsile (praeguste tehnoloogiate juures) on poolellipsis 259 päeva ja paraboolis 70 päeva. Potentsiaalsete kolooniatega suhtlemiseks saab kasutada raadiosidet, mille hilinemine planeetide lähima lähenemise ajal (mis kordub iga 780 päeva järel) kummaski suunas on 3-4 minutit ja umbes 20 minutit. planeetide maksimaalsel kaugusel; vt Konfiguratsioon (astronoomia).
Siiani pole Marsi koloniseerimiseks praktilisi samme astutud, kuid käimas on kolonisatsiooni arendamine, näiteks Centenary Spaceship projekt, elamiskõlbliku mooduli arendamine planeedil Deep Space Habitat viibimiseks.
Marsi orbiit on piklik, mistõttu kaugus Päikesest muutub aastaringselt 21 miljoni km võrra. Kaugus Maast ei ole samuti konstantne. Planeetide suurte vastasseisude ajal, mis toimuvad kord 15-17 aasta jooksul, kui Päike, Maa ja Marss reastuvad, läheneb Marss Maale maksimaalselt 50-60 miljoni km kaugusel. Viimane Suur vastasseis toimus aastal 2003. Marsi maksimaalne kaugus Maast ulatub 400 miljoni km-ni.
Aasta Marsil on peaaegu kaks korda pikem kui Maal – 687 Maa päeva. Telg on orbiidile kaldu - 65 °, mis viib aastaaegade vaheldumiseni. Pöörlemisperiood ümber oma telje on 24,62 tundi, st vaid 41 minutit pikem kui Maa pöörlemisperiood. Ekvaatori kalle orbiidi suhtes on peaaegu nagu Maa kalle. See tähendab, et päeva ja öö ning aastaaegade vaheldumine kulgeb Marsil peaaegu samamoodi nagu Maal.
Arvutuste kohaselt moodustab Marsi tuuma mass kuni 9% planeedi massist. See koosneb rauast ja selle sulamitest ning on vedelas olekus. Marsil on 100 km paksune paks maakoor. Nende vahel on rauaga rikastatud silikaatmantel. Marsi punast värvi seletab täpselt asjaolu, et selle pinnas koosneb pooleldi raudoksiididest. Planeet näis olevat "roostetanud".
Taevas Marsi kohal on tumelilla ja eredad tähed on vaikse tuulevaikse ilmaga nähtavad ka päeval. Atmosfäär on järgmise koostisega (joonis 46): süsinikdioksiid - 95%, lämmastik - 2,5%, aatomi vesinik, argoon - 1,6%, ülejäänu on veeaur, hapnik. Talvel süsihappegaas külmub, muutudes kuivaks jääks. Atmosfääris on haruldasi pilvi, külmal aastaajal on madalikel ja kraatrite põhjas udu.
Riis. 46. Marsi atmosfääri koostis
Keskmine õhurõhk pinnatasandil on umbes 6,1 mbar. See on 15 000 korda vähem kui Maa pind ja 160 korda vähem. Kõige sügavamates lohkudes ulatub rõhk 12 mbar-ni. Marsi atmosfäär on väga õhuke. Marss on külm planeet. Madalaim registreeritud temperatuur Marsil on -139 °C. Planeeti iseloomustavad teravad temperatuurimuutused. Temperatuuri amplituud võib olla 75-60 °C. Marsil on sarnased kliimavööndid nagu Maal. Ekvatoriaalvööndis tõuseb temperatuur keskpäeval +20-25 °C-ni, öösel langeb -40 °C-ni. Parasvöötmes on hommikune temperatuur 50-80 °C.
Arvatakse, et mitu miljardit aastat tagasi oli Marsil atmosfäär, mille tihedus oli 1-3 baari. Sellel rõhul peaks vesi olema vedelas olekus ja süsinikdioksiid peaks aurustuma ning võib tekkida kasvuhooneefekt (nagu Veenuse puhul). Marss kaotas aga oma väikese massi tõttu järk-järgult atmosfääri. Kasvuhooneefekt vähenes, tekkisid igikelts ja polaarmütsid, mida täheldatakse tänapäevalgi.
Päikesesüsteemi kõrgeim vulkaan Olympus Mons asub Marsil. Selle kõrgus on 27 400 m ja vulkaani aluse läbimõõt ulatub 600 km-ni. See on kustunud vulkaan, mis tõenäoliselt purskas laava umbes 1,5 miljardit aastat tagasi.
Marsi planeedi üldised omadused
Praegu pole Marsil leitud ühtegi aktiivset vulkaani. Olümpose lähedal on teisigi hiiglaslikke vulkaane: Askriani mägi, Pavolina mägi ja Arsia mägi, mille kõrgus ületab 20 km. Neist välja voolanud laava, enne tahkumist, levis igas suunas, nii et vulkaanid on vormitud pigem kookide kui käbide kujul. Marsil on ka liivaluiteid, hiiglaslikke kanjoneid ja murranguid ning meteoriidikraatreid. Kõige ambitsioonikam kanjonisüsteem on 4 tuhande km pikkune Valles Marineris. Varem võisid Marsil voolata jõed, mis lahkusid täna vaadeldud kanalitest.
1965. aastal edastas Ameerika sond Mariner 4 esimesed pildid Marsist. Nende, aga ka Mariner 9, Nõukogude sondide Mars 4 ja Mars 5 ning 1974. aastal tegutsenud Ameerika Viking 1 ja Viking 2 fotode põhjal esimene Marsi kaart. Ja 1997. aastal toimetas Ameerika kosmoseaparaat Marsile roboti - kuuerattalise käru pikkusega 30 cm ja kaaluga 11 kg. Robot viibis Marsil 4. juulist 27. septembrini 1997 ja uuris seda planeeti. Tema liikumisi käsitlevaid saateid edastati televisioonis ja Internetis.
Marsil on kaks satelliiti – Deimos ja Phobos.
Oletuse kahe satelliidi olemasolu kohta Marsil tegi 1610. aastal saksa matemaatik, astronoom, füüsik ja astroloog. Johannes Kepler (1571 — 1630), kes avastas planeetide liikumise seadused.
Marsi satelliidid avastas aga alles 1877. aastal Ameerika astroloog Asaph Hall (1829-1907).
> Marsi ja Maa võrdlus
Võrrelge Marsi ja planeeti Maa. Kuidas need erinevad ja sarnased: suurus, atmosfäär, gravitatsioon, kaugus Päikesest, elutingimused, omadused numbrites koos fotodega.
Varem arvasid teadlased, et Marsi pinnal on kanalite süsteem. Seetõttu hakkasid nad uskuma, et planeet näeb välja nagu meie oma ja on võimeline elama. Kuid kui me seda üksikasjalikult uurisime, mõistsime, et objektide vahel on palju erinevusi.
Nüüd on Punane planeet külmunud kõrb, kuid kunagi oli see maailm meie omaga sarnane. Need lähenevad suuruse, telje kalde, struktuuri, koostise ja vee olemasolu poolest. Kuid erinevused takistavad meil planeeti kiiresti koloniseerimast. Vaatame, kuidas Marss ja planeet Maa erinevad.
Maa ja Marsi suuruse, massi ja orbiidi võrdlus
Maa keskmine raadius on 6371 km ja mass 5,97 × 10 24 kg, mistõttu oleme suuruse ja massiivsuse poolest 5. kohal. Marsi raadius on ekvaatoril 3396 km (0,53 Maa oma) ja selle mass on 6,4185 x 10 23 kg (15% Maa omast). Ülemisel fotol on näha, kui palju väiksem on Marss Maast.
Maa ruumala on 1,08321 × 1012 km 3 ja Marsi ruumala on 1,6318 × 10¹¹ km³ (0,151 Maa oma). Marsi pinnatihedus on 3,711 m/s², mis on 37,6% Maa pinnast.
Nende orbiiditeed on täiesti erinevad. Maa keskmine kaugus Päikesest on 149 598 261 km ja kõikumised 147 095 000 km kuni 151 930 000 km. Marsi maksimaalne kaugus on 249 200 000 000 km ja selle lähedus 206 700 000 000 km. Veelgi enam, selle tiirlemisperiood ulatub 686 971 päevani.
Kuid nende sideerkäive on peaaegu sama. Kui meil on 23 tundi, 56 minutit ja 4 sekundit, siis Marsil on 24 tundi ja 40 minutit. Foto näitab Marsi ja Maa aksiaalse kalde taset.
Sarnasus on ka telje kalde osas: Marsi 25,19° versus maapealne 23°. See tähendab, et Punaselt Planeedilt võib oodata hooajalisust.
Maa ja Marsi ehitus ja koostis
Maa ja Marss on maapealsete planeetide esindajad, mis tähendab, et neil on sarnane struktuur. See on metallist südamik, millel on vahevöö ja koorik. Kuid Maa tihedus (5,514 g/cm3) on suurem kui Marsil (3,93 g/cm3), see tähendab, et Marss mahutab kergemaid elemente. Alloleval joonisel võrreldakse Marsi ja planeedi Maa ehitust.
Marsi tuum ulatub üle 1795 +/-65 km ja koosneb rauast ja niklist ning 16-17% väävlist. Mõlemal planeedil on südamiku ümber silikaatvahevöö ja tahke pinnakoor. Maa vahevöö ulatub üle 2890 km ja koosneb silikaatkivimitest raua ja magneesiumiga ning maakoor katab 40 km, kus lisaks rauale ja magneesiumile on ka graniiti.
Marsi vahevöö on vaid 1300-1800 km ja seda esindab ka silikaatkivim. Kuid see on osaliselt viskoosne. Kora – 50-125 km. Selgub, et peaaegu sama struktuuriga erinevad need kihtide paksuse poolest.
Maa ja Marsi pinnaomadused
Siin ilmneb suurim kontrast. Asjata ei kutsuta meid siniseks planeediks, mis on vett täis. Punane planeet on aga külm ja mahajäetud koht. Seal on palju mustust ja raudoksiidi, mistõttu ilmub punane värv. Vesi esineb polaaraladel jää kujul. Samuti jääb väike kogus pinna alla.
Maastikul on sarnasusi. Mõlemad planeedid sisaldavad vulkaane, mägesid, seljandikke, kurusid, platood, kanjoneid ja tasandikke. Marsil on ka Päikesesüsteemi suurim mägi Olympus Mons ja sügavaim kuristik Valles Marineris.
Mõlemad planeedid kannatasid asteroidi- ja meteoriidirünnakute all. Kuid Marsil on need jäljed paremini säilinud ja mõned neist on miljardeid aastaid vanad. Asi on õhurõhus ja sademete puudumises, mis hävitavad meie planeedil moodustisi.
Tähelepanu köidavad Marsi kanalid ja kuristikud, millest varem võis vesi voolata. Arvatakse, et selle tekke põhjuseks võis olla veeerosioon. Nende pikkus on 2000 km ja laius 100 km.
Maa ja Marsi atmosfäär ja temperatuur
Siin on planeedid kardinaalselt erinevad. Maal on tihe atmosfäärikiht, mis on jagatud 5 sfääriks. Marsil on õhuke atmosfäär ja rõhk on 0,4–0,87 kPa. Maa atmosfäär koosneb lämmastikust (78%) ja hapnikust (21%), samas kui Marsi atmosfääri koostis on süsinikdioksiid (96%), argoon (1,93%) ja lämmastik (1,89%).
See mõjutas ka temperatuurinäitude erinevust. Maa keskmine temperatuur on 14 °C, maksimum on 70,7 °C ja miinimum langeb -89,2 °C-ni.
Atmosfäärikihi õhukese ja Päikesest kaugenemise tõttu on Marsil palju jahedam. Keskmine langeb -46 °C-ni, miinimum ulatub -143 °C-ni ja võib soojeneda kuni 35 °C-ni. Marsi atmosfäär sisaldab ka tohutul hulgal tolmu (osakeste suurus on 1,5 mikromeetrit), mistõttu näeb planeet punasena.
Maa ja Marsi magnetväljad
Maa dünamo töötab südamiku pöörlemisel, mis tekitab voolusid ja magnetvälja. See protsess on äärmiselt oluline, sest kaitseb maist elu. Imetlege sellel NASA diagrammil Marsi ja Maa magnetvälju.
Maa magnetosfäär toimib kilbina, mis ei lase ohtlikel kosmilistel kiirtel pinnale tungida. Kuid Marsi jaoks on see nõrk ja puudub terviklikkus. Arvatakse, et need on vaid jäänused algsest magnetosfäärist, mis on nüüdseks hajutatud planeedi erinevates piirkondades. Suurim pinge on lõunaküljele lähemal.
Võib-olla kadus magnetosfäär intensiivse meteoriidirünnaku tõttu. Või on kõik seotud jahutusprotsessiga, mis viis dünamo seiskamiseni 4,2 miljardit aastat tagasi. Seejärel hakkas tööle päikesetuul, mis puhus jäänused koos atmosfääri ja veega minema.
Maa ja Marsi satelliidid
Planeetidel on satelliidid. Meie Kuu on ainus naaber, kes vastutab loodete eest. See on olnud meiega pikka aega ja paljudes kultuurides. See pole mitte ainult üks süsteemi suurimaid satelliite, vaid ka kõige rohkem uuritud.
Marsi ümber tiirlevad kaks kuud: Phobos ja Deimos. Need leiti 1877. aastal. Nende nimed on antud sõjajumal Arese poegade auks: hirm ja õudus. Phobos ulatub üle 22 km ja selle kaugus jääb vahemikku 9234,42 km kuni 9517,58 km. Üks läbimine võtab aega 7 tundi. Arvatakse, et 10-50 miljoni aasta pärast kukub satelliit planeedile vastu.
Deimose läbimõõt on 12 km ja orbitaaltee on 23455,5 km – 23470,9 km. Möödasõit võtab aega 1,26 päeva. On ka täiendavaid satelliite, mille läbimõõt ei ületa 100 m. Need võivad moodustada tolmurõnga.
Arvatakse, et Phobos ja Deimos olid varem gravitatsiooni poolt ligitõmbavad asteroidid. Sellele viitavad nende koostis ja madal albeedo.
Järeldus Maa ja Marsi kohta
Vaatasime kahte planeeti. Võrdleme nende peamisi parameetreid (vasakul Maa ja paremal Marss):
- Keskmine raadius: 6371 km / 3396 km.
- Kaal: 59,7 x 10 23 kg / 6,42 x 10 23 kg.
- Maht: 10,8 x 10 11 km 3 / 1,63 × 10¹¹ km³.
- Pooltelg: 0,983 – 1,015 a.u. / 1,3814 – 1,666 a.u.
- Rõhk: 101,325 kPa / 0,4 - 0,87 kPa.
- Raskusjõud: 9,8 m/s² / 3,711 m/s²
- Keskmine temperatuur: 14°C / -46°C.
- Temperatuuri kõikumised: ±160°C / ±178°C.
- Aksiaalne kalle: 23° / 25,19°.
- Päeva pikkus: 24 tundi/24 tundi ja 40 minutit.
- Aasta pikkus: 365,25 päeva / 686,971 päeva.
- Vesi: ohtralt/vahelduvalt (jää kujul).
- Polaarsed jääkatted: jah / jah.
Näeme, et Marss on meiega võrreldes väike ja kõrbe planeet. Selle omadused näitavad, et kolonialistid peavad silmitsi seisma paljude raskustega. Ja ometi oleme valmis riske võtma ja rännakule minema. Pealegi on kaugus Maast Marsi suhteliselt väike. Võib-olla ühel päeval saame sellest oma teise kodu.
