Treperi u danima sukoba sa zloslutnom krvavo crvenom bojom i izaziva primitivni mistični strah, tajanstvena i tajanstvena zvijezda, koju su stari Rimljani nazvali u čast boga rata Marsa (Ares kod Grka), teško da bi odgovaralo ženskom imenu. Grci su ga zvali i Phaeton zbog njegovog "blistavog i briljantnog" izgleda, koji površina Marsa duguje jarkoj boji i "lunarnom" reljefu sa vulkanskim kraterima, udubljenjima od džinovskih udara meteorita, dolinama i pustinjama.
Orbitalne karakteristike
Ekscentricitet eliptične orbite Marsa je 0,0934, što uzrokuje razliku između maksimalne (249 miliona km) i minimalne (207 miliona km) udaljenosti do Sunca, zbog čega količina sunčeve energije koja ulazi u planeta varira unutar 20-30%.
Prosječna orbitalna brzina je 24,13 km/s. marspotpuno obiđe Sunce za 686,98 zemaljskih dana, što je dvostruko više od Zemljinog perioda, i okreće se oko svoje ose na skoro isti način kao i Zemlja (za 24 sata i 37 minuta). Ugao nagiba orbite prema ravni ekliptike, prema različitim procjenama, određen je od 1,51 ° do 1,85 °, a nagib orbite prema ekvatoru je 1,093 °. U odnosu na ekvator Sunca, orbita Marsa je nagnuta pod uglom od 5,65° (a Zemlja je oko 7°). Značajan nagib ekvatora planete prema ravni orbite (25,2°) dovodi do značajnih sezonskih klimatskih promjena.
Fizički parametri planete
Mars među planetama Sunčevog sistema je na sedmom mestu po veličini, a po udaljenosti od Sunca zauzima četvrtu poziciju. Zapremina planete je 1,638×1011 km³, a težina 0,105-0,108 Zemljine mase (6,441023 kg), što joj daje u gustini oko 30% (3,95 g/cm3). Ubrzanje slobodnog pada u ekvatorijalnoj oblasti Marsa određeno je u rasponu od 3,711 do 3,76 m/s². Površina se procjenjuje na 144.800.000 km². Atmosferski pritisak varira unutar 0,7-0,9 kPa. Brzina potrebna za savladavanje gravitacije (drugi prostor) je 5.072 m/s. Na južnoj hemisferi prosječna površina Marsa je 3-4 km viša nego na sjevernoj hemisferi.
Klimatski uslovi
Ukupna masa atmosfere Marsa je oko 2,51016 kg, ali tokom godine uveliko varira zbog topljenja ili "zamrzavanja" polarnih kapa koje sadrže ugljen-dioksid. Prosječni pritisak na površinskom nivou (oko 6,1 mbar) je skoro 160 puta manji nego blizu površine naše planete, ali u dubokim depresijamadostiže 10 mbar. Prema različitim izvorima, sezonski padovi pritiska kreću se od 4,0 do 10 mbar.
95,32% atmosfere Marsa sastoji se od ugljen-dioksida, oko 4% je argon i azot, a kiseonik zajedno sa vodenom parom je manje od 0,2%.
Visoko razrijeđena atmosfera ne može dugo zadržati toplinu. Uprkos "vrućoj boji" po kojoj se planet Mars razlikuje od drugih, temperatura na površini pada na -160°C na polu zimi, a na ekvatoru ljeti, površina se može zagrijati samo do +30°C tokom danju.
Klima je sezonska, baš kao i na Zemlji, ali izduženje Marsove orbite dovodi do značajnih razlika u trajanju i temperaturnom režimu godišnjih doba. Hladno proljeće i ljeto na sjevernoj hemisferi zajedno traju mnogo više od polovine marsove godine (371 mart. dan), a zima i jesen su kratke i umjerene. Južna ljeta su vruća i kratka, dok su zime hladne i duge.
Sezonske klimatske promjene se najjasnije očituju u ponašanju polarnih kapa, sastavljenih od leda s primjesom sitnih čestica stijena nalik prahu. Prednji dio sjeverne polarne kape može se udaljiti od pola za skoro trećinu udaljenosti do ekvatora, a granica južne kape dostiže polovinu ove udaljenosti.
Temperatura na površini planete određena je još početkom 20-ih godina prošlog vijeka termometrom koji se nalazi tačno u fokusu reflektirajućeg teleskopa usmjerenog na Mars. Prva mjerenja (do 1924.) pokazivala su vrijednosti od -13 do -28 °C, a 1976. godine određene su donja i gornja granica temperaturesletio na Mars od strane svemirske letjelice Viking.
marsovske oluje
"Izloženost" oluja prašine, njihov razmjer i ponašanje otkrili su misteriju koju dugo drži Mars. Površina planete misteriozno mijenja boju, zadivljujući posmatrače od davnina. Ispostavilo se da su peščane oluje uzrok "kameleonizma".
Iznenadne promjene temperature na Crvenoj planeti izazivaju divljanje silovitih vjetrova, čija brzina dostiže 100 m/s, a niska gravitacija, uprkos razrijeđenosti zraka, dozvoljava vjetrovima da podignu ogromne mase prašine do visine više od 10 km.
Oluje prašine također su podstaknute naglim porastom atmosferskog tlaka uzrokovanog isparavanjem smrznutog ugljičnog dioksida iz zimskih polarnih kapa.
Oluje prašine, kao što pokazuju slike površine Marsa, prostorno gravitiraju prema polarnim kapama i mogu pokriti ogromna područja, u trajanju do 100 dana.
Još jedan prašnjavi prizor, koji Mars duguje anomalnim temperaturnim promjenama, su tornada, koji, za razliku od zemaljskih "kolega", lutaju ne samo pustinjskim područjima, već se nalaze i na padinama vulkanskih kratera i udarnih lijevka, što se razumije naviše do 8 km. Ispostavilo se da su njihovi tragovi džinovski razgranati prugasti crteži koji su dugo ostali misteriozni.
Oluje prašine i tornada nastaju uglavnom tokom velikih opozicija, kada na južnoj hemisferi ljeto pada na period prolaska Marsa kroz tačku orbite najbliže Suncuplanete (perihel).
Slike površine Marsa, koje je napravila svemirska letjelica Mars Global Surveyor, , koja kruži oko planete od 1997. godine, pokazala su se vrlo plodonosnom za tornada.
Neki tornadi ostavljaju tragove, brišu ili usisavaju labav površinski sloj sitnih čestica zemlje, drugi ne ostavljaju čak ni "otiske prstiju", treći, bijesno, crtaju zamršene figure, zbog čega su ih zvali đavoli prašine. Vihorovi rade, po pravilu, sami, ali ne odbijaju ni grupne "reprezentacije".
Olakšice
Verovatno, svima koji su, naoružani moćnim teleskopom, prvi put pogledali Mars, površina planete je odmah ličila na lunarni pejzaž, i to je u mnogim oblastima tačno, ali ipak geomorfologija Marsa je osebujan i jedinstven.
Regionalne karakteristike reljefa planete su posledica asimetrije njene površine. Preovlađujuće ravne površine sjeverne hemisfere su 2-3 km ispod uslovno nulte razine, a na južnoj hemisferi, površina komplikovana kraterima, dolinama, kanjonima, depresijama i brdima je 3-4 km iznad nivoa baze. Prijelazna zona između dvije hemisfere, širine 100–500 km, morfološki je izražena snažno erodiranom džinovskom skarpom, visokom skoro 2 km, koja pokriva skoro 2/3 planete u obimu i praćena je sistemom rasjeda.
Predstavljeni su dominantni oblici reljefa koji karakterišu površinu Marsaprošaran kraterima različite geneze, uzvišenjima i depresijama, udarnim strukturama kružnih depresija (slivovi s više prstenova), linearno izduženih uzvisina (grebena) i nepravilno oblikovanih strmih kotlina.
Uzvišenja sa ravnim vrhom sa strmim ivicama (mesas), opsežnim ravnim kraterima (štit vulkana) sa erodiranim padinama, vijugavim dolinama sa pritokama i ograncima, zaravnjenim visovima (visoravni) i područjima nasumično naizmjeničnih dolina sličnih kanjonima (labirintima)) su široko rasprostranjeni.
Karakteristika Marsa su tonuće depresije sa haotičnim i bezobličnim reljefom, proširene, složeno izgrađene stepenice (rasjedi), niz subparalelnih grebena i brazda, kao i prostrane ravnice potpuno "zemaljskog" izgleda.
Pruglasti kraterski bazeni i veliki (preko 15 km u prečniku) krateri su morfološke karakteristike većeg dela južne hemisfere.
Najviši regioni planete sa imenima Tharsis i Elysium nalaze se na sjevernoj hemisferi i predstavljaju ogromne vulkanske visoravni. Visoravan Tarsis, koja se uzdiže iznad ravnog okruženja skoro 6 km, proteže se na 4000 km u geografskoj dužini i 3000 km po geografskoj širini. Na visoravni se nalaze 4 gigantska vulkana visine od 6,8 km (planina Alba) do 21,2 km (planina Olimp, prečnik 540 km). Vrhovi planina (vulkani) Pavlina/Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) i Arsia (Arsia) nalaze se na nadmorskoj visini od 14, 18 i 19 km, respektivno. Planina Alba je osamljena sjeverozapadno od strogog niza drugih vulkana iTo je štitasta vulkanska struktura prečnika oko 1500 km. Vulkan Olimp (Olimp) - najviša planina ne samo na Marsu, već u čitavom Sunčevom sistemu.
Dve ogromne meridionalne nizije graniče sa provincijom Tarsis sa istoka i zapada. Oznake površine zapadne ravnice sa imenom Amazonija su blizu nultog nivoa planete, a najniži delovi istočne depresije (Chris Plain) su 2-3 km ispod nultog nivoa.
U ekvatorijalnoj oblasti Marsa nalazi se druga najveća vulkanska visoravan Elizijuma, prečnika oko 1500 km. Visoravan se uzdiže 4-5 km iznad podnožja i nosi tri vulkana (Planina Elizijum, Albor Dome i Mount Hekate). Najviša planina Elisijum narasla je na 14 km.
Istočno od visoravni Tarsis u ekvatorijalnoj regiji, džinovski sistem dolina (kanjona) Mariner nalik na pukotine proteže se duž Marsove skale (skoro 5 km), premašujući dužinu jednog od najvećih Granda Kanjoni na zemlji skoro 10 puta, a 7 puta širi i dublji. Prosječna širina dolina je 100 km, a gotovo strme ivice njihovih strana dosežu visinu od 2 km. Linearnost struktura ukazuje na njihovo tektonsko porijeklo.
U visovima južne hemisfere, gde je površina Marsa jednostavno prepuna kratera, nalaze se najveće kružne udarne depresije na planeti sa imenima Argir (oko 1500 km) i Hellas (2300 km).
Heladna ravnica je dublja od svih depresija planete (skoro 7000 m ispod prosječnog nivoa), a višak ravnice Argir jeu odnosu na nivo okolnog brda iznosi 5,2 km. Slična zaobljena nizina, ravnica Isis (prečnik 1100 km), nalazi se u ekvatorijalnoj regiji istočne hemisfere planete i na sjeveru se graniči s Elizejskom nizinom.
Na Marsu je poznato još oko 40 takvih bazena s više prstenova, ali manjih dimenzija.
Na sjevernoj hemisferi je najveća nizina na planeti (Northern Plain), koja se graniči sa polarnim područjem. Oznake ravnice su ispod nultog nivoa površine planete.
Eolski pejzaži
Bilo bi teško opisati površinu Zemlje u nekoliko riječi, misleći na planetu kao cjelinu, ali dobiti predstavu o tome kakvu površinu ima Mars, ako jednostavno nazovete to je beživotna i suha, crvenkasto-smeđa, kamenita pješčana pustinja, jer je raščlanjeni reljef planete zaglađen rahlim aluvijalnim naslagama.
Eolski pejzaži, sastavljeni od pješčano-sitnog muljevitoga materijala sa prašinom i nastali kao rezultat djelovanja vjetra, pokrivaju gotovo cijelu planetu. To su obične (kao i na zemlji) dine (poprečne, uzdužne i dijagonalne) veličine od nekoliko stotina metara do 10 km, kao i slojevito eolsko-glacijalne naslage polarnih kapa. Poseban reljef "koji je stvorio Aeolus" ograničen je na zatvorene strukture - dna velikih kanjona i kratera.
Morfološka aktivnost vjetra, koja određuje osobenosti površine Marsa, manifestirala se u intenzivnojerozija (deflacija), što je rezultiralo formiranjem karakterističnih, "ugraviranih" površina sa ćelijskom i linearnom strukturom.
Laminirane eolsko-glacijalne formacije, sastavljene od leda pomiješanog sa padavinama, prekrivaju polarne kape planete. Njihova snaga se procjenjuje na nekoliko kilometara.
Geološke karakteristike površine
Prema jednoj od postojećih hipoteza o modernom sastavu i geološkoj strukturi Marsa, unutrašnje jezgro male veličine, koje se sastoji uglavnom od gvožđa, nikla i sumpora, prvo se istopilo iz primarne supstance planete. Tada se oko jezgra formirala homogena litosfera debljine oko 1000 km, zajedno sa korom, u kojoj se, vjerovatno, danas nastavlja aktivna vulkanska aktivnost izbacivanjem sve novih dijelova magme na površinu. Debljina marsove kore se procjenjuje na 50-100 km.
Otkako je čovjek počeo da gleda u najsjajnije zvijezde, naučnike je, kao i sve ljude koji nisu ravnodušni prema univerzalnim susjedima, između ostalih misterija, prvenstveno zanimalo kakvu površinu Mars ima.
Gotovo cijela planeta je prekrivena slojem smeđe-žućkasto-crvene prašine pomiješane sa sitnim muljevitim i pjeskovitim materijalom. Glavne komponente rastresitog tla su silikati sa velikom primjesom željeznih oksida, dajući površini crvenkastu nijansu.
Prema rezultatima brojnih studija koje su izvršile svemirske letjelice, fluktuacije u elementarnom sastavu rastresitih naslaga površinskog sloja planete nisu toliko značajne da bi sugerirale široku raznolikost mineralnog sastava planinastijene koje čine koru Marsa.
Utvrđen u zemljištu prosečan sadržaj silicijuma (21%), gvožđa (12,7%), magnezijuma (5%), kalcijuma (4%), aluminijuma (3%), sumpora (3,1%), kao i kalijum i hlor (<1%) ukazuju da su osnova labavih naslaga površine proizvodi razaranja magmatskih i vulkanskih stijena osnovnog sastava, bliskih baz altu zemlje. Naučnici su isprva sumnjali u značajnu diferencijaciju kamene ljuske planete u smislu mineralnog sastava, ali istraživanja temeljnih stijena Marsa provedena u sklopu projekta Mars Exploration Rover (SAD) dovela su do senzacionalnog otkrića analoga zemaljskih andeziti (stene srednjeg sastava).
Ovo otkriće, kasnije potvrđeno brojnim nalazima sličnih stena, omogućilo je da se proceni da Mars, kao i Zemlja, može imati različitu koru, o čemu svedoči značajan sadržaj aluminijuma, silicijuma i kalijuma.
Na osnovu ogromnog broja snimaka koje su napravile svemirske letelice i koje su omogućile da se proceni od čega se sastoji površina Marsa, pored magmatskih i vulkanskih stena, vidljivo je prisustvo vulkansko-sedimentnih stena i sedimentnih naslaga na planete, koji se prepoznaju po karakterističnom razdvajanju ploča i slojevitosti fragmenata izdanaka.
Priroda slojevitosti stijena može ukazivati na njihovo formiranje u morima i jezerima. Područja sedimentnih stijena zabilježena su na mnogim mjestima na planeti i najčešće se nalaze u ogromnim kraterima.
Naučnici ne isključuju "suvo" formiranje padavina njihove marsovske prašine svojim daljimlitifikacija (petrifikacija).
formacije permafrosta
Posebno mjesto u morfologiji površine Marsa zauzimaju formacije permafrosta, od kojih se većina pojavila u različitim fazama geološke istorije planete kao rezultat tektonskih kretanja i uticaja egzogenih faktora.
Na osnovu proučavanja velikog broja svemirskih snimaka, naučnici su jednoglasno zaključili da voda igra značajnu ulogu u oblikovanju izgleda Marsa zajedno sa vulkanskom aktivnošću. Vulkanske erupcije dovele su do topljenja ledenog pokrivača, što je zauzvrat poslužilo za razvoj vodene erozije, čiji su tragovi vidljivi i danas.
Činjenicu da je permafrost na Marsu nastao već u najranijim fazama geološke istorije planete svjedoče ne samo polarne kape, već i specifični oblici reljefa slični pejzažu u zonama permafrosta na Zemlji.
Formacije poput vrtloga, koje na satelitskim snimcima izgledaju kao slojevite naslage u polarnim područjima planete, izbliza su sistem terasa, izbočina i udubljenja koje formiraju različite oblike.
Naslage polarne kape debljine nekoliko kilometara sastoje se od slojeva ugljičnog dioksida i vodenog leda pomiješanih s muljevitim i finim muljevitim materijalom.
Oblici reljefa karakteristični za ekvatorijalnu zonu Marsa povezani su sa procesom uništavanja kriogenih slojeva.
Voda na Marsu
Na većem dijelu površine Marsa, voda ne može postojati u tekućinistanje zbog niskog pritiska, ali u nekim regijama sa ukupnom površinom od oko 30% površine planete, NASA stručnjaci priznaju prisustvo tekuće vode.
Pouzdano utvrđene rezerve vode na Crvenoj planeti koncentrisane su uglavnom u prizemnom sloju permafrosta (kriosfere) debljine do nekoliko stotina metara.
Naučnici ne isključuju postojanje reliktnih jezera tekuće vode i ispod slojeva polarnih kapa. Na osnovu procijenjene zapremine marsove kriolitosfere, rezerve vode (leda) se procjenjuju na oko 77 miliona km³, a ako uzmemo u obzir vjerovatnu zapreminu odmrznutih stijena, ova brojka bi se mogla smanjiti na 54 miliona km³.
Osim toga, postoji mišljenje da ispod kriolitosfere mogu postojati slojevi sa kolosalnim rezervama slane vode.
Mnoge činjenice ukazuju na prisustvo vode na površini planete u prošlosti. Glavni svjedoci su minerali, čije stvaranje podrazumijeva učešće vode. Prije svega, to su hematit, minerali gline i sulfati.
marsovski oblaci
Ukupna količina vode u atmosferi "isušene" planete je više od 100 miliona puta manja nego na Zemlji, a ipak je površina Marsa prekrivena, doduše rijetkim i neupadljivim, ali pravim pa čak i plavičastim oblacima, međutim, koji se sastoji od ledene prašine. Oblačnost se formira u širokom rasponu nadmorskih visina od 10 do 100 km i koncentrisana je uglavnom u ekvatorijalnom pojasu, rijetko se diže iznad 30 km.
Ledene magle i oblaci su takođe česti u blizini polarnih kapa zimi (polarna izmaglica), ali ovde mogu"pasti" ispod 10 km.
Oblaci mogu dobiti blijedoružičastu boju kada se čestice leda pomiješaju s prašinom podignutom sa površine.
Snimljeni su oblaci najrazličitijih oblika, uključujući valovite, prugaste i cirusne.
marsovski pejzaž sa ljudske visine
Prvi put da se vidi kako površina Marsa izgleda sa visine visokog čovjeka (2,1 m) dozvolila je "ruka" curiosity rovera naoružanog kamerom 2012. godine. Pred začuđenim pogledom robota, pojavila se "pješčana", šljunkovita ravnica, prošarana sitnom kaldrmom, sa rijetkim ravnim izbočinama, moguće kamenim stijenama, vulkanskim stenama.
Mornu i jednoličnu sliku s jedne strane oživljavao je brdoviti greben ruba kratera Gale, a s druge strane blago nagnuta masa planine Sharp, visoka 5,5 km, koja je bila predmet lov svemirske letjelice.
Prilikom planiranja rute duž dna kratera, autori projekta, očigledno, nisu ni slutili da će površina Marsa, koju je snimio rover Curiosity, biti toliko raznolika i heterogena, za razliku od očekivanje da vidim samo dosadnu i monotonu pustinju.
Na putu do planine Sharp, robot je morao da savlada izlomljene, pločaste ravne površine, blage stepenaste padine vulkansko-sedimentnog (sudeći po slojevitoj teksturi na čipovima) stijena, kao i blokove tamnoplavičaste boje vulkanske stijene sa ćelijskom površinom.
Aparat je usput gađao "naznačene odozgo" ciljeve (kaldrma) laserskim impulsima i bušio male bunare (do 7 cm dubine) kako bi proučavao materijalni sastav uzoraka. Analiza dobijenog materijala, pored sadržaja kamenotvornih elemenata karakterističnih za stene osnovnog sastava (baz alti), pokazala je prisustvo jedinjenja sumpora, azota, ugljenika, hlora, metana, vodonika i fosfora, tj. "komponente života".
Osim toga, pronađeni su minerali gline, nastali u prisustvu vode neutralne kiselosti i niske koncentracije soli.
Na osnovu ovih informacija, u vezi sa prethodno dobijenim informacijama, naučnici su bili skloni zaključku da je pre više milijardi godina na površini Marsa postojala voda u tečnom stanju, a gustina atmosfere je mnogo veća nego danas.
Jutarnja zvijezda Marsa
Otkako je svemirska sonda Mars Global Surveyor kružila oko Crvene planete na udaljenosti od 139 miliona km oko svijeta u maju 2003., ovako izgleda Zemlja sa površine Marsa.
Ali u stvari, naša planeta odatle izgleda otprilike onako kako vidimo Veneru u jutarnjim i večernjim satima, samo sija u smeđkastom crnilu marsovskog neba, usamljena (osim slabo prepoznatljivog Mjeseca) mala tačka je malo svjetlija od Venere.
Prva slika Zemlje sa površine bila jenapravljeno u sitni sat sa rovera Spirit u martu 2004. godine, a Zemlja je pozirala "ruku pod ruku sa Mjesecom" za svemirsku letjelicu Curiosity 2012. i ispalo je još "ljepše" nego prvi put.
