Güneş Sistemi'nin nesneleri arasında Mars, en çok merak edilen ve en çok keşfedilen gezegen olmaya devam ediyor. İnsanlığın yakın uzayımızı yakından incelediği her zaman için, yalnızca güneş sisteminin dördüncü gezegeni bu kadar ilgi gördü. Komşumuza olan ilginin artmasının nedeni sadece dünyamıza olan göreceli yakınlığı değil. Kızıl Gezegen, dünya dışı uzayı keşfetme olasılığı açısından insanlık için ilginçtir.
Merkür ve Venüs hakkında bugün elimizde olan veriler, bunların bize düşman olan yabancı dünyalar olduğunu gösteriyor. Bu gezegenler için doğa, fiziksel ve kimyasal laboratuvarların kaderini hazırlamıştır. Mars birçok bakımdan artık o kadar kasvetli ve cansız değil. Bu gezegenin, ilk dünya dışı uygarlığın doğduğu yer olarak edebi şöhrete sahip olması boşuna değil. Mars bizim için neden bu kadar ilginç? Bir insan, gece gökyüzündeki küçük, kırmızımsı bir yıldıza bakışını çevirdiğinde aslında neyle uğraşır?
Kızıl gezegenin açıklaması
Güneş sistemindeki gezegenlerin tüm listesi arasında Mars, belki de bugün bir insanın ulaşabileceği tek uzay nesnesidir. Güneş sisteminde bize en yakın ikinci gezegendir. İnsan uygarlığının ulaştığı teknolojik gelişme düzeyi bile, Mars'ın keşfine yönelik planların yapılmasını ve yıldız sistemimizin dördüncü gezegenine insan uçuşunun uygulanmasını mümkün kılmaktadır. Bu büyük ve iddialı programın hayata geçmesi yaklaşık 10-15 yıl daha alacak. Ancak şu anda bu yönde ilerleyen hazırlık faaliyetlerini, insanın Ay'ı ziyaret etme programıyla karşılaştırırsak aradaki fark açıkça ortadadır.
Son zamanlarda otomatik uzay sondaları ve gezici araçlar yardımıyla elde edilen birçok veriye göre, milyonlarca yıl önce kızıl gezegende yaşamın var olması mümkün. Mars gezegeninin yüzeyinin elde edilen görüntülerini incelerken, her kesimden bilim adamının kendi görüşlerinde hemfikir olması boşuna değil - komşumuz umutsuz değil. Dördüncü gezegenin güneş sistemimizdeki başka bir yaşam vahası olabileceğine inanmak için tüm önkoşullar var. Bu, gezegenin astrofiziksel parametreleri, Mars atmosferine ilişkin veriler ve komşumuzun yüzeyindeki iklim resmi ile kolaylaştırılmıştır.
Ayrıca Mars kutupları buzullarla kaplıysa, gezegenin bağırsaklarında sıvı su bulunduğuna dair versiyon yaşam hakkına sahiptir. Kızıl gezegenin doğasında sıvı suyun bulunma ihtimalinin yüksek olduğu kanıtlanırsa, bu zorlu yerde yaşam formlarının aranması an meselesi olacaktır.
Mars'ın insan keşfi için yararlı olduğunu savunanlara, Mars havasının bileşimi ve Dünya'dakilere benzer astrofiziksel parametreler hakkındaki bilgiler sayesinde güven veriliyor. Gezegenin atmosferi, Dünya'nın hava katmanının bileşiminden uzak olsa bile nispeten kabul edilebilir koşullardan söz edebiliriz. Çok ince atmosfer iyimserlik uyandırmıyor, ancak bir dereceye kadar Merkür'de veya sıcak Venüs'te gördüğümüz resimden daha iyi. Bilim adamları, iklim parametrelerine göre Mars'taki havanın oldukça tolere edilebilir olduğuna inanıyor. Kutup bölgelerinde -170°C'ye varan şiddetli don olayları yerini ekvatoral bölgelerde tropik sıcaklıklara bırakıyor. Yaz günlerinde sıcaklık +20°C'ye ulaşır. Ancak kışın ve özellikle geceleri sıcaklık -125°C'ye kadar düşebilmektedir.
Yani kişinin uygun teknik ve fiziksel eğitimi ile Mars ortamı yerleşime uygun hale gelebilir. Bu tür iklim koşullarının kozmik bir felaketin sonucu olduğu gerçeğini göz ardı etmemek gerekir. Gezegenin uzak geçmişinde gezegendeki iklimin daha sıcak olması ve gezegende Mars yaşamının yaygın olması mümkündür. Bu, yaşamın kökeni için koşulların varlığına dair kesinlikle hiçbir ipucunun bulunmadığı karasal grubun diğer gezegenleri ile ilgili olarak söylenemez.
Bugün bilim topluluğu tarafından toplanan bilgiler, Kızıl Gezegenin daha sonraki uzay araştırmaları için uygun bir sıçrama tahtası olarak görülmesi için her türlü nedeni sunmaktadır. Bilim adamlarının çok sayıda çalışması, otomatik sondaların gezegene uçuşları ve gezicilerin Mars'a teslimi, birçok yararlı bilginin elde edilmesini mümkün kıldı. Artık Mars toprağı hakkında neredeyse her şeyi biliyoruz ve en şiddetli toz fırtınaları hakkında fikir sahibiyiz. Bilim insanları, kuzey ve güney kutup başlıkları da dahil olmak üzere gezegenin neredeyse tüm yüzeyinin ayrıntılı görüntülerini elde etti. Geriye kalan tek şey, alınan tonlarca bilgiyi işlemek ve uygun sonuçları çıkarmaktır.
Gezegenin kısa açıklaması ve özellikleri
Akademik bilim açısından Mars, açıkça tanımlanmış bir karasal gezegendir. Gezegenin hafifçe uzatılmış yörüngesi, Güneş'ten Dünya'nın yörüngesinden 1,5 kat daha uzakta bulunuyor. Perihelion'da Mars yıldızımızdan 250 milyon km uzaklaşır ve afelion'da Mars gezegeni Güneş'ten 207 milyon km'lik bir mesafeyle ayrılır. Kızıl Gezegen Dünyamızın yarısı kadardır. Dördüncü gezegenin çapı 6.779 km, buna karşılık 12.742 km'dir. Dünyanın çapı.
Eğer Mars Dünya'nın sadece yarısı kadar büyüklükteyse, o zaman Kızıl Gezegen kütle açısından mavi güzelimizden on kat daha hafiftir; 6,39E23 kg'a karşılık 5,972E24 kg. Buna göre komşumuzun serbest düşüş ivmesi sadece 3,72 m/s2 iken 9,807 m/s2'dir. Minyatür boyutuna rağmen gezegenin topografyası oldukça çeşitlidir. Kızıl Gezegen'de dağlar ve vadiler, geniş çöküntüler, derin kanyonlar ve hatta ay oluşumlarına benzer göktaşı kraterleri bulunur. Komşumuzun yüzeyinde Mars'ın çalkantılı gençliğine işaret eden sönmüş volkanlar keşfedildi. Güneş sistemindeki en yüksek yanardağ olan Olimpos Dağı burada bulunmaktadır. Zirvesi Mars gökyüzüne dokunuyor ve yüksekliği 26 kilometreye ulaşıyor. Bu soyu tükenmiş yanardağ, Dünya'daki Mauna Kea yanardağının göreceli yüksekliğinin 2,5 katı olan bir rekora sahip.
Bununla birlikte, çeşitli arazi koşullarına rağmen Mars'taki manzara oldukça sıkıcı ve monotondur. Dağ sıraları yerini sonsuz kayalık çöllere bırakıyor. Gezegenin yüzeyindeki açık renkli alanlara genellikle kıtalar, karanlık alanlara ise Mars denizleri denir. Mars kabartmasının bu unsurları, Mars'ın güney yarım küresinin alanının% 70'inden fazlasını kaplar.
Mars yüzeyinin tüm monotonluğuna rağmen gezegenin kendine has bir özelliği var. Mars'ın her iki yarım küresi de hem morfolojik özellikler hem de dış etkinin yoğunluğu açısından önemli ölçüde farklılık gösterir. Kuzey yarımkürede, gezegenin bu kısımdaki yüzeyi ortalamanın altında olmasına rağmen, kabartmaya vadiler ve pürüzsüz ovalar hakimdir. Güney yarımkürede göktaşı kraterleri hakimdir ve yüzeyin kendisi yükselir. Bu gerçek, eski zamanlarda hareket eden tektonik plakaların varlığını bir dereceye kadar açıklamaktadır. Donuk Mars manzarası yalnızca gezegenin kuzey ve güney kutuplarında bulunan kutup başlıkları tarafından aydınlatılıyor.
Tüm karasal gezegenler gibi Mars da klasik bir yapıya sahiptir:
- Hellas Havzası bölgesinde kutuplarda 100 km kalınlığından ekvator bölgesinde 8 km kalınlığa kadar olan kabuk;
- yarı sıvı kayalardan oluşan bir ara katman;
- silikat manto 1300-1500 km kalınlığında;
- 2960 km çapında yarı sıvı olan demir çekirdek.
Kızıl Gezegenin kendine ait bir atmosferi var. Bileşiminde ana yeri karbondioksit kaplar. Daha az ölçüde, gezegenin hava kütlesi nitrojen, hidrojen ve oksijen içerir. Su buharının varlığı oldukça sınırlıdır. Güçlü seyrelme nedeniyle Mars'taki atmosferik basınç, Dünya'daki basınçtan 150 kat daha az, yalnızca 6,1 Milibar. Gezegenin etrafındaki gaz kabuğunun kalınlığı 110 km'dir.
Gezegen hakkındaki fiziksel bilgileri değerlendirirken, birçok yönden Dünya'daki parametrelere benzeyen Mars'ın astrofiziksel parametrelerine dikkat etmeye değer. Dördüncü gezegen, yıldızımızın etrafında 687 Dünya gününde tam bir devrim yapar. Aynı zamanda, kızıl gezegenin kendi ekseni etrafındaki dönüş hızı neredeyse Dünya'nın dönüş hızına eşittir - 24 saat 37 dakika. Başka bir deyişle, gezegendeki zaman Dünya'dakiyle aynı görünüyor. Eğim açısı ve dönüş hızı nedeniyle Mars'ta mevsim değişikliği yaşanır ki bu, güneş sistemindeki diğer gezegenler için oldukça nadir görülen bir olgudur. Komşumuzun yüzeyinde mevsimlerin uzunluğu değişiklik göstermektedir. Kuzey yarımkürede yaz 177 Mars günü sürerken, güney yarımkürede yaz 21 gün daha kısadır.
Mars keşfinin kısa açıklaması ve doğası
Uzaya ilk uçuşlardan bu yana insanoğlu komşu gezegenleri inceleme girişimlerinden vazgeçmedi. Kızıl Gezegene ilk giden, Mars'ı yakın mesafeden gezegenin yanından geçerken ilk kez fotoğraflayan Amerikan uzay sondası Mariner 4 oldu. Sonraki görevler daha kapsamlı ve uygulamalı nitelikteydi. Dördüncü gezegene ulaşan Amerikan sondası Mariner 9, ilk yapay uydusu oldu. 1971'de Mars'a ilk iniş Sovyet uzay aracı Mars-3 tarafından yapıldı. Başarılı inişe rağmen Sovyet cihazı yalnızca 14 saniye hayatta kaldı. Daha sonraki Mars'a iniş girişimleri başarısızlıkla sonuçlandı.
Yalnızca Amerikan uzay aracı Viking 1 bir kez daha gezegene yumuşak iniş yapmayı ve insanlara Mars yüzeyinin ilk fotoğraflarını sağlamayı başardı. Aynı keşif sırasında cihaz ilk kez Mars toprağından örnekler aldı ve toprağın bileşimi hakkında veriler elde etti. Ardından, kıskanılacak bir düzenlilikle, Sovyet ve Amerikan uzay araçları ve Çin, Japonya ve Avrupa Topluluğu da dahil olmak üzere farklı ülkelerden uzay ajanslarının otomatik sondaları dördüncü gezegene gönderildi. Mariner 4'ün Mars'a ilk uçuşundan bu yana geçen 45 yıl boyunca Dünya'dan Kızıl Gezegene 48 sefer düzenlendi. Bu sayıdan görevlerin neredeyse yarısı başarısızlıkla sonuçlandı.
Bugün aşağıdaki cihazlar gezegeni keşfetmeye devam ediyor:
- Mars'ın yörünge uydusu - Amerikan aparatı "Mars-Odyssey";
- gezegenin yörüngesinden, Avrupa Uzay Ajansı “Mars Express”in otomatik sondası;
- Amerikan Maven yörünge aracı ve askeri uydu;
- Hint yörünge sondası "Mangalyaan" ve ESA ve Rosskosmos'un uzay sondası "Trace Gas Orbiter".
Zaten insan düşüncesinin efsanevi yaratımları haline gelen iki Amerikan gezgini Opportunity ve Curiosity, doğrudan gezegen üzerinde çalışmaya devam ediyor. Çok sayıda uzay sondası, otomatik Mars istasyonları ve geziciler - tüm bu teknoloji, bilim camiasının kızıl gezegeni incelemek için attığı bir cephaneliktir.
Mars'ın kalıcı uyduları
Mars, boyutuna rağmen iki doğal uyduya sahiptir - sırasıyla 26,8 × 22,4 × 18,4 km ve 15 × 12,2 × 10,4 km boyutlarında üç eksenli elipsoidler olan Phobos ve Deimos.
Bu gök cisimlerinin kesin kökeni bilinmemektedir. Mars uydularının boyutu ve şekilleri, Phobos ve Deimos'un kökenine ilişkin çeşitli teorilerin destekçileri arasında çok sayıda anlaşmazlığa neden oluyor. Bunların, güneş sisteminin oluşumunun şafağında kızıl gezegen tarafından yakalanan asteroitler olduğu varsayılmaktadır. Mars uyduları için malzeme tedarikçisinin dördüncü gezegen ile Jüpiter arasında bulunan asteroit kuşağı olduğu düşünülmektedir.
Kızıl gezegenin uydularının kökeninin başka bir versiyonunun destekçileri, onların yapay doğasına eğilimlidir. Eski bir Mars uygarlığı, yapay olarak yaratılmış iki gök cismini yaratıp fırlatabilirdi.
Dünya ve Mars belli bir mesafeden gözlemlendiğinde aralarında çarpıcı farklılıklar olduğu ortaya çıkıyor. İlk durumda, hakim renkler, kıtaların kahverengi tonlarıyla birlikte bulutlara ve okyanuslara karşılık gelen beyaz ve mavidir. Böylece suyun çeşitli hallerde (kutup buzullarında katı, okyanus ve denizlerde sıvı, atmosferde gaz halinde) varlığı açıktır. Suyun varlığı da yaşamın varlığını akla getiriyor.
Aslında yörüngedeki uydulardan bile gezegenin yoğun biyolojik aktivitesi fark edilebilir. Bu, Antarktika deniz buzunda veya orman renklerindeki mevsimsel değişikliklerde görülebilir.
Dünya (Apollo 17'den Antarktika üstte olmak üzere gezegenin ilk tam fotoğrafı) ve Mars (HST tarafından çekilen görüntü). Mars gezegenimizden çok daha küçük olduğundan (ekvator çapları sırasıyla 12.756,28 ve 6.794,4 kilometredir) görüntülerin ölçekli olmadığını lütfen unutmayın.
kırmızı gezegen
Mars tamamen farklı. Yüzeyinde yüksek demir oksit içeriğinden dolayı çeşitli turuncu tonları hakimdir. Mevsime ve Kızıl Gezegenin Dünya'ya göre konumuna bağlı olarak Mars'ın kutuplarından biri gökbilimciler tarafından görülebilir, bu durumda ona beyaz rengini kuru buz (katı karbondioksit) verir. Ancak son yıllarda yapılan birçok çalışma, bilim adamlarına suyun var olduğunu ve bu bileşiğin gezegendeki yaşam döngüsünün dinamiklerinin oldukça karmaşık olduğunu açıkça ortaya koydu.
Mars, esas olarak karbondioksit (%95,32), nitrojen (%2,7), argondan (%1,4) ve eser miktarda oksijenden (%0,13) oluşan ince bir atmosfere sahiptir. Dünya'nın atmosferi esas olarak nitrojen (%78,1), oksijen (%20,94), argondan (%0,93) ve değişken miktarda karbondioksitten (yaklaşık %0,035 ve hızla artmaktadır) oluşur. Gezegenlerdeki ortalama sıcaklıklar büyük ölçüde değişiklik gösterir: Mars durumunda -55 santigrat derece (°C), minimum sıcaklıklar -133°C civarında ve maksimumlar +27°C civarındadır; ve Dünya'da ortalama yaklaşık +15 °C, en düşük değerler -89,4 °C (Antarktika'da ölçülmüştür, ancak son zamanlarda uydu ölçümlerinde sıcaklık -93,2 °C kaydedilmiştir) ve maksimum +58 °C Al Aziz, Libya'da ölçülmüştür. .
Dünyanın ortalama sıcaklığı, atmosferde bulunan, başta karbondioksit, su buharı, ozon (soluduğumuz iki yerine üç oksijen atomlu oksijen molekülleri) ve metan olmak üzere gazların neden olduğu sera etkisine bağlıdır. Aksi takdirde, Dünya'daki ortalama sıcaklık yaklaşık 33 °C daha düşük, -18 °C civarında olacak ve bu nedenle su, gezegenin büyük bölümünde katı halde bulunacaktır.
İç yapı
Mars ve Dünya örneğinde, iç yapıları iyi farklılaşmış üç bölgeye ayrılmıştır: kabuk, manto ve çekirdek. Ancak Dünya'nın aksine Mars'ın çekirdeği katıdır ve kendi manyetik alanını yaratmaz. Aynı zamanda, Mars'ta, Mars'ın kısmen sıvı bir çekirdeğe sahip olduğu zaman var olabilecek küresel alanın kalıntıları olan yerel manyetik alanlar da var. Kızıl Gezegen'de, yoğun volkanik aktiviteye ve orojeneze (dağ oluşumu) neden olan, Dünya'da bildiğimiz şekliyle levha tektoniğinin fiilen yokluğu, Mars toprağının Dünya'nın okyanus tabanından ve kıtalarından çok daha yaşlı olduğu anlamına gelir. Örneğin güney yarımkürenin büyük ovası Hellas Planitia, yaklaşık 3.900 milyon yıl önce büyük bir gök cisminin çarpmasıyla oluşmuştur. Dünya söz konusu olduğunda, bu çağda yaşanan bir olayın kanıtları çoktan ortadan kaybolmuş olurdu.
İki gezegenin yükseklik profillerinin karşılaştırılması, bunların çok farklı olduğunu gösteriyor: Dünya'nın kıtasal kara kütlesinin çoğu, bir kutup kıtasının da bulunmadığı kuzey yarımkürede yoğunlaşmışken, Mars'ın kuzey yarımküresine, büyük kuzey ovaları hakimdir. Mars'ın sıfır yüksekliğinin bin metre altında bir seviyede bulunuyor. Atmosfer basıncının 6,1 milibar olduğu bir yükseklikte bulunur ve maddenin aynı anda katı, sıvı ve gaz halinde bir arada bulunduğu suyun üçlü noktasıdır. Su durumunda, 6,1173 milibar basınçta kesin değer 273,16 K'dır (0,01 °C). Bu nedenle, Mars'ın yükseklik referans noktasının altında (örneğin Hellas Planitia seviyesinde), eğer sıcaklık yeterince yüksekse sıvı su bulunabilir.
Mars'ta göründüğünden farklı olarak, gezegenimizin topografik profili deniz seviyesinden önemli yüksekliklere (Antarktika Platosu gibi) yükselen çeşitli kara kütleleri içermesine rağmen, Dünya'nın güney yarım küresi okyanuslar ve denizlerin hakimiyetindedir. Mars'taki durum daha tekdüze. Gezegenler arasındaki en büyük fark, büyük miktarda katı suyun Dünya'nın Güney Kutbu'nda yoğunlaşmasıdır. Yaz aylarında yaklaşık 14 milyon kilometrekarelik bir alanı kaplıyor ancak deniz buzu da dahil olmak üzere bu sayı 30 milyona çıkabiliyor. Mars Antarktika'sının ulaştığı boyut çok daha küçüktür - yaklaşık 140.000 kilometrekare ve bileşimi Dünya'dakinden çok farklıdır. Daha önce de belirtildiği gibi kuru buz hakimdir.
Antarktika'mızda Mars'la bazı yakın benzerlikler bulmamız ilginçtir, yani düşük sıcaklıkların ve düşük nemin varlığı. Bu, kıyıya çok yakın bulunan ve Mars'ta jeolojik eşdeğerleri olabilecek McMurdo Vadisi sistemini ifade ediyor.
Mars'ta yaşam var mı?
Mars'ta yaşamın olup olmadığı ya da orada herhangi bir biyolojik aktivitenin olup olmadığı hala açık bir sorudur. Bazı araştırmalar Mars toprağının orada yaşamın gelişemeyeceği kadar tuzlu olduğunu öne sürüyor. Ancak gezegenimizde açıkça düşmanca koşullarda gelişen birçok canlı örneği var. Olarak bilinirler.
Antarktika'daki McMurdo Vadisi, kıyıya yakın. Bu sistem genellikle karsızdır ve alışılmadık derecede kurudur. Dolayısıyla Mars'ın bazı bölgelerine benzeyebilir. Kaynak: NASA, Terra uydusu ve ASTER cihazı. Mars'taki uzay aracı
Son zamanlarda birçok uzay aracı Mars'a başarıyla indi. Bunlardan biri, 2008 yılında gezegenin çok kuzeyine ulaşan yüzeyine ulaşan Phoenix Mars Lander'dı. Verileri, bilim adamlarına Dünya'nın benzer bölgelerinde bulunanları anımsatan çokgen şekillerle kaplı bir düzlük gösterdi. Bu, mevsimsel olarak sertleşip eriyen, gezegende suyun varlığını gösteren permafrost. Phoenix, kimyasal bileşimlerini incelemek de dahil olmak üzere bu yapıları incelemek ve analiz etmek için doğru araçlara sahipti. Mars'ın kutup düzlüklerinde herhangi bir organik bileşiğin (her ne kadar biyolojik olmasa da) bulunup bulunmadığını belirlemeye çalışıyordu.
ABD Phoenix Mars Lander ve Dünya'dan (Svalbard, Norveç, Arktik) bir görüntüde Mars'taki Arktik düzlüklerin karşılaştırılması (yukarıda). Curiosity gezgini daha sonra 2012 yılında Mars ekvatorunun yakınına indi. Halen faaliyettedir ve işletmesi sırasında kaya delme de dahil olmak üzere birçok deney gerçekleştirmiştir.
Her halükarda, en azından gezegenimizde, asidik ortamlardan yüksek sıcaklıklarda su altı volkanik kalderalarına kadar gerçekten şaşırtıcı koşullarda büyüyebilen canlıların (ekstremofiller) bulunduğunu unutmamalıyız. Böyle bir yerin tipik bir örneği Rio Tinto ekosistemidir. Ne yazık ki Kızıl Gezegene inen bazı sondaların onu biyolojik materyalle kirletmiş olabileceği göz ardı edilemez.
Her iki gezegenin de ilginç benzerlikleri ve büyük farklılıkları var.
Mars'ın büyük bir kısmı henüz keşfedilmeyi bekliyor ve büyük olasılıkla bizim tarafımızdan değil, gelecek nesil dünyalılar tarafından keşfedilecek.
Mars, Güneş'ten en uzak dördüncü gezegen ve güneş sistemindeki yedinci (sondan bir önceki) en büyük gezegendir; Gezegenin kütlesi Dünya kütlesinin %10,7'sidir. Adını, antik Yunan Ares'e karşılık gelen, antik Roma savaş tanrısı Mars'tan almıştır. Mars'a bazen demir oksitin verdiği kırmızımsı renk tonu nedeniyle "kızıl gezegen" denir.
Mars, seyrekleştirilmiş bir atmosfere sahip karasal bir gezegendir (yüzeydeki basınç Dünya'nınkinden 160 kat daha azdır). Mars'ın yüzey kabartmasının özellikleri, Ay'dakiler gibi çarpma kraterlerinin yanı sıra Dünya'dakiler gibi volkanlar, vadiler, çöller ve kutup buzulları olarak düşünülebilir.
Mars'ın iki doğal uydusu vardır - Phobos ve Deimos (eski Yunancadan tercüme edilmiştir - “korku” ve “dehşet” - Ares'in savaşta kendisine eşlik eden iki oğlunun isimleri), nispeten küçük (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km çapındadır ve düzensiz bir şekle sahiptir.
Mars'ın Büyük Karşıtlıkları, 1830-2035
| Yıl | tarih | Mesafe, a. e. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 Eylül | 0,388 |
| 1845 | 18 Ağustos | 0,373 |
| 1860 | 17 Temmuz | 0,393 |
| 1877 | 5 Eylül | 0,377 |
| 1892 | 4 Ağustos | 0,378 |
| 1909 | 24 Eylül | 0,392 |
| 1924 | 23 Ağustos | 0,373 |
| 1939 | 23 Temmuz | 0,390 |
| 1956 | 10 Eylül | 0,379 |
| 1971 | 10 Ağustos | 0,378 |
| 1988 | 22 Eylül | 0,394 |
| 2003 | 28 Ağustos | 0,373 |
| 2018 | 27 Temmuz | 0,386 |
| 2035 | 15 Eylül | 0,382 |
Mars, güneş sistemindeki Güneş'e en uzak dördüncü (Merkür, Venüs ve Dünya'dan sonra) ve yedinci en büyük (kütle ve çap olarak yalnızca Merkür'ü aşan) gezegendir. Mars'ın kütlesi Dünya kütlesinin %10,7'sidir (6,423 1023 kg, Dünya için 5,9736 1024 kg), hacmi Dünya'nınkinin 0,15'idir ve ortalama doğrusal çapı Dünya'nın çapının 0,53'üdür (6800 km) ).
Mars'ın topografyası birçok benzersiz özelliğe sahiptir. Mars'ın soyu tükenmiş yanardağı Olympus Dağı, Güneş Sistemindeki en yüksek dağdır ve Valles Marineris en büyük kanyondur. Ek olarak, Haziran 2008'de Nature dergisinde yayınlanan üç makale, Mars'ın kuzey yarımküresindeki güneş sistemindeki bilinen en büyük çarpma kraterinin kanıtını sağladı. Uzunluğu 10.600 km ve genişliği 8.500 km'dir; bu, daha önce Mars'ta, güney kutbu yakınında keşfedilen en büyük çarpma kraterinden yaklaşık dört kat daha büyüktür.
Benzer yüzey topoğrafyasına ek olarak Mars, Dünya'nınkine benzer bir dönüş periyoduna ve mevsimsel döngülere sahiptir, ancak iklimi Dünya'nınkinden çok daha soğuk ve kurudur.
1965 yılında Mariner 4 uzay aracının Mars'a ilk uçuşuna kadar birçok araştırmacı yüzeyinde sıvı su olduğuna inanıyordu. Bu görüş, özellikle kıtalara ve denizlere benzeyen kutup enlemlerinde, aydınlık ve karanlık alanlardaki periyodik değişikliklerin gözlemlerine dayanıyordu. Mars yüzeyindeki koyu renkli oluklar, bazı gözlemciler tarafından sıvı su için sulama kanalları olarak yorumlandı. Daha sonra bu olukların optik bir yanılsama olduğu kanıtlandı.
Düşük basınç nedeniyle Mars yüzeyinde su sıvı halde bulunamaz, ancak geçmişte koşulların farklı olması muhtemeldir ve bu nedenle gezegende ilkel yaşamın varlığı göz ardı edilemez. 31 Temmuz 2008'de NASA'nın Phoenix uzay aracı tarafından Mars'ta buzlu su keşfedildi.
Şubat 2009'da, Mars'ın yörüngesindeki yörünge keşif takımyıldızında üç operasyonel uzay aracı vardı: Mars Odyssey, Mars Express ve Mars Keşif Uydusu, Dünya dışındaki diğer gezegenlerin etrafında olduğundan daha fazla.
Mars'ın yüzeyi şu anda iki gezici tarafından araştırılıyor: Spirit ve Opportunity. Ayrıca Mars yüzeyinde keşiflerini tamamlayan birçok aktif olmayan iniş ve gezici de var.
Topladıkları jeolojik veriler, Mars yüzeyinin büyük bir kısmının daha önce suyla kaplı olduğunu gösteriyor. Geçtiğimiz on yıldaki gözlemler, Mars yüzeyinin bazı yerlerinde zayıf gayzer aktivitelerini ortaya çıkardı. Mars Global Surveyor uzay aracının gözlemlerine göre, Mars'ın güney kutup başlığının bazı kısımları yavaş yavaş geri çekiliyor.
Mars çıplak gözle Dünya'dan görülebilir. Görünen büyüklüğü 2,91 m'ye (Dünya'ya en yakın yaklaşımında) ulaşır ve parlaklık açısından yalnızca Jüpiter (ve her zaman büyük bir karşıtlık sırasında değil) ve Venüs'ten (ancak yalnızca sabah veya akşam) sonra ikinci sıradadır. Tipik olarak, büyük karşıtlık sırasında turuncu Mars, Dünya'nın gece gökyüzündeki en parlak nesnedir, ancak bu yalnızca 15-17 yılda bir, bir ila iki hafta boyunca meydana gelir.
Yörünge özellikleri
Mars'tan Dünya'ya minimum mesafe 55,76 milyon km'dir (Dünya, Güneş ile Mars arasında tam olarak olduğunda), maksimum yaklaşık 401 milyon km'dir (Güneş, Dünya ile Mars arasında tam olarak olduğunda).
Mars'tan Güneş'e ortalama mesafe 228 milyon km (1,52 AU) ve Güneş etrafındaki devrim süresi 687 Dünya günüdür. Mars'ın yörüngesinin oldukça dikkat çekici bir dışmerkezliği vardır (0,0934), dolayısıyla Güneş'e olan mesafe 206,6 ila 249,2 milyon km arasında değişmektedir. Mars'ın yörüngesinin eğimi 1,85°'dir.
Mars, gezegenin Güneş'e ters yönde olduğu muhalefet sırasında Dünya'ya en yakın konumdadır. Mars ve Dünya'nın yörüngesindeki farklı noktalarda her 26 ayda bir karşıtlıklar tekrarlanıyor. Ancak her 15-17 yılda bir, Mars'ın günberi noktasına yakın olduğu bir zamanda karşıtlıklar meydana gelir; Bu sözde büyük karşıtlıklarda (sonuncusu Ağustos 2003'teydi), gezegene olan mesafe minimum düzeydedir ve Mars, 25,1 inçlik en büyük açısal boyutuna ve 2,88 m'lik parlaklığa ulaşır.
fiziksel özellikler
Dünya (ortalama yarıçap 6371 km) ve Mars'ın (ortalama yarıçap 3386,2 km) boyutlarının karşılaştırılması
Doğrusal boyut açısından Mars, Dünya'nın neredeyse yarısı kadardır; ekvator yarıçapı 3396,9 km'dir (Dünya'nın %53,2'si). Mars'ın yüzey alanı yaklaşık olarak Dünya'daki kara alanına eşittir.
Mars'ın kutup yarıçapı ekvatoral olandan yaklaşık 20 km daha azdır, ancak gezegenin dönüş periyodu Dünya'nınkinden daha uzundur, bu da Mars'ın dönüş hızının zamanla değiştiğini varsaymak için neden verir.
Gezegenin kütlesi 6.418·1023 kg'dır (Dünya kütlesinin %11'i). Ekvatordaki yerçekiminin ivmesi 3,711 m/s'dir (0,378 Dünya); ilk kaçış hızı 3,6 km/s, ikincisi ise 5,027 km/s'dir.
Gezegenin dönüş süresi 24 saat 37 dakika 22,7 saniyedir. Böylece, bir Mars yılı 668,6 Mars güneş gününden (sol adı verilen) oluşur.
Mars, yörünge düzlemine dik doğrultuda 24°56° açıyla eğimli olarak kendi ekseni etrafında döner. Mars'ın dönme ekseninin eğimi mevsimlerin değişmesine neden olur. Aynı zamanda, yörüngenin uzaması, sürelerinde büyük farklılıklara yol açmaktadır - örneğin, kuzeydeki ilkbahar ve yaz birlikte ele alındığında, son 371 sol, yani Mars yılının gözle görülür şekilde yarısından fazlası. Aynı zamanda Mars'ın yörüngesinin Güneş'ten uzak bir bölümünde meydana gelirler. Bu nedenle Mars'ta kuzey yazı uzun ve serin, güney yazı ise kısa ve sıcaktır.
Atmosfer ve iklim
Mars'ın atmosferi, Viking yörünge aracının fotoğrafı, 1976. Halle'nin "gülen krateri" solda görülüyor
Gezegendeki sıcaklıklar kışın kutuplarda -153 ile öğle saatlerinde ekvatorda 20 °C'nin üzerinde değişiyor. Ortalama sıcaklık -50°C'dir.
Mars'ın esas olarak karbondioksitten oluşan atmosferi çok incedir. Mars yüzeyindeki basınç Dünya'dakinden 160 kat daha azdır - ortalama yüzey seviyesinde 6,1 mbar. Mars'taki büyük yükseklik farkından dolayı yüzeydeki basınç büyük ölçüde değişir. Atmosferin yaklaşık kalınlığı 110 km'dir.
NASA'ya (2004) göre Mars atmosferinin %95,32'si karbondioksitten oluşuyor; ayrıca %2,7 nitrojen, %1,6 argon, %0,13 oksijen, 210 ppm su buharı, %0,08 karbon monoksit, nitrojen oksit (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, yarı ağır su hidrojen- içerir. döteryum-oksijen (HDO) 0,85 ppm, kripton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.
Viking iniş aracından (1976) elde edilen verilere göre, Mars atmosferinde yaklaşık %1-2 argon, %2-3 nitrojen ve %95 karbondioksit tespit edilmiştir. Mars-2 ve Mars-3 uydularından elde edilen verilere göre iyonosferin alt sınırı 80 km yükseklikte, maksimum elektron konsantrasyonu 1,7 105 elektron/cm3 olan 138 km yükseklikte, diğer sınırı ise 1,7 105 elektron/cm3 seviyesinde bulunmaktadır. iki maksimum 85 ve 107 km yüksekliktedir.
10 Şubat 1974'te Mars-4 AMS tarafından atmosferin 8 ve 32 cm radyo dalgalarıyla radyo aydınlatması, 110 km yükseklikte ana iyonizasyon maksimumu ve 4,6 × elektron konsantrasyonuyla Mars'ın gece iyonosferinin varlığını gösterdi. 103 elektron/cm3 ve ayrıca 65 ve 185 km yükseklikte ikincil maksimumlar.
Atmosfer basıncı
NASA'nın 2004 yılı verilerine göre ortalama yarıçaptaki atmosfer basıncı 6,36 mb'dir. Yüzeydeki yoğunluk ~0,020 kg/m3, atmosferin toplam kütlesi ~2,5·1016 kg.
1997'de Mars Pathfinder iniş aracı tarafından kaydedilen, günün saatine bağlı olarak Mars'taki atmosfer basıncındaki değişiklikler.
Dünya'nın aksine, Mars atmosferinin kütlesi, karbondioksit içeren kutup başlıklarının erimesi ve donması nedeniyle yıl boyunca büyük ölçüde değişmektedir. Kış aylarında, karbondioksitten oluşan kutup başlığında tüm atmosferin yüzde 20-30'u donar. Çeşitli kaynaklara göre mevsimsel basınç düşüşleri aşağıdaki değerlerdir:
NASA'ya (2004) göre: ortalama yarıçapta 4,0'dan 8,7 mbar'a;
Encarta'ya (2000) göre: 6 ila 10 mbar;
Zubrin ve Wagner'e (1996) göre: 7 ila 10 mbar;
Viking 1 iniş aracına göre: 6,9'dan 9 mbar'a;
Mars Pathfinder iniş aracına göre: 6,7 mbar'dan.
Hellas Çarpma Havzası, Mars'ta en yüksek atmosfer basıncının bulunabileceği en derin yerdir
Mars-6 sondasının Erythraean Denizi'ndeki iniş sahasında, o zamanlar gezegendeki ortalama basınç olarak kabul edilen 6,1 milibarlık bir yüzey basıncı kaydedildi ve bu seviyeden yükseklik ve derinliklerin hesaplanması kabul edildi. Mars'ta. Bu aparatın iniş sırasında elde edilen verilerine göre tropopoz yaklaşık 30 km yükseklikte, basıncın 5·10-7 g/cm3 olduğu (Dünya'da 57 km yükseklikte olduğu gibi) yer almaktadır.
Hellas (Mars) bölgesi o kadar derin ki atmosfer basıncı yaklaşık 12,4 milibara ulaşıyor; bu da suyun üçlü noktasının (~6,1 mb) üstünde ve kaynama noktasının altında. Yeterince yüksek bir sıcaklıkta su orada sıvı halde bulunabilir; Ancak bu basınçta su kaynar ve zaten +10 °C'de buhara dönüşür.
27 km'lik en yüksek Olympus yanardağının zirvesinde basınç 0,5 ile 1 mbar arasında değişebilmektedir (Zurek 1992).
İniş modülleri Mars yüzeyine inmeden önce, Mariner 4, Mariner 6 ve Mariner 7 sondalarından gelen radyo sinyallerinin Mars diskine girdiklerinde zayıflaması nedeniyle basınç ölçüldü - ortalama yüzey seviyesinde 6,5 ± 2,0 mb, bu da Dünya'dakinden 160 kat daha az; aynı sonuç Mars-3 uzay aracının spektral gözlemlerinde de gösterildi. Üstelik ortalama seviyenin altında bulunan bölgelerde (örneğin Mars Amazon'unda) bu ölçümlere göre basınç 12 mb'ye ulaşıyor.
1930'lardan beri. Sovyet gökbilimcileri, fotografik fotometri yöntemlerini kullanarak, diskin çapı boyunca parlaklığın farklı ışık dalgaları aralıklarında dağılımı yoluyla atmosferik basıncı belirlemeye çalıştılar. Bu amaçla Fransız bilim adamları B. Liot ve O. Dollfus, Mars atmosferi tarafından saçılan ışığın polarizasyonuyla ilgili gözlemler yaptılar. Optik gözlemlerin bir özeti Amerikalı gökbilimci J. de Vaucouleurs tarafından 1951'de yayınlandı ve atmosferik tozun girişimi nedeniyle neredeyse 15 kat fazla tahmin edilen 85 mb'lik bir basınç elde ettiler.
İklim
Opportunity gezgini tarafından 2 Mart 2004'te çekilen 1,3 cm'lik bir hematit nodülünün mikroskobik fotoğrafı, geçmişte sıvı suyun varlığını göstermektedir
İklim, Dünya'daki gibi mevsimseldir. Soğuk mevsimde kutup başlarının dışında bile yüzeyde hafif don oluşabilir. Phoenix aparatı kar yağışı kaydetti ancak kar taneleri yüzeye ulaşmadan buharlaştı.
NASA'ya (2004) göre ortalama sıcaklık ~210 K'dir (-63 °C). Viking iniş araçlarına göre günlük sıcaklık aralığı 184 K ila 242 K (-89 ila -31 °C) (Viking-1) ve rüzgar hızı: 2-7 m/s (yaz), 5-10 m /s (sonbahar), 17-30 m/s (toz fırtınası).
Mars-6 iniş sondasından elde edilen verilere göre, Mars'ın troposferinin ortalama sıcaklığı 228 K, troposferde sıcaklık kilometre başına ortalama 2,5 derece düşüyor ve tropopozun (30 km) üzerinde yer alan stratosfer, 144 K'lık neredeyse sabit bir sıcaklık.
Carl Sagan Merkezi'nden araştırmacılara göre, son yıllarda Mars'ta bir ısınma süreci yaşanıyor. Diğer uzmanlar bu tür sonuçlara varmak için henüz çok erken olduğuna inanıyor.
Geçmişte atmosferin daha yoğun olabileceğine, iklimin sıcak ve nemli olabileceğine ve Mars yüzeyinde sıvı su ve yağmur olabileceğine dair kanıtlar var. Bu hipotezin kanıtı, yaklaşık 4 milyar yıl önce Mars'ın sıcaklığının 18 ± 4 °C olduğunu gösteren ALH 84001 gök taşının analizidir.
Toz şeytanları
Toz şeytanları, Opportunity gezgini tarafından 15 Mayıs 2005'te fotoğraflandı. Sol alt köşedeki sayılar, ilk kareden bu yana geçen saniye cinsinden süreyi gösteriyor.
1970'lerden beri. Viking programının bir parçası olarak, Opportunity gezici ve diğer araçların yanı sıra çok sayıda toz şeytanı kaydedildi. Bunlar, gezegenin yüzeyine yakın bir yerde ortaya çıkan ve büyük miktarda kum ve tozu havaya kaldıran hava girdaplarıdır. Girdaplar Dünya'da sıklıkla gözlemlenir (İngilizce konuşulan ülkelerde bunlara toz şeytanları denir), ancak Mars'ta çok daha büyük boyutlara ulaşabilirler: Dünya'dakilerden 10 kat daha yüksek ve 50 kat daha geniş. Mart 2005'te bir kasırga Spirit gezgininin güneş panellerini temizledi.
Yüzey
Mars yüzeyinin üçte ikisi kıta adı verilen aydınlık alanlarla, yaklaşık üçte biri ise deniz adı verilen karanlık alanlarla kaplıdır. Denizler esas olarak gezegenin güney yarımkürede, 10 ila 40° enlemleri arasında yoğunlaşmıştır. Kuzey yarımkürede sadece iki büyük deniz vardır: Acidalia ve Büyük Syrtis.
Karanlık alanların doğası hâlâ tartışma konusudur. Mars'ta şiddetli toz fırtınalarına rağmen varlığını sürdürüyorlar. Bir zamanlar bu, karanlık alanların bitki örtüsüyle kaplı olduğu varsayımını destekledi. Artık bunların topografyaları nedeniyle tozun kolayca uçup gidebileceği alanlar olduğuna inanılıyor. Büyük ölçekli görüntüler, aslında karanlık alanların, kraterler, tepeler ve rüzgarların yolundaki diğer engellerle ilişkili koyu renkli çizgiler ve nokta gruplarından oluştuğunu gösteriyor. Boyut ve şekillerindeki mevsimsel ve uzun vadeli değişiklikler, görünüşe göre, açık ve karanlık maddeyle kaplı yüzey alanlarının oranındaki bir değişiklikle ilişkilidir.
Mars'ın yarım küreleri, yüzeylerinin doğası bakımından oldukça farklıdır. Güney yarımkürede yüzey ortalamanın 1-2 km üzerindedir ve yoğun kraterlerle doludur. Mars'ın bu kısmı ay kıtalarına benzer. Kuzeyde, yüzeyin çoğu ortalamanın altındadır, az sayıda krater vardır ve büyük kısmı muhtemelen lav taşkınları ve erozyonun oluşturduğu nispeten pürüzsüz düzlüklerdir. Bu hemisferik fark hala tartışma konusu olmaya devam ediyor. Yarımküreler arasındaki sınır, ekvatora yaklaşık 30° eğimli büyük bir daireyi takip eder. Sınır geniş ve düzensiz olup kuzeye doğru bir eğim oluşturmaktadır. Onun boyunca Mars yüzeyinin en aşınmış bölgeleri var.
Hemisferik asimetriyi açıklamak için iki alternatif hipotez öne sürülmüştür. Bunlardan birine göre, erken bir jeolojik aşamada, litosferik plakalar, Dünya'daki Pangea kıtası gibi bir yarımkürede (belki de kazara) "birlikte hareket etti" ve ardından bu konumda "dondu". Başka bir hipotez, Mars ile Plüton büyüklüğünde bir kozmik cisim arasında bir çarpışma olduğunu öne sürüyor.
Mars Global Surveyor, 1999'a göre Mars'ın topografik haritası.
Güney yarımküredeki çok sayıda krater, buradaki yüzeyin çok eski, yani 3-4 milyar yaşında olduğunu gösteriyor. Çeşitli krater türleri vardır: büyük düz tabanlı kraterler, Ay'a benzer daha küçük ve daha genç çanak şeklindeki kraterler, çerçeveli kraterler ve yükseltilmiş kraterler. Son iki tip Mars'a özgüdür; sıvı püskürmenin yüzey boyunca aktığı yerde oluşan kenarlı kraterler ve krater püskürmesinden oluşan bir örtünün yüzeyi rüzgar erozyonundan koruduğu yerde oluşan yükseltilmiş kraterler. Çarpma kaynaklı en büyük özellik Hellas Ovası'dır (yaklaşık 2100 km çapında).
Yarım küre sınırına yakın kaotik peyzaj alanında, yüzey geniş kırılma ve sıkışma alanları yaşadı, bazen bunu erozyon (toprak kaymaları veya yeraltı suyunun felaketle serbest bırakılması nedeniyle) ve ayrıca sıvı lavla su basması izledi. Kaotik manzaralar genellikle suyun kestiği büyük kanalların başlarında yer alır. Eklem oluşumuna ilişkin en kabul edilebilir hipotez, yer altı buzunun ani erimesidir.
Mars'ta Valles Marineris
Kuzey yarımkürede, geniş volkanik ovalara ek olarak, iki büyük volkan bölgesi vardır - Tharsis ve Elysium. Tharsis, 2000 km uzunluğunda, ortalama seviyenin 10 km üzerinde yüksekliğe ulaşan geniş bir volkanik ovadır. Üzerinde üç büyük kalkan volkanı var - Arsia Dağı, Pavlina Dağı ve Askrian Dağı. Tharsis'in kenarında Mars'ın ve güneş sisteminin en yüksek noktası olan Olympus Dağı bulunur. Olympus, tabanına göre 27 km, Mars'ın ortalama yüzey seviyesine göre 25 km yüksekliğe ulaşır ve bazı yerlerde yüksekliği 7 km'ye ulaşan kayalıklarla çevrili, 550 km çapında bir alanı kaplar. Olympus'un hacmi, dünyadaki en büyük yanardağ Mauna Kea'nın hacminden 10 kat daha fazladır. Burada ayrıca birkaç küçük volkan da bulunmaktadır. Elysium - ortalamanın altı kilometre üzerinde bir yükseklik ve üç yanardağ - Hekate Kubbesi, Elysium Dağı ve Albor Kubbesi.
Diğer verilere göre (Faure ve Mensing, 2007), Olympus'un yerden yüksekliği 21.287 metre, çevresinden ise 18 kilometre yüksekte olup, tabanının çapı ise yaklaşık 600 km'dir. Üs 282.600 km2'lik bir alanı kapsıyor. Kaldera (yanardağın merkezindeki çöküntü) 70 km genişliğinde ve 3 km derinliğindedir.
Tharsis Yükselişi aynı zamanda çoğu zaman çok karmaşık ve kapsamlı olan birçok tektonik fay ile kesişmektedir. Bunların en büyüğü olan Valles Marineris, enlem yönünde neredeyse 4000 km (gezegenin çevresinin dörtte biri) kadar uzanır, 600 genişliğe ve 7-10 km derinliğe ulaşır; Bu fay, Dünya'daki Doğu Afrika Rift'iyle karşılaştırılabilecek büyüklüktedir. Güneş sistemindeki en büyük heyelanlar dik yamaçlarında meydana gelir. Valles Marineris, güneş sistemindeki bilinen en büyük kanyondur. 1971 yılında Mariner 9 uzay aracı tarafından keşfedilen kanyon, okyanustan okyanusa Amerika Birleşik Devletleri'nin tamamını kaplayabilir.
Opportunity gezgini tarafından çekilen Victoria Krateri panoraması. Film, 16 Ekim ile 6 Kasım 2006 tarihleri arasında üç hafta boyunca çekildi.
Spirit gezgini tarafından 23-28 Kasım 2005'te çekilen Husband Hill bölgesindeki Mars yüzeyinin panoraması.
Buz ve kutup başlıkları
Yaz aylarındaki kuzey kutup şapkası, fotoğraf Mars Global Surveyor tarafından çekilmiş. Soldaki şapkayı kesen uzun, geniş fay Kuzey Fayıdır.
Mars'ın görünümü yılın zamanına bağlı olarak büyük ölçüde değişir. Her şeyden önce kutup buzullarındaki değişiklikler dikkat çekicidir. Mars'ın atmosferinde ve yüzeyinde mevsimsel desenler yaratarak büyüyüp küçülüyorlar. Güney kutup başlığı 50° enlemine, kuzey kutup başlığı da 50° enlemine ulaşabilir. Kuzey kutup başlığının kalıcı kısmının çapı 1000 km'dir. İlkbaharda bir yarımküredeki kutup başlığı geri çekilirken, gezegenin yüzeyindeki özellikler kararmaya başlıyor.
Kutup başlıkları iki bileşenden oluşur: mevsimsel - karbondioksit ve laik - su buzu. Mars Express uydusundan alınan verilere göre kapakların kalınlığı 1 metreden 3,7 km'ye kadar değişebiliyor. Mars Odyssey sondası, Mars'ın güney kutup başlığında aktif gayzerler keşfetti. NASA uzmanlarına göre, baharın ısınmasıyla birlikte karbondioksit jetleri büyük yüksekliklere doğru patlayarak toz ve kumu da beraberinde götürdü.
Mars'ın toz fırtınasını gösteren fotoğrafları. Haziran - Eylül 2001
Kutup başlıklarının yay erimesi, atmosferik basınçta keskin bir artışa ve büyük gaz kütlelerinin karşı yarımküreye hareketine yol açar. Bu durumda esen rüzgarların hızı 10-40 m/s olup, bazen 100 m/s'ye kadar çıkmaktadır. Rüzgar yüzeyden büyük miktarda tozu kaldırarak toz fırtınalarına yol açar. Şiddetli toz fırtınaları gezegenin yüzeyini neredeyse tamamen kaplıyor. Toz fırtınalarının Mars atmosferindeki sıcaklık dağılımı üzerinde gözle görülür bir etkisi vardır.
1784 yılında gökbilimci W. Herschel, Dünya'nın kutup bölgelerindeki buzun erimesi ve donmasına benzetme yaparak kutup başlıklarının büyüklüğündeki mevsimsel değişikliklere dikkat çekti. 1860'larda. Fransız gökbilimci E. Lie, eriyen bahar kutup başlığı çevresinde bir kararma dalgası gözlemledi ve bu daha sonra eriyen suyun yayılması ve bitki örtüsünün büyümesi hipoteziyle yorumlandı. 20. yüzyılın başında yapılan spektrometrik ölçümler. Ancak W. Slifer'ın Flagstaff'taki Lovell Gözlemevi'nde yaptığı araştırma, karasal bitkilerin yeşil pigmenti olan bir klorofil hattının varlığını göstermedi.
Mariner 7'nin fotoğraflarından, kutup buz tabakalarının birkaç metre kalınlığında olduğunu belirlemek mümkün oldu ve ölçülen 115 K (-158 °C) sıcaklık, bunun donmuş karbondioksitten - "kuru buz"dan oluşma olasılığını doğruladı.
Mars'ın güney kutbu yakınında bulunan ve Mitchell Dağları olarak adlandırılan tepe, Dünya da dahil olmak üzere dağlardaki buzullar daha sonra eridiği için kutup başlığı eridiğinde beyaz bir adaya benziyor.
Mars Keşif Uydusundan alınan veriler, dağların eteklerindeki kayalıkların altında önemli bir buz tabakasının tespit edilmesini mümkün kıldı. Yüzlerce metre kalınlığındaki buzul, binlerce kilometrekarelik bir alanı kaplıyor ve daha fazla araştırılması, Mars ikliminin tarihi hakkında bilgi sağlayabilir.
"Nehir" yatakları ve diğer özellikler
Mars'ta su erozyonuna benzeyen pek çok jeolojik oluşum, özellikle de kuru nehir yatakları var. Bir hipoteze göre, bu kanallar kısa süreli felaket olayları sonucunda oluşmuş olabilir ve nehir sisteminin uzun vadeli varlığının kanıtı değildir. Ancak son kanıtlar nehirlerin jeolojik açıdan önemli dönemlerde aktığını gösteriyor. Özellikle ters çevrilmiş kanallar (yani çevredeki alanın üzerinde yükselen kanallar) keşfedildi. Dünya'da bu tür oluşumlar, yoğun dip çökeltilerinin uzun süreli birikmesi, ardından çevredeki kayaların kuruması ve hava koşulları nedeniyle oluşur. Buna ek olarak, nehir deltasında yüzey yavaş yavaş yükseldikçe kanalların değiştiğine dair kanıtlar var.
Güneybatı yarımkürede Eberswalde kraterinde yaklaşık 115 km2 alana sahip bir nehir deltası keşfedildi. Deltayı yıkayan nehrin uzunluğu 60 km'den fazlaydı.
NASA'nın Mars gezicileri Spirit ve Opportunity'den elde edilen veriler de geçmişte suyun varlığına işaret ediyor (yalnızca suya uzun süre maruz kalma sonucu oluşmuş olabilecek mineraller bulundu). Phoenix aparatı doğrudan yerdeki buz birikintilerini keşfetti.
Ayrıca yamaçlarda, modern zamanlarda yüzeyde sıvı tuzlu suyun ortaya çıktığını gösteren koyu çizgiler keşfedildi. Yazın başlangıcından hemen sonra ortaya çıkarlar ve kışın kaybolurlar, çeşitli engellerin "etrafından akarlar", birleşirler ve ayrılırlar. NASA bilim insanı Richard Zurek, "Bu tür yapıların sıvı akışlarından başka bir şeyden oluşmuş olabileceğini hayal etmek zor" dedi.
Tharsis volkanik yaylasında çok sayıda olağandışı derin kuyu keşfedildi. Mars Keşif Uydusu'nun 2007 yılında çekilen görüntüsüne bakılırsa bunlardan bir tanesinin çapı 150 metre, duvarın aydınlatılan kısmının derinliği ise 178 metreden az değil. Bu oluşumların volkanik kökeni hakkında bir hipotez öne sürülmüştür.
Astarlama
İniş yapanlardan alınan verilere göre, Mars toprağının yüzey katmanının element bileşimi farklı yerlerde aynı değil. Toprağın ana bileşeni, toprağa kırmızımsı bir renk veren demir oksit hidratların (% 15'e kadar) bir karışımını içeren silikadır (% 20-25). Kükürt, kalsiyum, alüminyum, magnezyum ve sodyum bileşiklerinin önemli safsızlıkları vardır (her biri için yüzde birkaç).
NASA'nın Phoenix sondasından (25 Mayıs 2008'de Mars'a iniş) elde edilen verilere göre, Mars topraklarının pH oranı ve diğer bazı parametreleri Dünya'dakilere yakın ve teorik olarak bu topraklarda bitki yetiştirmek mümkün olabilir. Projenin baş kimyageri Sam Coonaves, "Aslında, Mars'taki toprağın gereksinimleri karşıladığını ve aynı zamanda hem geçmişte, hem bugün hem de gelecekte yaşamın ortaya çıkması ve sürdürülmesi için gerekli unsurları içerdiğini bulduk" dedi. Ayrıca ona göre pek çok kişi bu alkalin toprak türünü “arka bahçesinde” bulabilir ve kuşkonmaz yetiştirmek için oldukça uygundur.
İniş alanının zemininde de önemli miktarda su buzu bulunuyor. Mars Odyssey yörünge aracı ayrıca kızıl gezegenin yüzeyinin altında su buzu birikintileri olduğunu da keşfetti. Daha sonra bu varsayım diğer cihazlar tarafından doğrulandı, ancak Mars'ta suyun varlığı sorunu nihayet 2008'de gezegenin kuzey kutbu yakınına inen Phoenix sondasının Mars topraklarından su almasıyla çözüldü.
Jeoloji ve iç yapı
Geçmişte, Dünya'da olduğu gibi Mars'ta da litosferik plakaların hareketi vardı. Bu, Mars'ın manyetik alanının özellikleri, örneğin Tharsis eyaletindeki bazı volkanların yerleri ve Valles Marineris'in şekli ile doğrulanmaktadır. Volkanların Dünya'dakinden çok daha uzun süre var olabildiği ve devasa boyutlara ulaştığı mevcut durum, bu hareketin artık oldukça eksik olduğunu gösteriyor. Bu durum, kalkan volkanlarının aynı menfezden uzun süre boyunca tekrarlanan patlamalar sonucu büyümesiyle desteklenmektedir. Dünya'da litosferik plakaların hareketi nedeniyle volkanik noktalar sürekli olarak konumlarını değiştirdi, bu da kalkan volkanlarının büyümesini sınırladı ve belki de onların Mars'taki gibi yüksekliklere ulaşmalarına izin vermedi. Öte yandan yanardağların maksimum yüksekliklerindeki farklılık, Mars'taki yer çekiminin düşük olması nedeniyle kendi ağırlıkları altında çökmeyecek daha yüksek yapılar inşa etmenin mümkün olmasıyla açıklanabilir.
Mars ve diğer karasal gezegenlerin yapısının karşılaştırılması
Mars'ın iç yapısına ilişkin mevcut modeller, Mars'ın ortalama 50 km kalınlığında (ve maksimum 130 km kalınlığa kadar) bir kabuktan, 1800 km kalınlığında bir silikat mantodan ve yarıçapı olan bir çekirdekten oluştuğunu göstermektedir. 1480km. Gezegenin merkezindeki yoğunluğun 8,5 g/cm2'ye ulaşması gerekiyor. Çekirdek kısmen sıvıdır ve esas olarak% 14-17 (kütlece) kükürt katkılı demirden oluşur ve hafif elementlerin içeriği Dünya'nın çekirdeğindekinin iki katıdır. Modern tahminlere göre çekirdeğin oluşumu erken volkanizma dönemine denk geldi ve yaklaşık bir milyar yıl sürdü. Manto silikatlarının kısmi erimesi de yaklaşık olarak aynı süreyi aldı. Mars'taki düşük yerçekimi nedeniyle, Mars mantosundaki basınç aralığı Dünya'dakinden çok daha küçüktür, bu da daha az faz geçişi olduğu anlamına gelir. Olivinin spinel modifikasyonuna faz geçişinin oldukça büyük derinliklerde - 800 km (Dünya'da 400 km) - başladığı varsayılmaktadır. Rölyefin doğası ve diğer özellikler, kısmen erimiş madde bölgelerinden oluşan bir astenosferin varlığına işaret etmektedir. Mars'ın bazı bölgeleri için ayrıntılı bir jeolojik harita derlendi.
Yörüngeden yapılan gözlemlere ve Mars meteoritleri koleksiyonunun analizine göre, Mars yüzeyi çoğunlukla bazalttan oluşuyor. Mars yüzeyinin bazı kısımlarındaki malzemenin sıradan bazalttan daha kuvars açısından zengin olduğunu ve Dünya'daki andezitik kayalara benzer olabileceğini öne süren bazı kanıtlar var. Ancak aynı gözlemler kuvars camının varlığı lehine yorumlanabilir. Daha derindeki katmanın büyük bir kısmı granüler demir oksit tozundan oluşur.
Mars'ın manyetik alanı
Mars yakınlarında zayıf bir manyetik alan tespit edildi.
Mars-2 ve Mars-3 istasyonlarının manyetometrelerinin okumalarına göre, ekvatordaki manyetik alan gücü yaklaşık 60 gama, kutup 120 gama'da ise dünyanınkinden 500 kat daha zayıftır. AMS Mars-5 verilerine göre ekvatordaki manyetik alan şiddeti 64 gama, manyetik moment ise 2,4 1022 oersted cm2 idi.
Mars'ın manyetik alanı son derece dengesizdir, gezegenin farklı noktalarında gücü 1,5 ila 2 kat arasında değişebilir ve manyetik kutuplar fiziksel olanlarla çakışmaz. Bu, Mars'ın demir çekirdeğinin kabuğuna göre nispeten hareketsiz olduğunu, yani Dünya'nın manyetik alanından sorumlu gezegen dinamo mekanizmasının Mars'ta çalışmadığını gösteriyor. Mars'ın sabit bir gezegen manyetik alanı olmamasına rağmen, gözlemler gezegen kabuğunun bazı kısımlarının mıknatıslandığını ve bu parçaların manyetik kutuplarının geçmişte değiştiğini göstermiştir. Bu parçaların mıknatıslanmasının, dünya okyanuslarındaki şerit manyetik anormalliklerine benzer olduğu ortaya çıktı.
1999'da yayınlanan ve 2005'te (insansız Mars Global Surveyor'un yardımıyla) yeniden test edilen bir teoriye göre, bu şeritler, gezegenin dinamosunun işlevinin sona ermesinden 4 milyar yıl önce, keskin bir zayıflayan manyetik alana neden olan plaka tektoniğini gösteriyor. Bu keskin zayıflamanın nedenleri belirsizdir. Dinamonun işleyişinin 4 milyar olduğu varsayımı var. Yıllar önce Mars'ın etrafında 50-75 bin kilometre mesafede dönen ve çekirdeğinde istikrarsızlığa neden olan bir asteroitin varlığıyla açıklanıyor. Asteroit daha sonra Roche sınırına düştü ve çöktü. Ancak bu açıklamanın kendisi belirsizlikler içermektedir ve bilim camiasında tartışmalıdır.
Jeolojik tarih
Viking 1 yörünge aracının 22 Şubat 1980 tarihli 102 görüntüsünden oluşan küresel mozaik.
Belki uzak geçmişte, büyük bir gök cismi ile çarpışmanın bir sonucu olarak, çekirdeğin dönüşü durdu ve atmosferin ana hacminin kaybı da sona erdi. Manyetik alan kaybının yaklaşık 4 milyar yıl önce meydana geldiğine inanılıyor. Manyetik alanın zayıflığı nedeniyle, güneş rüzgarı Mars atmosferine neredeyse hiçbir engel olmadan nüfuz eder ve iyonosferde ve Dünya'nın üzerinde meydana gelen güneş radyasyonunun etkisi altındaki fotokimyasal reaksiyonların çoğu, Mars'ta neredeyse en uç noktasında gözlemlenebilir. yüzey.
Mars'ın jeolojik tarihi aşağıdaki üç dönemi içerir:
Nuh Devri (adını Mars'ın bir bölgesi olan "Nuh Ülkesi"nden almıştır): Mars'ın hayatta kalan en eski yüzeyinin oluşumu. 4,5 milyardan 3,5 milyar yıl öncesine kadar sürdü. Bu dönemde yüzey çok sayıda çarpma krateriyle yaralandı. Tharsis platosu muhtemelen bu dönemde, daha sonra yoğun su akışıyla oluşmuştur.
Hesperia dönemi: 3,5 milyar yıl öncesinden 2,9 - 3,3 milyar yıl öncesine kadar. Bu çağ, devasa lav alanlarının oluşumuyla işaretlenmiştir.
Amazon Çağı (adını Mars'taki "Amazon Ovası"ndan alıyor): 2,9-3,3 milyar yıl öncesinden günümüze. Bu çağda oluşan alanlarda çok az göktaşı kraterleri vardır, ancak bunun dışında tamamen farklıdır. Olimpos Dağı bu dönemde oluşmuştur. Bu sırada Mars'ın diğer bölgelerine lav akıntıları yayılıyordu.
Mars'ın uyduları
Mars'ın doğal uyduları Phobos ve Deimos'tur. Her ikisi de 1877'de Amerikalı gökbilimci Asaph Hall tarafından keşfedildi. Phobos ve Deimos'un şekli düzensizdir ve boyutları çok küçüktür. Bir hipoteze göre, Mars'ın çekim alanı tarafından yakalanan Truva asteroit grubundan (5261) Eureka gibi asteroitleri temsil ediyor olabilirler. Uydular, savaş tanrısına savaşlarda yardım eden korku ve dehşeti temsil eden tanrı Ares (yani Mars), Phobos ve Deimos'a eşlik eden karakterlerden adını almıştır.
Her iki uydu da kendi eksenleri etrafında Mars etrafındakiyle aynı periyotta dönüyor, bu nedenle her zaman gezegene aynı tarafa bakıyorlar. Mars'ın gelgit etkisi Phobos'un hareketini yavaş yavaş yavaşlatacak ve sonuçta uydunun Mars'a düşmesine (mevcut eğilim devam ederse) veya parçalanmasına yol açacaktır. Tam tersine Deimos Mars'tan uzaklaşıyor.
Her iki uydu da üç eksenli elipsoide yaklaşan bir şekle sahiptir; Phobos (26,6x22,2x18,6 km), Deimos'tan (15x12,2x10,4 km) biraz daha büyüktür. Kraterlerin çoğunun ince taneli malzemeyle kaplı olması nedeniyle Deimos'un yüzeyi çok daha pürüzsüz görünüyor. Açıkçası, gezegene daha yakın ve daha büyük kütleye sahip olan Phobos'ta göktaşı çarpması sırasında fırlatılan madde ya yüzeye defalarca çarpmalara neden olmuş ya da Mars'a düşmüş, Deimos'ta ise uzun süre uydunun yörüngesinde kalarak yavaş yavaş yerleşmiştir. ve engebeli araziyi gizler.
Marsta yaşam
Mars'ta zeki Marslıların yaşadığı yönündeki popüler fikir 19. yüzyılın sonlarında yaygınlaştı.
Schiaparelli'nin sözde kanallara ilişkin gözlemleri, Percival Lowell'in aynı konudaki kitabıyla birleşerek, iklimi giderek kuruyan, soğuyan, ölmekte olan ve içinde sulama çalışmaları yapan eski bir uygarlığın var olduğu bir gezegen fikrini popüler hale getirdi.
Ünlü kişilerin sayısız başka gözlemleri ve duyuruları, bu konu etrafında "Mars Ateşi" olarak adlandırılan duruma yol açtı. 1899'da mucit Nikola Tesla, Colorado Gözlemevi'ndeki alıcıları kullanarak radyo sinyallerindeki atmosferik girişimi incelerken tekrar eden bir sinyal gözlemledi. Daha sonra bunun Mars gibi diğer gezegenlerden gelen bir radyo sinyali olabileceğini öne sürdü. 1901'de yapılan bir röportajda Tesla, parazitin yapay olarak oluşturulabileceği fikrine sahip olduğunu söyledi. Anlamlarını çözemese de bunların tamamen tesadüfen ortaya çıkması onun için imkânsızdı. Ona göre bu, bir gezegenden diğerine bir selamlamaydı.
Tesla'nın teorisi, 1902'de Amerika Birleşik Devletleri'ni ziyaret eden ünlü İngiliz fizikçi William Thomson'un (Lord Kelvin) coşkulu desteğini aldı ve kendi görüşüne göre Tesla'nın Amerika Birleşik Devletleri'ne gönderilen Marslılardan gelen sinyali yakaladığını söyledi. Ancak Kelvin daha sonra Amerika'dan ayrılmadan önce bu açıklamayı şiddetle reddetmeye başladı: "Aslında Mars'ta yaşayanların, eğer varsalar, New York'u, özellikle de elektrikten gelen ışığı kesinlikle görebildiklerini söyledim."
Bugün yüzeyinde sıvı suyun varlığı, gezegendeki yaşamın gelişmesi ve sürdürülmesi için bir koşul olarak kabul ediliyor. Ayrıca gezegenin yörüngesinin, Güneş Sistemi için Venüs'ün arkasında başlayan ve Mars'ın yörüngesinin yarı ana ekseniyle biten, yaşanabilir bölge adı verilen bölgede olması da gerekiyor. Günberi sırasında Mars bu bölgenin içindedir, ancak düşük basınçlı ince bir atmosfer, sıvı suyun geniş bir alanda görünmesini uzun süre engeller. Son kanıtlar, Mars yüzeyindeki herhangi bir suyun, Dünya benzeri kalıcı yaşamı destekleyemeyecek kadar tuzlu ve asidik olduğunu gösteriyor.
Manyetosferin olmayışı ve Mars'ın son derece ince atmosferi de yaşamı destekleme konusunda zorluklar yaratıyor. Gezegenin yüzeyinde ısı akışlarının çok zayıf bir hareketi var, güneş rüzgarı parçacıklarının bombardımanına karşı zayıf bir şekilde yalıtılıyor, ayrıca ısıtıldığında su, düşük basınç nedeniyle sıvı halini atlayarak anında buharlaşıyor. Mars da sözde eşiğinde. "jeolojik ölüm". Volkanik aktivitenin sona ermesi, görünüşe göre gezegenin yüzeyi ve içi arasındaki minerallerin ve kimyasal elementlerin dolaşımını durdurdu.
Kanıtlar, gezegenin daha önce yaşamı desteklemeye şimdi olduğundan çok daha yatkın olduğunu gösteriyor. Ancak bugüne kadar üzerinde herhangi bir organizma kalıntısına rastlanmadı. 1970'lerin ortalarında yürütülen Viking programı, Mars topraklarındaki mikroorganizmaları tespit etmek için bir dizi deney gerçekleştirdi. Toprak parçacıkları suya ve yetiştirme ortamına yerleştirildiğinde CO2 emisyonlarında geçici bir artış gibi olumlu sonuçlar doğurdu. Ancak Mars'ta yaşamın varlığına dair bu kanıt bazı bilim adamları tarafından[kim tarafından?] tartışıldı. Bu, Viking'in yaşamı keşfettiğini iddia eden NASA bilim adamı Gilbert Levin ile uzun süreli tartışmalarına yol açtı. Viking verilerinin ekstremofillerle ilgili güncel bilimsel bilgiler ışığında yeniden değerlendirilmesi sonucunda yapılan deneylerin bu canlıları tespit edecek kadar ileri düzeyde olmadığı belirlendi. Üstelik bu testler, numunelerde bulunsa bile organizmaları öldürebiliyordu. Phoenix programı kapsamında yapılan testler toprağın oldukça alkalin bir pH'a sahip olduğunu ve magnezyum, sodyum, potasyum ve klorür içerdiğini gösterdi. Toprakta yaşamı desteklemeye yetecek kadar besin var ancak yaşam formlarının yoğun ultraviyole ışıktan korunması gerekiyor.
İlginçtir ki, Mars kökenli bazı meteorlarda, boyutları en küçük karasal organizmalardan daha düşük olmasına rağmen, en basit bakterilere benzeyen oluşumlar bulunmuştur. Böyle bir göktaşı, 1984 yılında Antarktika'da bulunan ALH 84001'dir.
Dünya'dan yapılan gözlemlere ve Mars Express uzay aracından alınan verilere dayanarak, Mars atmosferinde metan keşfedildi. Mars koşullarında bu gaz oldukça hızlı bir şekilde ayrışır, dolayısıyla sürekli bir yenilenme kaynağının olması gerekir. Böyle bir kaynak ya jeolojik aktivite (ancak Mars'ta aktif yanardağ bulunmadı) ya da bakteri aktivitesi olabilir.
Mars yüzeyinden astronomik gözlemler
Otomatik araçların Mars yüzeyine inişinden sonra astronomik gözlemlerin doğrudan gezegenin yüzeyinden yapılması mümkün hale geldi. Mars'ın güneş sistemindeki astronomik konumu, atmosferin özellikleri, Mars ve uydularının yörünge periyodu nedeniyle, Mars'ın gece gökyüzünün resmi (ve gezegenden gözlemlenen astronomik olaylar) Dünya'dakinden farklıdır ve birçok yönden sıradışı ve ilginç görünüyor.
Mars'ta gökyüzünün rengi
Gün doğumu ve gün batımı sırasında, Mars'ın zirvesindeki gökyüzü kırmızımsı pembe bir renge sahiptir ve güneş diskinin hemen yakınında - maviden menekşe rengine, bu da dünyevi şafak resminin tam tersidir.
Öğle vakti Mars'ın gökyüzü sarı-turuncu renktedir. Dünya gökyüzünün renklerinden bu kadar farklı olmasının nedeni, Mars'ın ince, seyrek, toz içeren atmosferinin özellikleridir. Mars'ta ışınların Rayleigh saçılımı (Dünya'da gökyüzünün mavi renginin nedeni budur) önemsiz bir rol oynar, etkisi zayıftır. Muhtemelen gökyüzünün sarı-turuncu rengi, Mars atmosferinde sürekli asılı kalan ve mevsimsel toz fırtınaları tarafından yükselen toz parçacıklarındaki %1 manyetit varlığından da kaynaklanıyor. Alacakaranlık gün doğumundan çok önce başlar ve gün batımından sonra da uzun sürer. Bazen Mars gökyüzünün rengi, bulutlardaki su buzunun mikro parçacıkları üzerindeki ışığın saçılması sonucu mor bir renk alır (ikincisi oldukça nadir bir olgudur).
Güneş ve gezegenler
Mars'tan gözlemlenen Güneş'in açısal boyutu, Dünya'dan görülenden daha küçüktür ve Dünya'dan görülenin 2/3'ü kadardır. Mars'taki Merkür, Güneş'e aşırı yakınlığı nedeniyle çıplak gözle gözlemlenmesi neredeyse imkansız olacak. Mars'ın gökyüzündeki en parlak gezegen Venüs'tür, Jüpiter ikinci sırada (en büyük dört uydusu teleskop olmadan gözlemlenebilir) ve Dünya üçüncü sıradadır.
Dünya, Mars'ın iç gezegenidir, tıpkı Venüs'ün Dünya için olduğu gibi. Buna göre Dünya, Mars'tan, şafaktan önce yükselen veya gün batımından sonra akşam gökyüzünde görülebilen bir sabah veya akşam yıldızı olarak gözlemlenir.
Dünyanın Mars gökyüzündeki maksimum uzaması 38 derece olacaktır. Çıplak gözle, Dünya parlak (maksimum görülebilir kadir yaklaşık -2,5 kadirde) yeşilimsi bir yıldız olarak görülecek, bunun yanında sarımsı ve daha sönük (yaklaşık 0,9 kadirde) Ay yıldızı da kolaylıkla görülebilecektir. Bir teleskopla her iki nesne de aynı aşamaları gösterecektir. Ay'ın Dünya etrafındaki dönüşü Mars'tan şu şekilde gözlemlenecektir: Ay'ın Dünya'dan maksimum açısal mesafesinde çıplak göz, Ay'ı ve Dünya'yı kolaylıkla ayırabilir: bir hafta sonra Ay'ın "yıldızları" Ay ve Dünya gözle görülemeyecek şekilde tek bir yıldızda birleşecek; bir hafta sonra Ay tekrar maksimum mesafesinde, ancak Dünya'nın diğer tarafında görülebilecek. Zaman zaman Mars'taki bir gözlemci, Ay'ın Dünya diski boyunca geçişini (geçişini) veya tersine, Ay'ın Dünya diski tarafından kaplandığını görebilecek. Mars'tan gözlemlendiğinde Ay'ın Dünya'dan maksimum görünen mesafesi (ve görünen parlaklığı), Dünya ile Mars'ın göreceli konumlarına ve buna bağlı olarak gezegenler arasındaki mesafeye bağlı olarak önemli ölçüde değişecektir. Karşıtlık dönemlerinde bu, Dünya ile Mars arasındaki maksimum mesafede yaklaşık 17 yay dakikası olacaktır - 3,5 yay dakikası. Dünya da diğer gezegenler gibi Zodyak takımyıldızları kuşağında gözlemlenecek. Mars'taki bir gökbilimci aynı zamanda Dünya'nın Güneş diski boyunca geçişini de gözlemleyebilecek; en yakın geçiş 10 Kasım 2084'te gerçekleşecek.
Uydular - Phobos ve Deimos
Phobos'un güneş diskinden geçişi. Fırsat'tan fotoğraflar
Phobos, Mars yüzeyinden gözlemlendiğinde, Dünya gökyüzündeki Ay diskinin yaklaşık 1/3'ü kadar görünür bir çapa ve yaklaşık -9 kadar görünür bir büyüklüğe sahiptir (yaklaşık olarak Ay'ın ilk çeyrek evresindekiyle aynı). Phobos batıdan doğuyor ve doğudan batıyor, ancak 11 saat sonra tekrar yükseliyor ve böylece Mars gökyüzünü günde iki kez geçiyor. Bu hızlı ayın gökyüzündeki hareketi ve değişen evreleri gece boyunca kolaylıkla fark edilebilecek. Çıplak gözle Phobos'un en büyük kabartma özelliği olan Stickney krateri fark edilebilecek. Deimos doğuda yükselir ve batıda batar, gözle görülür görünür bir diski olmayan, yaklaşık -5 kadirde (Dünya gökyüzündeki Venüs'ten biraz daha parlak) parlak bir yıldız olarak görünür ve 2,7 Mars günü boyunca gökyüzünü yavaşça geçer. Her iki uydu da gece gökyüzünde aynı anda gözlemlenebilecek, bu durumda Phobos, Deimos'a doğru ilerleyecek.
Hem Phobos hem de Deimos, Mars yüzeyindeki nesnelerin geceleri net gölgeler oluşturmasına yetecek kadar parlaktır. Her iki uydunun da Mars'ın ekvatoruna göre nispeten düşük bir yörünge eğimi vardır, bu da gezegenin yüksek kuzey ve güney enlemlerinde gözlemlenmelerini engeller: örneğin, Phobos hiçbir zaman 70,4° Kuzey ufkunun kuzeyindeki ufkun üzerine çıkmaz. w. veya 70,4° G'nin güneyinde. sh.; Deimos için bu değerler 82,7° N'dir. w. ve 82,7° G. w. Mars'ta, Mars'ın gölgesine girerken bir Phobos ve Deimos tutulması gözlemlenebileceği gibi, Phobos'un güneş diskine kıyasla küçük açısal boyutundan dolayı yalnızca halka şeklinde olan bir Güneş tutulması da gözlemlenebilir.
Gök küresi
Mars'taki Kuzey Kutbu, gezegenin ekseninin eğimi nedeniyle Kuğu takımyıldızında yer alır (ekvator koordinatları: sağa yükseliş 21 saat 10 dakika 42 saniye, sapma +52° 53,0?) ve parlak bir yıldızla işaretlenmemiştir: Dünya'ya en yakın olanı kutup, altıncı kadirden sönük bir yıldız BD +52 2880'dir (diğer isimleri HR 8106, HD 201834, SAO 33185'tir). Güney gök kutbu (koordinatları 9h 10m 42s ve -52° 53,0) yıldızdan birkaç derece uzaktadır. Kappa Parus (görünür büyüklük 2,5) - prensip olarak Mars'ın Güney Kutbu Yıldızı olarak kabul edilebilir.
Mars ekliptiğinin zodyak takımyıldızları, Dünya'dan gözlemlenenlere benzer, tek bir farkla: Güneş'in takımyıldızlar arasındaki yıllık hareketini gözlemlerken, (Dünya dahil diğer gezegenler gibi) Balık takımyıldızının doğu kısmını terk eder. , 6 gün boyunca Balina takımyıldızının kuzey kısmından geçerek Batı Balık burcuna yeniden nasıl girileceğinin önünden geçecek.
Mars keşfinin tarihi
Mars'ın keşfi çok uzun zaman önce, 3,5 bin yıl önce Eski Mısır'da başladı. Mars'ın konumuna ilişkin ilk ayrıntılı raporlar, gezegenin konumunu tahmin etmek için bir dizi matematiksel yöntem geliştiren Babilli gökbilimciler tarafından derlendi. Antik Yunan (Helenistik) filozofları ve gökbilimcileri, Mısırlılar ve Babillilerden elde edilen verileri kullanarak, gezegenlerin hareketini açıklamak için ayrıntılı bir yer merkezli model geliştirdiler. Birkaç yüzyıl sonra Hintli ve Müslüman gökbilimciler Mars'ın büyüklüğünü ve Dünya'ya olan uzaklığını tahmin ettiler. 16. yüzyılda Nicolaus Copernicus, güneş sistemini dairesel gezegen yörüngeleriyle tanımlamak için güneş merkezli bir model önerdi. Elde ettiği sonuçlar, gözlemlenenle örtüşen, Mars'ın daha doğru bir eliptik yörüngesini ortaya koyan Johannes Kepler tarafından revize edildi.
1659 yılında Francesco Fontana, Mars'a teleskopla bakarak gezegenin ilk çizimini yaptı. Açıkça tanımlanmış bir kürenin ortasında siyah bir nokta tasvir etti.
1660 yılında Jean Dominique Cassini tarafından eklenen siyah noktaya iki kutup başlığı eklendi.
1888'de Rusya'da eğitim gören Giovanni Schiaparelli, bireysel yüzey özelliklerine ilk isimleri verdi: Afrodit, Erythraean, Adriyatik, Kimmer denizleri; Sun, Lunnoe ve Phoenix gölleri.
Mars'ın teleskopik gözlemlerinin en parlak dönemi 19. yüzyılın sonlarında - 20. yüzyılın ortalarında meydana geldi. Bunun nedeni büyük ölçüde kamunun ilgisi ve gözlemlenen Mars kanallarını çevreleyen iyi bilinen bilimsel tartışmalardan kaynaklanmaktadır. Bu dönemde Mars'ın teleskopik gözlemlerini gerçekleştiren uzay öncesi dönemin gökbilimcileri arasında en ünlüleri Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs'tur. Areografinin temellerini atanlar ve Mars yüzeyinin ilk ayrıntılı haritalarını derleyenler onlardı - ancak otomatik sondalar Mars'a uçtuktan sonra bunların neredeyse tamamen yanlış olduğu ortaya çıktı.
Mars'ın kolonizasyonu
Dünyalaştırma sonrasında Mars'ın tahmini görünümü
Dünya'dakilere nispeten yakın olan doğal koşullar bu görevi biraz kolaylaştırıyor. Özellikle Dünya'da doğal koşulların Mars'takine benzer olduğu yerler var. Kuzey Kutbu ve Antarktika'daki son derece düşük sıcaklıklar, Mars'taki en soğuk sıcaklıklarla bile kıyaslanabilir düzeydedir ve Mars'ın ekvatoru yaz aylarında Dünya'daki kadar sıcak (+20°C) olabilir. Dünya üzerinde görünüş olarak Mars'ın manzarasına benzeyen çöller de vardır.
Ancak Dünya ile Mars arasında önemli farklılıklar var. Özellikle Mars'ın manyetik alanı Dünya'nınkinden yaklaşık 800 kat daha zayıftır. Seyrekleştirilmiş (Dünya'ya kıyasla yüzlerce kat) atmosferle birlikte bu, yüzeye ulaşan iyonlaştırıcı radyasyon miktarını artırır. Amerikan insansız uzay aracı Mars Odyssey tarafından gerçekleştirilen ölçümler, Mars yörüngesindeki arka plan radyasyonunun, Uluslararası Uzay İstasyonundaki arka plan radyasyonundan 2,2 kat daha yüksek olduğunu gösterdi. Ortalama doz günde yaklaşık 220 miliraddı (günde 2,2 miligray veya yılda 0,8 gri). Üç yıl boyunca böyle bir arka planda kalmanın sonucu olarak alınan radyasyon miktarı, astronotlar için belirlenen güvenlik sınırlarına yaklaşıyor. Mars yüzeyinde, radyasyon arka planı biraz daha düşüktür ve doz, araziye, rakıma ve yerel manyetik alanlara bağlı olarak önemli ölçüde değişen, yılda 0,2-0,3 Gy'dir.
Mars'ta yaygın olarak bulunan minerallerin kimyasal bileşimi, Dünya'ya yakın diğer gök cisimlerininkinden daha çeşitlidir. 4Frontiers şirketine göre bunlardan sadece Mars'ın kendisini değil aynı zamanda Ay'ı, Dünya'yı ve asteroit kuşağını da beslemeye yetecek kadar var.
Dünya'dan Mars'a uçuş süresi (mevcut teknolojilerle) yarı elipste 259 gün, parabolde 70 gündür. Potansiyel kolonilerle iletişim kurmak için, gezegenlerin en yakın yaklaşımı sırasında her yönde 3-4 dakika gecikmeli (780 günde bir tekrarlanan) ve yaklaşık 20 dakika süren radyo iletişimi kullanılabilir. gezegenlerin maksimum mesafesinde; bkz. Yapılandırma (astronomi).
Bugüne kadar, Mars'ı kolonileştirmek için hiçbir pratik adım atılmadı, ancak kolonizasyonun gelişimi sürüyor; örneğin, Derin Uzay Habitatı gezegeninde kalmak için yaşanabilir bir modülün geliştirilmesi olan Yüzüncü Yıl Uzay Gemisi projesi.
Mars'ın yörüngesi uzadığından Güneş'e olan mesafe yıl boyunca 21 milyon km değişmektedir. Dünya'ya olan mesafe de sabit değildir. Her 15-17 yılda bir meydana gelen Gezegenlerin Büyük Karşıtlıkları sırasında Güneş, Dünya ve Mars aynı hizaya geldiğinde Mars, Dünya'ya maksimum 50-60 milyon km kadar yaklaşır. Son Büyük Karşılaşma 2003 yılında gerçekleşti. Mars'ın Dünya'ya maksimum uzaklığı 400 milyon km'ye ulaşıyor.
Mars'ta bir yıl, Dünya'dakinin neredeyse iki katı uzunluktadır - 687 Dünya günü. Eksen yörüngeye - 65 ° eğimlidir, bu da mevsimlerin değişmesine yol açar. Kendi ekseni etrafındaki dönüş süresi 24,62 saattir, yani Dünya'nın dönüş süresinden yalnızca 41 dakika daha uzundur. Ekvatorun yörüngeye olan eğimi neredeyse Dünya'nınkine benzer. Bu, Mars'ta gece-gündüz değişiminin ve mevsim değişiminin Dünya'dakiyle hemen hemen aynı şekilde gerçekleştiği anlamına geliyor.
Hesaplamalara göre Mars'ın çekirdeği, gezegenin kütlesinin %9'u kadar bir kütleye sahip. Demir ve alaşımlarından oluşur ve sıvı haldedir. Mars'ın 100 km kalınlığında kalın bir kabuğu vardır. Aralarında demir açısından zengin silikat bir örtü bulunur. Mars'ın kırmızı rengi, toprağının yarısının demir oksitlerden oluşmasıyla tam olarak açıklanmaktadır. Gezegen "paslanmış" gibi görünüyordu.
Mars'ın üzerindeki gökyüzü koyu mor renktedir ve sakin, sakin havalarda gün boyunca bile parlak yıldızlar görülebilir. Atmosfer aşağıdaki bileşime sahiptir (Şekil 46): karbondioksit - %95, nitrojen - %2,5, atomik hidrojen, argon - %1,6, geri kalanı su buharı, oksijendir. Kışın karbondioksit donarak kuru buza dönüşür. Atmosferde nadir bulutlar var; soğuk mevsimde ovaların üzerinde ve kraterlerin dibinde sis var.
Pirinç. 46. Mars atmosferinin bileşimi
Yüzey seviyesinde ortalama atmosferik basınç yaklaşık 6,1 mbar'dır. Bu, Dünya yüzeyinden 15.000 kat, Dünya yüzeyinden ise 160 kat daha azdır. En derin çöküntülerde basınç 12 mbar'a ulaşır. Mars'ın atmosferi çok incedir. Mars soğuk bir gezegendir. Mars'ta kaydedilen en düşük sıcaklık -139°C'dir. Gezegen keskin sıcaklık değişimleriyle karakterizedir. Sıcaklık genliği 75-60 °C olabilir. Mars, Dünya'dakine benzer iklim bölgelerine sahiptir. Ekvator bölgesinde sıcaklık öğle saatlerinde +20-25 °C'ye yükselir, gece ise -40 °C'ye düşer. Ilıman bölgede sabah sıcaklığı 50-80 °C'dir.
Birkaç milyar yıl önce Mars'ın 1-3 bar yoğunluğa sahip bir atmosfere sahip olduğuna inanılıyor. Bu basınçta suyun sıvı halde olması ve karbondioksitin buharlaşması gerekir ve sera etkisi oluşabilir (Venüs'te olduğu gibi). Ancak Mars, kütlesinin düşük olması nedeniyle yavaş yavaş atmosferini kaybetti. Sera etkisi azaldı, bugün hala gözlemlenen permafrost ve kutup örtüleri ortaya çıktı.
Güneş sistemindeki en yüksek yanardağ Olympus Mons Mars'ta bulunuyor. Yüksekliği 27.400 m, yanardağın tabanının çapı 600 km'ye ulaşıyor. Bu, büyük olasılıkla yaklaşık 1,5 milyar yıl önce lav püskürten soyu tükenmiş bir yanardağdır.
Mars gezegeninin genel özellikleri
Şu anda Mars'ta tek bir aktif yanardağ bulunamadı. Olympus yakınlarında başka dev volkanlar da var: Askrian Dağı, Pavolina Dağı ve yüksekliği 20 km'yi aşan Arsia Dağı. İçlerinden akan lavlar katılaşmadan önce her yöne yayılır, böylece volkanlar koniden ziyade kek şeklindedir. Mars'ta kum tepeleri, dev kanyonlar ve fayların yanı sıra göktaşı kraterleri de var. En iddialı kanyon sistemi ise 4 bin km uzunluğundaki Valles Marineris'tir. Geçmişte, Mars'ta bugün gözlemlenen kanalları terk eden nehirler akmış olabilir.
1965 yılında Amerikan Mariner 4 sondası Mars'ın ilk görüntülerini iletti. Bunlara ve Mariner 9'dan alınan fotoğraflara dayanarak, Sovyet sondaları Mars 4 ve Mars 5 ile 1974'te faaliyet gösteren Amerikan Viking 1 ve Viking 2, Mars'ın ilk haritasını çıkardı. Ve 1997'de bir Amerikan uzay aracı, 30 cm uzunluğunda ve 11 kg ağırlığında altı tekerlekli bir araba olan Mars'a bir robot teslim etti. Robot, 4 Temmuz'dan 27 Eylül 1997'ye kadar Mars'taydı ve bu gezegeni inceliyordu. Hareketleriyle ilgili programlar televizyonda ve internette yayınlandı.
Mars'ın iki uydusu vardır: Deimos ve Phobos.
Mars'ta iki uydunun varlığına ilişkin varsayım 1610 yılında bir Alman matematikçi, gökbilimci, fizikçi ve astrolog tarafından ortaya atılmıştı. Johannes Kepler (1571 — 1630), gezegenlerin hareket yasalarını keşfeden kişi.
Ancak Mars'ın uyduları ancak 1877'de Amerikalı bir astrolog tarafından keşfedildi. Asaf Salonu (1829-1907).
> Mars ve Dünya'nın karşılaştırılması
Mars ve Dünya gezegenini karşılaştırın. Ne kadar farklı ve benzerler: büyüklük, atmosfer, yerçekimi, Güneş'e uzaklık, yaşam koşulları, fotoğraflı sayılarla özellikler.
Daha önce bilim insanları Mars yüzeyinin bir kanal sistemiyle noktalı olduğunu düşünüyorlardı. Bu nedenle gezegenin bizimkine benzediğine ve yaşama ev sahipliği yapabileceğine inanmaya başladılar. Ancak detaylı incelediğimizde nesneler arasında pek çok farklılığın olduğunu fark ettik.
Kızıl Gezegen artık donmuş bir çöl ama bir zamanlar bu dünya bizimkine benziyordu. Boyut, eksenel eğim, yapı, bileşim ve suyun varlığı bakımından birbirine yakınlaşırlar. Ancak farklılıklar gezegeni hızla kolonileştirmemizi engelliyor. Mars ve Dünya gezegeninin nasıl farklılaştığını görelim.
Dünya ve Mars'ın büyüklüğü, kütlesi ve yörüngesinin karşılaştırılması
Dünyanın ortalama yarıçapı 6371 km, kütlesi ise 5,97 × 10 24 kg olup büyüklük ve kütle bakımından 5. sırada yer almamızın nedeni budur. Mars'ın yarıçapı ekvatorda 3396 km'dir (Dünya'nın 0,53'ü) ve kütlesi 6,4185 x 10 23 kg'dır (%15 Dünya'nın). Üstteki fotoğrafta Mars'ın Dünya'dan ne kadar küçük olduğunu görebilirsiniz.
Dünyanın hacmi 1,08321 x 10 12 km3, Mars'ın hacmi ise 1,6318 x 10¹¹ km³'dür (0,151 Dünya'nın hacmi). Mars'ın yüzey yoğunluğu 3.711 m/s² olup, bu da Dünya'nın %37,6'sına denk gelmektedir.
Yörünge yolları tamamen farklıdır. Dünyanın Güneş'ten ortalama uzaklığı 149.598.261 km olup, 147.095.000 km ile 151.930.000 km arasında değişmektedir. Mars'ın maksimum uzaklığı 249.200.000.000 km, yakınlığı ise 206.700.000.000 km'dir. Üstelik yörünge süresi 686.971 güne ulaşıyor.
Ancak yıldız ciroları neredeyse aynı. Bizim 23 saat 56 dakika 4 saniyemiz varsa Mars'ın da 24 saat 40 dakikası vardır. Fotoğraf, Mars ve Dünya'nın eksenel eğim seviyesini göstermektedir.
Eksen eğiminde de bir benzerlik var: Mars'ta 25,19°, karada ise 23°. Bu, Kızıl Gezegenden mevsimselliğin beklenebileceği anlamına geliyor.
Dünya ve Mars'ın yapısı ve bileşimi
Dünya ve Mars karasal gezegenlerin temsilcileridir, yani benzer yapıya sahiptirler. Manto ve kabuk içeren metalik bir çekirdektir. Ancak Dünya'nın yoğunluğu (5,514 g/cm3) Mars'tan (3,93 g/cm3) daha yüksektir, yani Mars daha hafif elementleri barındırır. Aşağıdaki şekil Mars ve Dünya gezegeninin yapısını karşılaştırmaktadır.
Mars'ın çekirdeği 1795 +/-65 km'den fazla uzanır ve demir ve nikelin yanı sıra %16-17 oranında kükürtten oluşur. Her iki gezegenin de çekirdeğinin etrafında silikat bir manto ve katı bir yüzey kabuğu vardır. Dünyanın mantosu 2890 km'den fazla uzanır ve demir ve magnezyum içeren silikat kayalardan oluşur ve kabuk, demir ve magnezyumun yanı sıra granitin de bulunduğu 40 km'yi kaplar.
Mars mantosu yalnızca 1300-1800 km'dir ve aynı zamanda silikat kayalarıyla da temsil edilir. Ancak kısmen viskozdur. Kora – 50-125 km. Neredeyse aynı yapıya sahip oldukları, katman kalınlıklarının farklı olduğu ortaya çıktı.
Dünya ve Mars'ın yüzey özellikleri
En büyük kontrastın görüldüğü yer burasıdır. Suyla dolup taşan mavi gezegen olarak adlandırılmamız boşuna değil. Ancak Kızıl Gezegen soğuk ve ıssız bir yer. Çok fazla kir ve demir oksit var, bu yüzden kırmızı renk ortaya çıkıyor. Kutup bölgelerinde su buz halinde bulunur. Ayrıca yüzeyin altında küçük bir miktar kalır.
Manzarada benzerlikler var. Her iki gezegende de volkanlar, dağlar, sırtlar, geçitler, yaylalar, kanyonlar ve ovalar bulunur. Mars aynı zamanda güneş sistemindeki en büyük dağı Olympus Mons'a ve en derin uçurum Valles Marineris'e de sahiptir.
Her iki gezegen de asteroit ve göktaşı saldırılarına maruz kaldı. Ancak Mars'ta bu izler daha iyi korunuyor ve bazıları milyarlarca yıllık. Her şey gezegenimizdeki oluşumları yok eden hava basıncı ve yağış eksikliği ile ilgili.
Geçmişte suyun akabileceği Mars kanalları ve vadileri dikkat çekiyor. Oluşumunun nedeninin su erozyonu olabileceğine inanılıyor. Uzunluğu 2000 km, genişliği ise 100 km'dir.
Dünya ve Mars'ın atmosferi ve sıcaklığı
Burada gezegenler kökten farklıdır. Dünya 5 küreye bölünmüş yoğun bir atmosferik katmana sahiptir. Mars'ın ince bir atmosferi vardır ve basınç 0,4-0,87 kPa'dır. Dünya'nın atmosferi nitrojen (%78) ve oksijenden (%21) oluşurken, Mars'ın atmosferik bileşimi karbondioksit (%96), argon (%1,93) ve nitrojenden (%1,89) oluşur.
Bu aynı zamanda sıcaklık okumalarındaki farkı da etkiledi. Dünyanın ortalaması 14°C, maksimum 70,7°C, minimum ise -89,2°C'ye düşüyor.
Atmosfer katmanının inceliği ve Güneş'e olan uzaklığı nedeniyle Mars çok daha soğuktur. Ortalama -46°C'ye düşer, minimum -143°C'ye ulaşır ve 35°C'ye kadar ısınabilir. Mars atmosferi ayrıca büyük miktarda toz içerir (parçacık boyutu 1,5 mikrometredir), bu nedenle gezegen kırmızı görünür.
Dünya ve Mars'ın manyetik alanları
Dünyanın dinamosu, akımlar ve manyetik alan üreten çekirdeğin dönüşüyle çalıştırılır. Bu süreç son derece önemlidir, çünkü dünya hayatını korur. Bu NASA diyagramında Mars ve Dünya'nın manyetik alanlarına hayran kalacaksınız.
Dünyanın manyetosferi, tehlikeli kozmik ışınların yüzeye çıkmasını önleyen bir kalkan görevi görür. Ancak Mars için zayıftır ve bütünlükten yoksundur. Bunların yalnızca şu anda gezegenin çeşitli bölgelerine dağılmış olan orijinal manyetosferin kalıntıları olduğuna inanılıyor. En büyük gerilim güney tarafına daha yakın.
Belki de yoğun bir göktaşı saldırısı nedeniyle manyetosfer ortadan kayboldu. Ya da 4,2 milyar yıl önce dinamonun durmasına yol açan soğuma süreciyle ilgili. Daha sonra güneş rüzgarı çalışmaya başladı ve kalıntıları atmosfer ve suyla birlikte uçurdu.
Dünya ve Mars'ın uyduları
Gezegenlerin uyduları vardır. Gelgitlerden sorumlu olan tek komşu Ay'ımızdır. Uzun zamandır bizimle birliktedir ve birçok kültüre damgasını vurmuştur. Bu sadece sistemdeki en büyük uydulardan biri değil, aynı zamanda en çok çalışılan uydudur.
Mars'ın yörüngesinde iki uydu var: Phobos ve Deimos. 1877'de bulundular. İsimleri savaş tanrısı Ares'in oğullarının onuruna verilmiştir: korku ve dehşet. Phobos 22 km'den fazla uzanır ve uzaklığı 9234,42 km ile 9517,58 km arasında değişir. Bir geçiş 7 saat sürüyor. Uydunun 10-50 milyon yıl içinde gezegene çarpacağına inanılıyor.
Deimos'un çapı 12 km, yörünge yolu ise 23455,5 km - 23470,9 km'dir. Baypas 1,26 gün sürer. Çapı 100 m'yi geçmeyen ek uydular da vardır, toz halkası oluşturabilirler.
Phobos ve Deimos'un daha önce yerçekiminin çektiği asteroitler olduğuna inanılıyor. Bu, bileşimleri ve düşük albedoları ile ima edilmektedir.
Dünya ve Mars hakkında sonuç
İki gezegene baktık. Ana parametrelerini karşılaştıralım (solda Dünya ve sağda Mars):
- Ortalama yarıçap: 6.371 km / 3.396 km.
- Ağırlık: 59,7 x 10 23 kg / 6,42 x 10 23 kg.
- Hacim: 10,8 x 10 11 km 3 / 1,63 × 10¹¹ km³.
- Yarı eksen: 0,983 – 1,015 a.u. / 1.3814 – 1.666 a.u.
- Basınç: 101,325 kPa / 0,4 - 0,87 kPa.
- Yerçekimi: 9,8 m/s² / 3,711 m/s²
- Ortalama sıcaklık: 14°C / -46°C.
- Sıcaklık değişimleri: ±160°C / ±178°C.
- Eksenel eğim: 23° / 25,19°.
- Günün uzunluğu: 24 saat/24 saat 40 dakika.
- Yılın uzunluğu: 365,25 gün / 686,971 gün.
- Su: bol/aralıklı (buz halinde).
- Kutup buzulları: Evet / Evet.
Mars'ın bize göre küçük ve çöl bir gezegen olduğunu görüyoruz. Özellikleri, sömürgecilerin çok sayıda zorlukla yüzleşmek zorunda kalacağını gösteriyor. Yine de risk almaya ve yolculuğa çıkmaya hazırız. Üstelik Dünya'dan Mars'a olan mesafe nispeten küçüktür. Belki bir gün orayı ikinci evimiz yaparız.
