З чого складається поверхню Марса? Як виглядає поверхню Марса?

Мерехтливої в дні протистояння зловісним криваво-червоним кольором і викликає первісний містичний страх загадковою і таємничою зірці, яку древні римляни нарекли на честь бога війни Марсом (у греків Арес), навряд чи пристало б жіноче ім`я. Греки ще називали її Фаетоном за "променистий і блискучий" вигляд, яким поверхня Марса зобов`язана яскравим кольором і "місячним" рельєфом з вулканічними кратерами, вм`ятинами від ударів гігантських метеоритів, долинами і пустелями.

Орбітальні характеристики

Ексцентриситет еліптичної орбіти Марса становить 0,0934, обумовлюючи, таким чином, різниця максимального (249 млн км) і мінімального (207 млн км) відстаней до Сонця, через що кількість надходить на планету сонячної енергії змінюється в межах 20-30%.

Швидкість руху по орбіті в середньому становить 24,13 км / с. Марс повністю огинає Сонце за 686,98 земних діб, що перевищує земний період в два рази, а навколо власної осі обертається майже так само, як і Земля (за 24 год 37 хв). Кут нахилу орбіти до площини екліптики за різними оцінками визначається від 1,51 ° до 1,85 °, а нахил орбіти до екватора становить 1,093 °. Щодо екватора Сонця орбіта Марса нахилена під кутом 5,65 ° (а Земля - близько 7 °). Значний нахил екватора планети до площини орбіти (25,2 °) призводить до суттєвих сезонних змін клімату.

Фізичні параметри планети

Марс серед планет Сонячної системи за розмірами стоїть на сьомому місці, а по віддаленості від Сонця займає четверту позицію. Обсяг планети складає 1.638-1011 кмsup3-, а вага 0,105-0,108 маси Землі (6,44 * 1023 кг), поступаючись їй у щільності близько 30% (3,95 г / см³). Прискорення вільного падіння в області екватора Марса визначають в межах від 3,711 до 3,76 м / сsup2-. Площа поверхні оцінюється в 144 800 000 кмsup2-. Атмосферний тиск коливається в межах 0.7-0.9 кПа. Швидкість, необхідна для подолання гравітації (друга космічна) - 5072 м / с. У південній півкулі поверхню Марса за середнім рівнем на 3-4 км вище, ніж у північному.

Кліматичні умови

Загальна маса атмосфери Марса становить близько 2,5 * 1016 кг, але протягом року вона сильно змінюється у зв`язку з таненням або "намерзанням" містять вуглекислий газ полярних шапок. Середній тиск на рівні поверхні (близько 6,1 мбар) майже в 160 разів менше, ніж поблизу поверхні нашої планети, але в глибоких западинах досягає 10 мбар. За різними джерелами сезонні перепади тиску коливаються від 4.0 до 10 мбар.

На 95,32% атмосфера Марса складається з вуглекислого газу, приблизно 4% припадає на частку аргону і азоту, а кисню разом з водяною парою менше 0,2%.

Сільноразреженная атмосфера не може довго утримувати тепло. Незважаючи на "гарячий колір", яким виділяється серед інших планета Марс, температура на поверхні опускається взимку до -160 ° C на полюсі, а на екваторі влітку, в денний час поверхня може прогрітися лише до + 30 ° C.

Клімат носить сезонний характер, як і на Землі, але витягнутість орбіти Марса призводить до істотних відмінностей у тривалості та температурному режимі пір року. Прохолодні весна і літо північної півкулі в сукупності тривають істотно більше половини марсіанського року (371 марс. добу), а зима з осінню короткі і помірні. Південне літо спекотне і коротке, а зима холодна і довга.

Сезонні зміни клімату найяскравіше проявляються в поведінці полярних шапок, складених льодом з домішкою тонкодисперсних, пилоподібних частинок гірських порід. Фронт північної полярної шапки може віддалятися від полюса майже на третину відстані до екватора, а кордон південної шапки доходить до половини цієї дистанції.

Термометром, розташованим точно у фокусі телескопа-рефлектора, націленого на Марс, температура на поверхні планети була визначена вже на початку 20-х років минулого сторіччя. Перші виміри (до 1924 р) показали значення від -13 до -28 ° С, а в 1976 році нижній і верхній межі температури були уточнені висадилися на Марс космічним апаратом "Вікінг".

Марсіанські пилові бурі

"Викриття" пилових бур, їх масштабів і поведінки дозволило розкрити таємницю, яку довгий час зберігав Марс. Поверхня планети загадково змінює колір, з глибокої давнини зачаровуючи спостерігачів. Причиною "хамелеонства" виявилися пилові бурі.

Різкі перепади температур Червоної планети стають причиною розгулу шалених вітрів, швидкість яких досягає 100 м / с, а низька сила тяжіння, незважаючи на розрідженість повітря, дозволяє вітрам піднімати величезні маси пилу на висоту більше 10 км.

Зародженню пилових штормів також сприяє різке підвищення атмосферного тиску, що викликається випаровуванням замерзлої вуглекислоти зимових полярних шапок.

Пилові бурі, як показують знімки поверхні Марса, просторово тяжіють до полярних шапок і можуть охоплювати колосальні площі, продовжуючись до 100 діб.

Ще однією курній пам`яткою, якою Марс зобов`язаний аномальним перепадів температури, є смерчі, які, на відміну від земних "колег", розгулюють не лише по пустельних областях, а й господарюють на схилах кратерів вулканів і ударних воронок, розуміючи вгору до 8 км. Їх слідами виявилися гігантські розлого-полосчаті малюнки, які довгий час залишалися загадковими.

Пилові бурі і смерчі виникають головним чином під час великих протистоянь, коли в південній півкулі літо припадає на період проходження Марса через найближчу до Сонця точку орбіти планети (перигелій).

Дуже врожайними на смерчі виявилися знімки поверхні Марса, зроблені космічним апаратом Mars Global Surveyor, який на орбіті планети перебуває з 1997 року.

Одні смерчі залишають сліди, змітаючи або засмоктуючи пухкий поверхневий шар тонкодисперсних частинок грунту, інші не залишають навіть "відбитків пальців", треті, шаленіючи, малюють хитромудрі фігури, за що їх нарекли пиловими дияволами. Вихори працюють, як правило, поодинці, але і від групових "уявлень" не відмовляються.

Особливості рельєфу

Напевно, всім, хто, озброївшись потужним телескопом, вперше поглянув на Марс, поверхня планети відразу нагадала місячний ландшафт, і в багатьох областях це дійсно так, але все-таки геоморфологія Марса своєрідна і неповторна.

Регіональні особливості рельєфу планети обумовлені асиметрією її поверхні. Переважаючі рівнинні поверхні північної півкулі нижче умовно нульового рівня на 2-3 км, а в південній півкулі ускладнена кратерами, долинами, каньйонами, западинами і горбами поверхню на 3-4 км вище базового рівня. Перехідна зона між двома півкулями шириною 100-500 км морфологічно виражена сильно еродованих гігантським уступом висотою майже 2 км, що охоплює майже 2/3 планети по колу і трассируемого системою розломів.

Переважаючі форми рельєфу, характеризують поверхню Марса, представлені поцяткованими кратерами різного генезису, підвищеннями і западинами, ударними структурами кругових депресій (багатокільцеву басейни), лінійно витягнутими височинами (грядами) і крутосхилими котловинами неправильної форми.

Широко поширені плосковершінние підняття з обривистими краями (столові гори), обширні плоскі кратери (щитові вулкани) з еродованими схилами, звивисті долини з притоками і рукавами, вирівняні височини (плато) і області безладно перемежовуються каньонообразних долин (лабіринти).

Характерними для Марса є і провальні депресії з хаотичним і безформним рельєфом, протяжні, складно побудовані ступені (скиди), серії субпараллельно гряд і борозен, а також великі рівнини цілком "земного" вигляду.

Кільцеві кратерного басейни і великі (понад 15 км в поперечнику) кратери є визначальними морфологічними структурами для більшої частини південної півкулі.

Найвищі регіони планети з іменами Фарсіда і Елізій знаходяться в північній півкулі і представляють величезні вулканічні нагір`я. Плато Фарсіда, підносячись над рівнинним оточенням майже на 6 км, простягається по довготі на 4000 км і на 3000 км простягається по широті. На плато розташовані 4 гігантських вулкана висотою від 6,8 км (гора Альба) до 21,2 км (м Олімп, діаметр 540 км). Вершини гір (вулканів) Павлина / Павоніс (Pavonis), Аскрійская (Ascraeus) і Арсія (Arsia) знаходяться на висоті 14, 18 і 19 км відповідно. Гора Альба стоїть осібно на північний захід від строгого ряду інших вулканів і являє собою щитову вулканічну структуру діаметром близько 1500 км. Вулкан Олімп (Olympus) - найвища гора не тільки на Марсі, але й у всій Сонячній системі.

Зі сходу і заходу до провінції Фарсіда примикають дві великі меридіональні низовини. Відмітки поверхні західної рівнини з ім`ям Амазонія близькі до нульового рівня планети, а найнижчі ділянки східній депресії (рівнина Хриса) нижче нульового рівня на 2-3 км.

В екваторіальній області Марса розташоване друге за величиною вулканічне нагір`я Елізій розміром близько 1500 км в поперечнику. Плато підіймаються над підставою на 4-5 км і несе на собі три вулкана (власне гора Елізій, купол Альборо і гора Гекати). Найвища гора Елізій виросла до 14 км.

На схід від плато Фарсіда в приекваторіальній області простяглася гігантська за масштабами Марса (майже на 5 км) ріфтообразная система долин (каньйонів) Маринер, що перевищує по довжині один з найбільших на землі Великий Каньйон майже в 10 разів, і в 7 разів ширше і глибше. Ширина долин в середньому становить 100 км, а майже прямовисні уступи їх бортів досягають висоти 2 км. Лінійність структур вказує на їх тектонічне походження.

У межах височин південної півкулі, де поверхня Марса просто всіяна кратерами, розташовані найбільші на планеті колоподібні ударні депресії з іменами Аргир (близько 1500 км) і Еллада (2300 км).

Еллада глибше всіх западин планети (майже 7000 м нижче середнього рівня), а перевищення рівнини Аргир по відношенню до рівня навколишнього височини становить 5,2 км. Аналогічна округла низовина, рівнина Ісіди (1100 км в поперечнику), розташована в приекваторіальній області східної півкулі планети і на півночі примикає до рівнині Елізій.

На Марсі відомо ще близько 40 подібних багатокільцеву басейнів, але розміром поменше.

В північній півкулі розташована найбільша на планеті низовина (Північна рівнина), що оздоблює полярну область. Позначки рівнини знаходяться нижче нульового рівня поверхні планети.

Еолові ландшафти

Важко було б у кількох словах охарактеризувати поверхню Землі, маючи на увазі планету в цілому, а ось отримати уявлення про те, яка поверхня у Марса, можна, якщо просто назвати її млявою і сухою, червонувато-бурою, каменисто-піщаною пустелею, тому що розчленований рельєф планети згладжений пухкими наносними відкладеннями.

Еолові ландшафти, складені піщано-тонкоалеврітовим з пилом матеріалом і сформовані в результаті вітрової діяльності, покривають практично всю планету. Це звичайні (як на землі) бархани (поперечні, поздовжні і діагональні) розміром від перших сотень метрів до 10 км, а також шаруваті еолово-гляциальниє відкладення полярних шапок. Особливий рельєф, "створений Еолом", приурочений до замкнутим структурам - днищ великих каньйонів і кратерів.

Морфологічна діяльність вітру, що визначає своєрідні особливості поверхні Марса, виявилася і в інтенсивній ерозії (дефляції), яка призвела до утворення характерних, "гравірованих" поверхонь з ніздрюватими і лінійними структурами.

Шаруваті еолово-гляциальниє освіти, складені змішаним з опадами льодом, покривають полярні шапки планети. Їх потужність оцінюється в кілька км.

Геологічна характеристика поверхні

За однією з існуючих гіпотез сучасного складу і геологічної будови Марса спочатку з первинного речовини планети виплавилася внутрішнє ядро невеликого розміру, що складається головним чином із заліза, нікелю та сірки. Потім навколо ядра утворилася однорідна за складом літосфера потужністю разом з корою порядку 1000 км, в якій, ймовірно, і сьогодні триває активна вулканічна діяльність з викидом на поверхню все нових порцій магми. Товщину марсіанської кори оцінюють в 50-100 км.

З тих пір як людина стала задивлятися на найяскравіші зірки, вчених, як і всіх небайдужих до вселенським сусідам людей, серед інших загадок, перш за все цікавило, яка поверхня у Марса.

Майже вся планета покрита шаром буро-жовтувато-червоного пилу з домішкою тонкоалеврітового і піщаного матеріалу. Основними компонентами пухкого грунту є силікати з великою домішкою оксидів заліза, що додають поверхні червонуватий відтінок.

За результатами численних досліджень, виконаних космічними апаратами, коливання елементного складу пухких відкладень поверхневого шару планети не настільки значні, щоб припустити велику різноманітність мінерального складу гірських порід, що складають марсіанську кору.

Встановлені в грунті середні вмісту кремнію (21%), заліза (12,7%), магнію (5%), кальцію (4%), алюмінію (3%), сірки (3,1%), а також калію і хлору (<1%) указывали на то, что основу рыхлых отложений поверхности составляют продукты разрушения изверженных и вулканогенных пород основного состава, близких к базальтам земли. Поначалу ученые усомнились в существенной дифференцированности каменной оболочки планеты по минеральному составу, однако проведенные в рамках проекта Mars Exploration Rover (США) исследования коренных пород Марса привели к сенсационному открытию аналогов земных андезитов (пород среднего состава).

Це відкриття, підтверджене пізніше численними знахідками аналогічних порід, дозволило судити про те, що Марс, як і Земля, може володіти диференційованої корою, чому свідчу істотні змісту алюмінію, кремнію і калію.

На підставі величезного числа знімків, виконаних космічними апаратами та дозволили судити, з чого складається поверхню Марса, крім вивержених і вулканогенних порід, на планеті очевидно присутність вулканогенно-осадових порід і осадових відкладень, які впізнаються за характерною плитчаста окремо і шаруватості фрагментів оголень.

Характер шаруватості порід може свідчити про їхню освіту в морях і озерах. Області осадових порід зафіксовані в багатьох місцях планети і найчастіше вони зустрічаються в обширних кратерах.

Вчені не виключають і "сухе" освіта опадів їх марсіанської пилу з подальшою їх літіфікаціей (окаменением).

Мерзлотние освіти

Особливе місце в морфології поверхні Марса займають мерзлотние освіти, більшість з яких проявилися на різних етапах геологічної історії планети в результаті тектонічних зрушень і впливу екзогенних факторів.

На підставі вивчення великої кількості космічних знімків вчені одностайно прийшли до висновку, що у формуванні вигляду Марса поряд з вулканічною активністю значна роль належить воді. Виверження вулканів приводили до розтоплення крижаного покриву, що, в свою чергу, служило розвитку водної ерозії, сліди якої видно і сьогодні.

Про те, що мерзлота на Марсі сформувалася вже на самих ранніх етапах геологічної історії планети, свідчать не тільки полярні шапки, але й специфічні форми рельєфу, схожі з ландшафтом в зонах вічної мерзлоти на Землі.

Вихреобразное освіти, якими виглядають на космічних знімках шаруваті відкладення в полярних областях планети, поблизу являють собою систему терас, уступів і депресій, що утворюють найрізноманітніші форми.

Відкладення полярних шапок потужністю в кілька кілометрів складаються з шарів вуглекислотного і водного льоду, змішаного з мулистих і тонкоалеврітовим матеріалом.

З процесом руйнування кріогенних товщ пов`язані провально-просадочні форми рельєфу, характерні для екваторіальної зони Марса.

Вода на Марсі

На більшій частині поверхні Марса вода не може існувати в рідкому стані через низького тиску, але в деяких районних сумарною площею близько 30% площі планети фахівці НАСА допускають наявність рідкої води.

Достовірно встановлені в даний час запаси води на Червоній планеті зосереджені головним чином в приповерхневому шарі вічної мерзлоти (кріосфері) потужністю до багатьох сотень метрів.

Вчені не виключають існування реліктових озер рідкої води і під товщами полярних шапок. Виходячи з розрахункового обсягу кріолітосфери Марса, запаси води (льоду) оцінюються приблизно в 77 млн кмsup3-, а якщо врахувати ймовірний обсяг відталих порід, ця цифра може зменшитися до 54 млн кмsup3-.

Крім того, існує думка, що під кріолітосферой можуть перебувати пласти з колосальними запасами солоних вод.

Безліч фактів говорить про наявність води на поверхні планети в минулому. Головними свідками виступають мінерали, освіта яких передбачає участь води. В першу чергу це гематит, глинисті мінерали і сульфати.

Марсіанські хмари

Загальна кількість води в атмосфері "засушений" планети більш ніж в 100 млн разів менше, ніж на Землі, і тим не менш поверхню Марса буває покрита нехай рідкісними і непоказними, але справжніми і навіть блакитними хмарами, правда, що складаються з крижаного пилу. Хмарність формується в широкому діапазоні висот від 10 до 100 км і зосереджується переважно в екваторіальному поясі, рідко піднімаючись вище 30 км.

Крижані тумани і хмари поширені і поблизу полярних шапок взимку (полярна імла), але тут вони можуть "опускатися" нижче 10 км.

Хмари можу фарбуватися в блідий рожевий колір, коли крижані частинки змішуються з пилом, піднятої з поверхні.

Зафіксовані хмари найрізноманітніших форм, у тому числі хвилясті, смугасті й перисті.

Марсіанський пейзаж з висоти людського зросту

Вперше побачити, як виглядає поверхня Марса з висоти рослого людини (2,1 м) дозволила озброєна камерою "рука" марсохода curiosity в 2012 році. Перед здивованим поглядом робота постала "піщана", щебнисто-гравелисті рівнина, засіяна дрібними каменюками, з рідкими плоскими оголеннями, можливо, корінних, вулканічних порід.

Сумовиту і одноманітну картину по одну сторону оживляла горбиста гряда кромки кратера Гейла, а по інший - пологосклонная громада гори Шарпа висотою 5,5 км, яка і була об`єктом полювання космічного апарату.

Намічаючи маршрут прямування по днищу кратера, автори проекту, мабуть, і не підозрювали, що поверхня Марса, знята марсоходом Curiosity, буде настільки різноманітною і неоднорідною, всупереч очікуванню побачити тільки сумну і монотонну пустелю.

На шляху прямування до гори Шарп роботу довелося долати тріщинуваті, плитчасті плоскі поверхні, пологі ступінчасті схили вулканогенно-осадових (судячи з шаруватої текстурі на ськолах) порід, а також глибові розвали темних голубуватих вулканітів з комірчастою поверхнею.

Апарат по ходу обстрілював "зазначені зверху" мети (булижники) лазерними імпульсами і бурив маленькі свердловини (до 7 см в глибину) для вивчення речового складу зразків. Аналіз отриманого матеріалу, крім змістів породоутворюючих елементів, характерних для порід основного складу (базальтів), показав наявність сполук сірки, азоту, вуглецю, хлору, метану, водню і фосфору, тобто "компонентів життя".

Крім того, були знайдені глинисті мінерали, утворені в присутності води з нейтральним показником кислотності і невеликою концентрацією солей.

На підставі цих відомостей в сукупності з раніше отриманою інформацією вчені схилилися до висновку, що мільярди років тому на поверхні Марса була рідка вода, а щільність атмосфери значно вище сучасної.

Ранкова зірка Марса

З тих пір як в травні 2003 р світ облетів знімок блакитного півмісяця Землі, зроблений космічним апаратом Mars Global Surveyor з орбіти Червоної планети на відстані 139 млн км, багатьом видається, що саме так і виглядає Земля з поверхні Марса.

Але насправді, наша планета виглядає звідти приблизно так, як ми бачимо Венеру в ранкові та вечірні години, тільки світиться в буроватой чорноті марсіанського неба самотня (якщо не вважати слабо помітну Місяць) маленька точка трохи яскравіше Венери.

Перший знімок Землі з поверхні був виконаний у досвітній час з борту марсохода Spirit в березні 2004 року, а космічному апарату Curiosity Земля "під руку з Місяцем" позувала в 2012 р і вийшла ще "краше", ніж у перший раз.