Skiriamieji Marso bruožai iš kitų planetų. Marsas yra paslaptinga raudona planeta

Kiekviena planeta įvairiais būdais skiriasi nuo kitų. Žmonės lygina kitas rastas planetas su ta, kurią gerai pažįsta, bet ne tobulai, – tai planeta Žemė. Juk tai logiška, mūsų planetoje galėtų atsirasti gyvybė, o tai reiškia, kad jei ieškosite panašios į mūsiškę planetos, tai ten irgi bus galima rasti gyvybės. Dėl šių palyginimų planetos turi savo skiriamieji bruožai. Pavyzdžiui, Saturnas turi gražius žiedus, dėl kurių Saturnas vadinamas gražiausia Saulės sistemos planeta. Jupiteris yra didžiausia planeta saulės sistema ir ši Jupiterio savybė. Taigi, kokios yra Marso savybės? Šis straipsnis yra apie tai.

Marse, kaip ir daugelyje kitų Saulės sistemos planetų, yra mėnuliai. Marse yra du palydovai – Fobosas ir Deimosas. Palydovai gavo savo pavadinimus iš graikų. Fobas ir Deimos buvo Areso (Marso) sūnūs ir visada buvo artimi savo tėvui, kaip ir šie du palydovai visada yra arti Marso. Išvertus „Phobos“ reiškia „baimė“, o „Deimos“ reiškia „siaubas“.

Fobas yra mėnulis, kurio orbita yra labai arti planetos. Tai arčiausiai planetos esantis palydovas visoje Saulės sistemoje. Atstumas nuo Marso paviršiaus iki Fobo yra 9380 kilometrų. Palydovas sukasi aplink Marsą 7 valandų 40 minučių dažniu. Pasirodo, Phobosas sugeba padaryti tris ir keletą apsisukimų aplink Marsą, o pats Marsas – vieną apsisukimą aplink savo ašį.

Deimos yra mažiausias Saulės sistemos mėnulis. Palydovo matmenys yra 15x12,4x10,8 km. O atstumas nuo palydovo iki planetos paviršiaus yra 23 450 tūkst. Deimos apsisukimo aplink Marsą laikotarpis yra 30 valandų ir 20 minučių, tai yra šiek tiek daugiau nei laikas, per kurį planeta apsisuka aplink savo ašį. Jei esate Marse, Fobas pakils vakaruose ir nusileis rytuose, padarydamas tris apsisukimus per dieną, o Deimos, priešingai, pakils rytuose ir nusileis vakaruose, o aplink atliks tik vieną apsisukimą. planeta.

Marso ir jo atmosferos ypatybės

Viena iš pagrindinių Marso savybių yra ta, kad jis buvo sukurtas. Marse atmosfera labai įdomi. Dabar atmosfera Marse yra labai reta, gali būti, kad ateityje Marsas visiškai praras savo atmosferą. Marso atmosferos ypatybės yra tai, kad kažkada Marse buvo tokia pati atmosfera ir oras kaip ir mūsų gimtojoje planetoje. Tačiau evoliucijos eigoje Raudonoji planeta prarado beveik visą savo atmosferą. Dabar Raudonosios planetos atmosferos slėgis yra tik 1% mūsų planetos slėgio. Marso atmosferos ypatybės taip pat yra tai, kad net ir esant tris kartus mažesniam planetos gravitacijai, palyginti su Žeme, Marsas gali sukelti didžiules dulkių audras, pakeldamas į orą tonas smėlio ir dirvožemio. Dulkių audros jau ne kartą gadino mūsų astronomų nervus, nes dulkių audros yra labai didelės, todėl Marso stebėjimas iš Žemės tampa neįmanomas. Kartais tokios audros gali trukti net mėnesius, o tai labai sugadina planetos tyrinėjimo procesą. Tačiau Marso planetos tyrinėjimai tuo nesibaigia. Marso paviršiuje yra robotų, kurie nesustabdo planetos tyrinėjimo proceso.

Marso planetos atmosferos ypatybės yra ir tame, kad mokslininkų spėjimai apie Marso dangaus spalvą buvo paneigti. Mokslininkai manė, kad dangus Marse turėtų būti juodas, tačiau kosminės stoties iš planetos padarytos nuotraukos paneigė šią teoriją. Dangus Marse visai nejuodas, o rožinis dėl smėlio ir dulkių dalelių, kurios yra ore ir sugeria 40% saulės šviesos, todėl Marse sukuriamas rožinio dangaus efektas.

Marso temperatūros ypatybės

Marso temperatūra pradėta matuoti palyginti seniai. Viskas prasidėjo nuo Lamplando matavimų 1922 m. Tada matavimai parodė, kad vidutinė temperatūra Marse yra -28º C. Vėliau, 50–60-aisiais, buvo sukaupta šiek tiek žinių apie planetos temperatūros režimą, kurios buvo atliekamos nuo 20 iki 60 metų. Iš šių matavimų aiškėja, kad dieną prie planetos pusiaujo temperatūra gali siekti iki +27º C, tačiau vakare nukris iki nulio, o ryte taps -50º C. Temperatūra ties ašigaliais svyruoja nuo +10º C, poliarinę dieną, o iki labai žemos temperatūros poliarinės nakties metu.

Marso reljefo ypatybės

Marso, kaip ir kitų atmosferos neturinčių planetų, paviršių randa įvairūs krateriai nuo krintančių kosminių objektų. Krateriai yra mažo dydžio (5 km skersmens) ir dideli (nuo 50 iki 70 km skersmens). Dėl to, kad Marse nebuvo atmosferos, jį liejo meteorų lietus. Tačiau planetos paviršiuje yra ne tik krateriai. Anksčiau žmonės tikėjo, kad Marse niekada nebuvo vandens, tačiau planetos paviršiaus stebėjimai byloja kitokią istoriją. Marso paviršiuje yra kanalų ir net nedidelių įdubimų, primenančių vandens telkinius. Tai rodo, kad Marse buvo vandens, tačiau dėl daugelio priežasčių jis išnyko. Dabar sunku pasakyti, ką reikia daryti, kad Marse vėl atsirastų vanduo ir galėtume stebėti planetos prisikėlimą.

Raudonojoje planetoje taip pat yra ugnikalnių. Garsiausias ugnikalnis yra Olimpo kalnas. Šis ugnikalnis žinomas visiems besidomintiems Marsu. Šis ugnikalnis yra didžiausia kalva ne tik Marse, bet ir Saulės sistemoje, tai dar vienas šios planetos bruožas. Jei stovėsite Olimpo kalno papėdėje, šio ugnikalnio krašto bus neįmanoma pamatyti. Šis ugnikalnis yra toks didelis, kad jo kraštai išeina už horizonto ir atrodo, kad Olimpas yra begalinis.

Marso magnetinio lauko ypatybės

Tai turbūt paskutinis įdomi savybėši planeta. Magnetinis laukas yra planetos gynėjas, kuris atstumia visus planetos link judančius elektros krūvius ir atstumia juos nuo pradinės trajektorijos. Magnetinis laukas visiškai priklauso nuo planetos šerdies. Marso šerdis beveik nejuda, todėl planetos magnetinis laukas yra labai silpnas. Magnetinio lauko veikimas yra labai įdomus, jis nėra globalus, kaip mūsų planetoje, bet turi zonas, kuriose jis yra aktyvesnis, o kitose zonose jo gali nebūti.

Taigi planeta, kuri mums atrodo tokia įprasta, turi daugybę savų bruožų, kai kurie iš jų pirmauja mūsų Saulės sistemoje. Marsas nėra tokia paprasta planeta, kaip galite pamanyti iš pirmo žvilgsnio.

Norite iš arčiau susipažinti su Marsu ir jo fizinėmis savybėmis?
Kad būtų lengviau analizuoti skirtumą tarp planetų, bus pateikti visi bendrieji parametrai, ypatybės ir pagrindinės charakteristikos, lyginant su Žeme.

Fizinės Marso savybės

Marsas yra daugeliu atžvilgių, tačiau pagal dydį ir gravitacinę trauką jis labai skiriasi. Dėka visų sukauptų žinių, galima tvirtai teigti, kad ji yra daug mažesnė už Žemę, jos masė taip pat gerokai prastesnė už Žemės. Ji yra 0,107 karto didesnė už Žemės masę, o gravitacija yra maždaug 62 procentais mažesnė. Todėl ten jausitės tris kartus lengviau nei Žemėje.

Marso diena yra šiek tiek ilgesnė nei diena Žemėje. Visiškai apsisukti aplink savo ašį užtrunka 24 valandas ir 40 minučių. Abiejų planetų sukimosi ašies pasvirimo kampas yra maždaug vienodas. Žemėje ji yra 23,26 laipsnio, o Marse – 25,2 laipsnio. Toks nuolydis provokuoja sezonų kaitą. Marso metų trukmė taip pat yra ilgesnė nei Žemės. Taip yra todėl, kad vienam apsisukimui aplink Saulę reikia 687 dienų, o ne Žemės metus trunka 365,25 dienos.

Marso masė yra 6,4169 x 10 23 kg. Tai dešimt kartų mažiau nei Žemės masė. Mūsų Saulės sistemoje tai yra antra pagal masyvumą Saulės sistemos planeta. Jo tūris yra 1,63116 X 10 11 km 3. Marso tūris sudaro 15% žemės. Jei įsivaizduotume Žemę kaip tuščiavidurį rutulį, tada joje tilptų 6,7 planetos, tokios kaip Marsas.

Dėl mažesnio Marso tankio jis yra maždaug 10% masyvesnis už Žemę. Tiesą sakant, jos tankis yra arčiau Žemės nei kitų trijų vidinių planetų. Vidutinis jo tankis yra maždaug keturis kartus didesnis nei vandens.

Geografiniai Marso matmenys

Marsas yra antra mažiausia planeta Saulės sistemoje po Merkurijaus ir pirmoji labiausiai ištirta po Žemės.

Marso dydį sunku išreikšti vienu skaičiumi. Mokslininkai planetas žvelgia ir vertina skirtingais kampais, atsižvelgdami į įvairius veiksnius. Pirmuosius Marso matavimus atliko Galilėjus Galilėjus 1610 m., prieš išradęs teleskopą. Šiais laikais, kai į pagalbą ateina naujausios technologijos, tokios informacijos apie bet kurią Saulės sistemos planetą (o kartais ir už jos ribų) gauti nėra sunku.

Marso spindulys yra 3389,5 km. Jo apimtis – 21 344 km. Palyginimui, Marsas yra 53% Žemės skersmens. Jo skersmuo ties pusiauju yra 6792 kilometrai, o Žemės skersmuo – 12756 kilometrai. Pasirodo, Marsas yra tik šiek tiek daugiau nei pusė Žemės dydžio. Jei išmatuosite skersmenį nuo ašigalio iki ašigalio, pamatysite, kad abi planetos nėra tobulos sferos, o ties ašigaliais turi išlygintą formą. Taigi Marso skersmuo tarp ašigalių yra 6752 kilometrai, o Žemės – 12720 kilometrų. Šis nedidelis suplokštėjimas atsiranda dėl to, kad planetos sukasi aplink savo ašį.

Pagal plotą Marsas užima 38% Žemės paviršiaus. Atrodo, kad tai nedidelis plotas, bet jis panašus į plotą, kurį užima visa žemė Žemėje.
Mokslininkai mano, kad Marsas buvo didesnė planeta? kai pirmą kartą susiformavo Saulės sistema. Tačiau veikiamas išorinės įtakos, jis buvo išmestas iš buvusios orbitos, prarado dalį masės ir magnetinio lauko.

Kaip matote, Marso dydis nėra pagrindinė šios planetos savybė, kuri gali pateikti atsakymus į daugelį klausimų. Ir tai yra gera paskata tolesniam intensyvesniam darbui šia kryptimi. Žinių apie raudonąją planetą bagažas, kurį sukaupėme per ilgą laiką, labai domina ne tik mokslo bendruomenę, bet ir paprastus mūsų planetos gyventojus. Mokslas ir tyrimai leidžia pažvelgti į tikrąją planetą, įvertinti jos mažą dydį, palyginti su kitomis Saulės sistemos planetomis, atšiaurų klimatą ir uolėtą negyvą reljefą.

Planetos ypatybės:

• Atstumas nuo saulės: 227,9 mln km
• Planetos skersmuo: 6786 km*
• Dienos planetoje: 24h 37min 23s**
• Metai planetoje: 687 dienos***
• t° ant paviršiaus: -50°C
• Atmosfera: 96% anglies dioksido; 2,7% azoto; 1,6% argono; 0,13% deguonies; galimas vandens garų buvimas (0,03%)
• Palydovai: Fobas ir Deimos

* skersmuo ties planetos pusiauju
** sukimosi aplink savo ašį laikotarpis (Žemės dienomis)
*** orbitos laikotarpis aplink Saulę (Žemės dienomis)

Marso planeta yra ketvirtoji Saulės sistemos planeta, nutolusi nuo saulės 227,9 milijono kilometrų arba 1,5 karto toliau nei Žemė. Planetos orbita yra labiau ištirpusi nei žemė. Ekscentrinis Marso sukimasis aplink saulę yra daugiau nei 40 milijonų kilometrų. 206,7 milijono kilometrų perihelyje ir 249,2 milijono kilometrų afelyje.

Pristatymas: Marso planeta

Marsą savo orbitoje aplink saulę lydi du maži natūralūs palydovai – Fobas ir Demosas. Jų dydžiai yra atitinkamai 26 ir 13 km.

Vidutinis planetos spindulys yra 3390 kilometrų – maždaug pusė žemės. Planetos masė yra beveik 10 kartų mažesnė nei Žemės masė. O viso Marso paviršiaus plotas sudaro tik 28% Žemės paviršiaus. Tai yra šiek tiek daugiau nei visų žemės žemynų be vandenynų plotas. Dėl mažos masės laisvojo kritimo pagreitis yra 3,7 m/s² arba 38% žemės. Tai yra, 80 kg sveriantis astronautas Marse svers šiek tiek daugiau nei 30 kg.

Marso metai yra beveik dvigubai ilgesni už Žemės ir yra 780 dienų ilgio. Tačiau paros trukmė raudonojoje planetoje yra beveik tokia pati kaip žemėje ir yra 24 valandos 37 minutės.

Vidutinis Marso tankis taip pat yra mažesnis nei žemės ir yra 3,93 kg / m³. Vidinė Marso struktūra primena antžeminių planetų struktūrą. Planetos pluta vidutiniškai siekia 50 kilometrų, tai yra daug daugiau nei žemėje. 1800 kilometrų storio mantija daugiausia sudaryta iš silicio, o planetos skystoje šerdyje, kurios skersmuo 1400 kilometrų, 85 procentai yra geležies.

Marse geologinio aktyvumo nerasta. Tačiau Marsas praeityje buvo labai aktyvus. Marse geologiniai įvykiai vyko žemėje nematytu mastu. Raudonojoje planetoje yra didžiausias Saulės sistemos kalnas Olimpas, kurio aukštis siekia 26,2 kilometro. Taip pat giliausias kanjonas (Mariner Valley) iki 11 kilometrų gylio.

Šaltas pasaulis

Temperatūra Marso paviršiuje vidurdienį svyruoja nuo -155°C iki +20°C ties pusiauju. Dėl labai retos atmosferos ir silpno magnetinio lauko saulės spinduliuotė laisvai apšvitina planetos paviršių. Todėl net ir paprasčiausių gyvybės formų egzistavimas Marso paviršiuje mažai tikėtinas. Atmosferos tankis planetos paviršiuje yra 160 kartų mažesnis nei Žemės paviršiuje. Atmosferą sudaro 95 % anglies dioksido, 2,7 % azoto ir 1,6 % argono. Kitų dujų, įskaitant deguonį, dalis nėra reikšminga.

Vienintelis Marse stebimas reiškinys yra dulkių audros, kartais įgaunančios pasaulinį Marso mastą. Dar visai neseniai šių reiškinių kilmė buvo neaiški. Tačiau naujausiems į planetą siunčiamiems roveriams pavyko sutvarkyti dulkių sūkurius, kurie nuolat pasirodo Marse ir gali pasiekti pačių įvairiausių dydžių. Matyt, kai tokių sūkurių būna per daug, jie išsivysto į dulkių audrą.

(Marso paviršius prieš prasidedant dulkių audrai, dulkės tik tolumoje kaupiasi į rūką, kaip pavaizdavo menininkas Keesas Veenenbosas)

Dulkės dengia beveik visą Marso paviršių. Raudona planetos spalva atsiranda dėl geležies oksido. Be to, Marse to gali pakakti didelis skaičius vandens. Planetos paviršiuje aptiktos išdžiūvusios upių vagos ir ledynai.

Marso mėnuliai

Marse aplink planetą skrieja 2 natūralūs palydovai. Tai yra Fobas ir Deimos. Įdomu tai, kad graikų kalba jų pavadinimai verčiami kaip „baimė“ ir „siaubas“. Ir tai nenuostabu, nes išoriškai abu palydovai tikrai įkvepia baimę ir siaubą. Jų formos tokios netaisyklingos, kad labiau primena asteroidus, o skersmuo gana mažas – Fobas 27 km, Deimos 15 km. Palydovai susideda iš akmenuotų uolienų, paviršius yra daugybėje mažų kraterių, tik Fobas turi didžiulį 10 km skersmens kraterį, beveik 1/3 paties palydovo dydžio. Matyt, tolimoje praeityje koks nors asteroidas jo beveik sunaikino. Raudonosios planetos palydovai savo forma ir struktūra taip primena asteroidus, kad, remiantis viena versija, pats Marsas kažkada buvo užfiksuotas, pavergtas ir paverstas amžinais savo tarnais.

Iš visų planetų Marsas pagal klimato sąlygas yra arčiausiai Žemės. Nepaisant neigiamų pirmųjų eksperimentų, kurių metu buvo ieškoma gyvybės Marse, rezultatų, ši problema vis dar laikoma atvira. XIX ir XX a. Astronomai intensyviai tyrinėjo Marsą antžeminiais teleskopais, manydami, kad jo paviršiuje yra bent jau augalų gyvybės. Pastaruosius 40 metų Marsas buvo intensyviai tyrinėjamas tarpplanetinių transporto priemonių pagalba, nenutrūkstant jo stebėjimo antžeminiais ir kosminiais teleskopais. Nėra jokių abejonių, kad Marsas bus pirmoji planeta, kurią aplankys pilotuojamos ekspedicijos.

Marso judėjimas.

Žemiškojo stebėtojo požiūriu, Marsas priklauso „viršutinėms“ planetoms: kartu su milžiniškomis planetomis (Jupiteriu, Saturnu, Uranu ir Neptūnu), taip pat nykštuke „dvigubą planetą“ Plutoną, Marsas juda už Žemės ribų. Orbita. Žemės orbitos viduje, arčiau Saulės, juda dvi „vidinės“ planetos – Merkurijus ir Venera. Tačiau pagal fizines savybes Marsas priskiriamas antžeminių planetų grupei (Merkurijus, Venera, Žemė ir Marsas). Antžeminės planetos viena į kitą panašios tuo, kad yra maži, akmenuoti ir gana tankūs kūnai. Jos gana lėtai sukasi aplink savo ašis, neturi žiedų ir turi mažai arba visai neturi palydovų: keturios šios grupės planetos iš viso turi tik tris palydovus – Žemės Mėnulį ir Marso Fobą bei Deimosą.

Astronomijos istorijoje Marso judėjimo tyrimas suvaidino ypatingą vaidmenį: naudodamasis ilgalaikiais Tycho Brahe stebėjimais apie Marso judėjimą žvaigždžių atžvilgiu, Johannesas Kepleris pirmą kartą sugebėjo teisingai nustatyti planetos formą. orbitomis. Jis įrodė, kad Marso orbita yra elipsė. Kepleriui pavyko tik todėl, kad Marso orbitos elipsiškumas yra gana didelis, pastebimai didesnis nei visų planetų, kurias galima detaliai stebėti ikiteleskopinėje epochoje.

Marso orbitos periodas yra apie 687 Žemės dienas arba apie 670 Marso dienų, kurios yra tik šiek tiek ilgesnės už Žemės dienas. cm. skirtuką. 1). Ta pati abipusė Marso, Žemės ir Saulės padėtis kartojasi vidutiniškai kas 780 dienų. yra sinodinis Marso revoliucijos laikotarpis. Visų pirma, Marso opozicijos atsiranda tokiu periodiškumu, kai jis stebimas iš Žemės maždaug priešingame Saulei taške; iš čia ir terminas – Marso ir Saulės priešprieša žemės skliaute. Šiais laikotarpiais Marse ypač patogu tirti jo paviršių teleskopu.

Priklausomai nuo sezono, t.y. nuo Žemės padėties orbitoje opozicijos momentu atstumas iki Marso gali būti nuo 56 iki 101 milijono km. Jei konfrontacija įvyksta liepos-rugsėjo mėnesiais, atstumas yra 56–60 milijonų km; tokios artimos konfrontacijos vadinamos puikiomis ( cm. DIDŽIOSIOS MARSO OPOZICIJOS). Šiais momentais Marso disko skersmuo, matomas iš Žemės, siekia 25°, o ryškumas pakyla iki 2,5 balo, lyginant su Jupiterio ryškumu ir antra po Veneros.

Sezoniniai pokyčiai Marse vyksta per metus, kaip ir Žemėje: Marso pusiaujo polinkis į orbitos plokštumą yra 25,2°, Žemės – 23,4°. Marso metai pagal lygiadienių ir saulėgrįžų akimirkas skirstomi į keturis metų laikus: nuo pavasario lygiadienio iki vasaros saulėgrįžos – pavasario ir kt. Kadangi Marsas turi du kartus ilgesnį orbitos periodą nei Saulė, metų laikai taip pat yra dvigubai ilgesni. Be to, Marso sezonų trukmė labiau skiriasi vienas nuo kito nei Žemės. To priežastis – žymus Marso orbitos elipsiškumas, todėl Marsas skirtinguose orbitos taškuose juda skirtingu greičiu. Pavyzdžiui, į Pietinis pusrutulis Marse pavasaris trunka 146 Žemės dienas, vasara – 160 dienų, ruduo – 199 dienas, žiema – 182 dienas.

Šiaurinio pavasario metu Marsas yra didesniu atstumu nuo Saulės (orbitos afelio srityje), todėl per šį laikotarpį planetą pasiekianti saulės spinduliuotė sudaro tik 70% spinduliuotės artimiausiu laikotarpiu. padėtis į Saulę (perihelyje). Kai Marsas kerta perihelį, vidutinė paviršiaus temperatūra dienos planetos pusrutulyje yra 25–30 laipsnių aukštesnė nei afelyje. Dėl šios priežasties ruduo ir žiema šiauriniame Marso pusrutulyje yra ne tokie atšiaurūs nei pietiniame, o pietinė vasara, skirtingai nei šiaurinė, yra karštesnė.

Marso prigimtis.

Marsas yra dvigubai didesnis už Mėnulį ir perpus mažesnis už Žemę. Traukos jėga Marso paviršiuje yra tiksliai tarp žemės ir mėnulio. Vidutinis Marso tankis taip pat yra tarp Mėnulio ir Žemės tankio, nors ir arčiau mėnulio. Ir dar viena savybė vienija Mėnulį ir Marsą: tai labiausiai tyrinėti (po Žemės) Saulės sistemos objektai.

Tačiau net ir didžiosios opozicijos laikotarpiu Marsas yra 150 kartų toliau nuo mūsų nei Mėnulis, todėl jo tyrimas tradiciniais astronominiais metodais yra sunki problema. Nepaisant to, prieš kosminio amžiaus pradžią astronomai tiksliai išmatavo Marso dienos ilgį, sudarė apytikslį Marso paviršiaus žemėlapį ir atrado, kad jo atmosfera daugiausia sudaryta iš anglies dioksido. Gana tiksliai buvo išmatuota Marso paviršiaus temperatūra, kuri, kaip ir tikėtasi, pasirodė esanti žemesnė nei Žemėje ir yra maždaug –30 °C (vidutinė temperatūra Žemėje yra apie + 15 °C).

Matavimai iš automatinių stočių – dirbtinių Marso palydovų – šiuos duomenis gerokai patobulino. Vidutinė temperatūra buvo dar žemesnė, apie –60°C. Vasarą ties pusiauju pakyla iki nulio, o žiemą poliariniuose regionuose nukrenta iki -150 ° C. Dėl išretėjusios atmosferos paros paviršiaus temperatūros kritimai yra labai dideli: iki 70 laipsnių. Tačiau jau sekliame dirvos gylyje, apie 25 cm, temperatūra dieną ir net metus kinta mažai; tropikuose yra arti -60 °C.

Didelį astronomų dėmesį visada traukė ryškios baltos dėmės, esančios Marso poliariniuose regionuose. Jei pradėsite stebėti poliarinę kepurę viename iš Marso pusrutulių žiemos pabaigoje, pastebėsite, kad iš pradžių ji užima labai didelę erdvę, apie 10 milijonų km 2, tačiau laikui bėgant pradeda mažėti, iš pradžių lėtai. , o paskui vis greičiau ir greičiau. Iki pavasario vidurio atsiranda tamsios juostelės, perpjaunančios poliarinį dangtelį į keletą atskirų įvairaus ryškumo sričių. Iš pagrindinio masyvo išilgai kraštų atskiriamos mažos sekcijos, kurios po kurio laiko palaipsniui išnyksta. Vasarą poliarinė kepurė toliau mažėja ir tampa gana maža. Iki vasaros pabaigos virš poliarinio regiono atsiranda balkšvų neryškių dėmių, kurios sparčiai daugėja ir netrukus išplinta visame poliariniame regione ir iš dalies net iki vidutinio klimato platumos. Ši lengva judanti migla išlieka visą rudenį ir žiemą ir išsisklaido tik žiemos pabaigoje. Po to vėl matomas didelis poliarinis dangtelis, iš pradžių šiek tiek blyškus, o vėliau įgauna ryškiai baltą spalvą ir, kaip ir praėjusių metų pabaigoje, dengia nemažą plotą.

Šiaurinės ir pietinės poliarinės kepurės prigimtis nėra vienoda. Šiaurinė dangtelis yra didesnis ir daugiausia vandens ledas, o pietinė - daugiausia užšaldytas anglies dioksidas. To priežastis – vidutinės temperatūros ir sezonų trukmės skirtumas šiauriniame ir pietiniame pusrutuliuose. Sniego dangos storis daugumoje poliarinių kepurių paviršiaus neviršija kelių centimetrų.

Vidutinėse platumose Marso paviršius, kuriame nėra sniego dangos, yra gana šviesus ir dažniausiai turi rausvai oranžinį atspalvį. Šios vietovės vadinamos „dykumomis“; jų spalvą lemia geležies oksidų hidratai, kurie sudaro raudonų miltelių sluoksnį ant silikatinio smėlio – pagrindinio paviršiaus komponento – grūdelių. Arčiau pusiaujo yra žalsvai pilkų dėmių („jūrų“), apskritai užimančių apie trečdalį paviršiaus; prasidėjus pavasariui jie tamsėja. Anksčiau buvo įrodinėjama, kad tai pelkėtos lygumos, tačiau dabar visiškai aišku, kad plačių atvirų vandens telkinių Marse nėra.

Marso paviršius labai nelygus, aukščio skirtumas jame siekia 30 km. Žemėje jis pastebimai mažesnis: nuo Marianos įdubos dugno iki Everesto viršūnės, apie 20 km. Ekvipotencialus paviršius, kurio atmosferos slėgis yra 6,1 mbar, paprastai laikomas Marso aukščio atskaitos lygiu. Šis slėgis vandens būsenos diagramoje atitinka „trigubą tašką“: esant didesniam slėgiui, vanduo gali būti trijų agregacijos būsenos(priklausomai nuo temperatūros) – kietas, skystas ir dujinis. Bet jei slėgis mažesnis, tada kaitinant ledas iš karto virsta garais, aplenkdamas skystąją fazę. Reikšmingiausiuose Marso aukštumose atmosferos slėgis siekia apie 3 mbar, o kanjonų apačioje – apie 10 mbar; kur vanduo gali būti skystas.

Vidutiniškai slėgis Marso paviršiuje yra beveik 200 kartų mažesnis už normalų atmosferos slėgį Žemės paviršiuje jūros lygyje ir artimas slėgiui 40 km aukštyje, kur lėktuvai ir oro balionai Žemėje nekyla. Marso atmosfera labai sausa. Jame įprastu būdu nusėdusio vandens sluoksnio storis tesiekia apie 0,05 mm net prie tirpstančios poliarinės kepurės vasaros įkarštyje (Žemės atmosferoje vandens sluoksnis yra šimtus kartų didesnis). Tolstant nuo tirpstančio poliarinio dangtelio, garų kiekis atmosferoje sumažėja iki kelių mikrometrų.

Nepaisant to, net pirmosios automatinių stočių nuotraukos parodė, kad kai kurios Marso reljefo detalės atsirado dėl vandens srautų. Pavyzdžiui, senovės Marso upės Nergal vingiuota vaga su intakais. Jo ilgis siekia 400 km. Nergal slėnyje jau seniai nebuvo vandens. Matyt, upė įtekėjo į didžiulį rezervuarą, kurį sudarė plati žemuma Uzboy kanjono srityje ir Holden Hale kraterių grandinė. Vingiuota Nergal forma primena žemiškų upių kanalus. Buvo atrasti ir kiti panašaus pobūdžio slėniai, rodantys, kad išdžiūvusi Marso planeta kadaise siautė vandens srovėmis.

Tačiau gali būti, kad mūsų laikais Marse kartais „bėga upeliai“. Tai rodo didelės raiškos vaizdai, kuriuos pastaraisiais metais iš Marso orbitos perdavė „Mars Global Surveyor“ ir „Mars Odyssey“ (JAV). Kai kurių slėnių ir kraterių šlaituose rasta naujo tipo objektų; galbūt tai yra vandens ar vandens-purvo srautai, kurie vyksta šiandien, tiesiogine prasme prieš mūsų akis. Skysto vandens buvimas Marse labai padidina jo galimybes tapti gyvenimo prieglobsčiu.

Gyvybės paieškos Marse.

XX amžiaus viduryje egzobiologai į Marsą dėjo daug vilčių ir ne tik dėl to, kad kai kurie astronomai jo paviršiuje įžvelgė daug plonų tiesių linijų – „kanalų“ – dėl kurių mokslinė fantastika ir svajotojai prabilo apie dirbtines drėkinimo struktūras Marso paviršiuje. Ši planeta tikrai panašesnė į Žemę nei kitos ir, ko gero, galėtų tapti nepretenzingiausių sausumos gyvybės formų prieglobsčiu.

Kelios automatinės ekspedicijos į Marsą, o ypač nusileidimai ant jo paviršiaus, leido iš arčiau susipažinti su planetos kraštovaizdžiu ir klimatu ( cm. skirtuką. 2). Išvados nuvylė egzobiologus. Net vasaros dieną temperatūra Marse retai pakyla aukščiau 0°C, o naktį gali nukristi iki -120°C. Prasta Marso atmosfera beveik neturi vandens garų ir joje nėra deguonies. Marso paviršius yra daug stipriau bombarduojamas meteoritų nei Žemės paviršius. Gali būti, kad praeityje didelių meteoritų (asteroidų) kritimas sukeldavo stiprius klimato pokyčius, kurie buvo pavojingi Marso biosferai, žinoma, jei ji egzistavo.

Analizuojant Marse gyvybės sąlygas, reikėtų atsižvelgti ir į tai, kad šioje planetoje praktiškai nėra nuo kosminių spindulių saugančios magnetosferos. Marso magnetinis laukas yra labai silpnas, tikriausiai dėl bendro paleomagnetinių laukų poveikio tam tikrose paviršiaus vietose. Jo intensyvumas ties pusiauju svyruoja nuo 0,07 iki 0,8 μT (Žemėje apie 30 μT).

Galima tvirtai teigti, kad dabartinėje epochoje sąlygos Marse yra nepalankios gyvybei atsirasti: šalta, sausa, labai reta ir trūksta deguonies, oro, kuris nesugeba sulaikyti stiprios ultravioletinės spinduliuotės. Saulės, kuri sterilizuoja planetos paviršių. Keletas specialių instrumentų, kuriuos 1976 metais į Marsą atgabeno desantai „Viking 1“ ir „2“ (JAV), organinių medžiagų planetos dirvožemyje neaptiko.

Dabar Marse praktiškai nėra vilties rasti aktyvios gyvybės. Tačiau Marso istorijoje galėjo būti žinomi gyvybei palankesni laikotarpiai. Yra ženklų, kad Marso klimatas labai pasikeitė: tolimoje praeityje jo paviršiumi tekėjo vanduo. Kaip jau minėta, detaliuose planetos vaizduose, kuriuos perduoda dirbtiniai Marso palydovai, matomi vandens erozijos pėdsakai - daubos ir tuščios upių vagos. „Mars Pathfinder“ zondas (JAV), 1997 m. švelniai nusileidęs Marse ir atgabenęs pirmąjį automatinį marsaeigį „Sojourner“, paviršiaus geologinėje struktūroje aptiko tolimomis epochomis vykusių galingų vandens srovių ženklų.

Ilgalaikiai Marso klimato pokyčiai gali būti susiję su jo poliarinės ašies posvyrio pasikeitimu. Nežymiai pakilus planetos temperatūrai, jos išretėjusi atmosfera gali tapti 100 kartų tankesnė dėl ledo išgaravimo iš poliarinių kepurių ir galimo amžinojo įšalo sluoksnio. Todėl gali būti, kad gyvybė Marse kadaise egzistavo. Tiksliai atsakyti į šį klausimą bus galima tik ištyrus Marso dirvožemio pavyzdžius. Tačiau jų pristatymas į Žemę yra sunki užduotis.

Laimei, gamta kartais suteikia mokslininkams netikėtos sėkmės: iš tūkstančių Žemėje rastų meteoritų dalis galėjo atkeliauti iš Marso: juose esančių mikroskopinių dujų burbuliukų sudėtis tokia pati kaip Marso atmosferos. Tokie radiniai vadinami "shergotitais" arba SNC-meteoritais, nes pirmieji tokie "akmenys" buvo rasti netoli Chergotti (Indija), Nakla (Egiptas) ir Chassigny (Prancūzija) gyvenviečių. Tai pačiai grupei priklauso ir Antarktidoje rastas meteoritas ALH 84001; jis yra daug senesnis už kitus ir turi policiklinių aromatinių angliavandenilių, galbūt biologinės kilmės. Nuo 1990-ųjų vidurio dėl šio meteorito vyksta karštos mokslinės diskusijos: astronomai įsitikinę, kad materijos skrydis iš planetos į planetą yra įmanomas – jos išskyrimas gali įvykti veikiant galingam asteroido smūgiui; tačiau ne visi biologai sutinka, kad meteorite ALH 84001 yra Marso gyvybės pėdsakų.

Akivaizdu, kad buvimas Žemėje neišspręs gyvybės Marse problemos. Meteorito ALH 84001 tyrimai paskatino visuomenės susidomėjimą šia problema, todėl 1999 metais Didžiosios Britanijos vyriausybė patvirtino planą sukurti tarpplanetinę stotį Beagle-2, kuri 2003 metų birželio 2 dieną nukeliavo į Marsą ir vėl bandys ten rasti gyvybės pėdsakų. . Stotis pavadinta laivo, kuriuo Charlesas Darwinas 1830 m. išvyko į tiriamąją kelionę, vardu. Mokslininkai naująją ekspediciją vertina kaip gyvybės kilmės tyrimo, kurį Darvinas pradėjo prieš pusantro amžiaus, tąsą.

RAUDONOJI PLANETA MARSAS

Marsas yra pirmoji Saulės sistemos planeta po Žemės, kuria žmonės jau kurį laiką ėmė domėtis ypatingai, sukeldami vilties, kad ten egzistuoja išsivysčiusi nežemiška gyvybė.

Planeta pavadinta Marsu senovės romėnų karo dievo garbei (to paties, kaip Aresas senovės graikų mitologijoje).jo kraujo raudonumo spalva dėl Marso dirvožemyje esančio geležies oksido.

Pagrindinės charakteristikos

Marsas yra ketvirta pagal dydį planeta nuo Saulės ir septinta pagal dydį planeta Saulės sistemoje.Tai galima pamatyti iš Žemės plika akimi. Pagal ryškumą jis yra antras po Veneros, Mėnulio ir Saulės.

Marsas yra beveik perpus mažesnis už Žemę – jo pusiaujo spindulys yra toks3 396,9 kilometro (53,2 % žemės). Marso paviršiaus plotas yra maždaug lygus Žemės sausumos plotui.

Vidutinis atstumas nuo Marso iki Saulės yra 228 milijonai kilometrų, apsisukimo aplink Saulę laikotarpis yra 687 Žemės dienos.

Mažiausias atstumas nuo Marso iki Žemės yra 55,75 milijono kilometrų, didžiausias - apie 401 milijoną kilometrų.

Marsas yra arčiausiai Žemės opozicijos metu, kai planeta yra priešinga kryptimi nuo Saulės.Atstumai tarp Žemės ir Marso akistatos momentais svyruoja nuo 55 iki 102 milijonų kilometrų. Didelė opozicija vadinama tada, kai atstumas tarp dviejų planetų tampa mažesnis nei 60 milijonų kilometrų. Didžioji Žemės ir Marso priešprieša kartojasi kas 15-17 metų (paskutinį kartą 2003 m. rugpjūčio mėn.).O įprastos – kas 26 mėnesius skirtinguose Marso ir Žemės orbitos taškuose.

Marse sukimosi periodas ir sezonai panašūs į Žemės, tačiau jo klimatas daug šaltesnis ir sausesnis nei Žemės.

Planetos sukimosi periodas yra 24 valandos 37 minutės 22,7 sekundės.

Marse, kaip ir Žemėje, yra du poliai – Šiaurės ir Pietų. Marsas sukasi pakankamai greitai, kad abiejuose poliuose būtų šiek tiek suplotos formos. Tuo pačiu metu planetos poliarinis spindulys yra maždaug 21 kilometru mažesnis nei pusiaujo.

Marso metus sudaro 668,6 Marso saulės dienos, vadinamos solais.

Marso planetos masė yra 6,418 × 1023 kilogramai (11% Žemės masės).

Marse yra du natūralūs palydovai Fobos ir Deimos ir trys dirbtiniai palydovai.

2009 m. vasario mėn. aplink Marsą skrieja trys veikiantys erdvėlaiviai: Mars Odyssey, Mars Express ir Mars Reconnaissance Orbiter, daugiau nei bet kuri kita planeta, išskyrus Žemę.

Marso paviršiuje yra keletas neaktyvių nusileidimų ir roverių, kurie baigė savo misijas.

Marso klimatas

Klimatas Marse, kaip ir Žemėje, yra sezoninis. Marse metų laikų kaita vyksta beveik taip pat, kaip ir Žemėje, tačiau klimatas ten šaltesnis ir sausesnis nei pas mus. Šaltuoju metų laiku net už poliarinių kepurių paviršiuje gali susidaryti lengvas šerkšnas. Kadaise „Viking 2“ lėktuvas padarė šalčio nuotrauką..

Marsaeigis „Phoenix“ tam tikru momentu pasisekėmetu pataisyti krintantį sniegą Marse„Marso žiema“. Sniegas Marse buvo užfiksuotas lazeriu, kuriame įrengtas roveris. Roveriui pavyko sutvarkyti sniegą specialiu lazeriu, kuriuo jis buvo aprūpintas. Sniegas krito iš maždaug 4000 metrų aukščio, tačiau planetos paviršiaus nepasiekė, ištirpdamas ore.

Metų laikų kaitą Marse numatosavo sukimosi ašies pakreipimą. Šiuo atveju orbitos pailgėjimas lemia didelius sezonų trukmės skirtumus. Skirtingai nuo žemiškų, kurių trukmė tokia pati – 3 mėnesiai. Marse yra šiaurinis pavasaris ir vasara, kurie patenka į toliausiai nuo Saulės esančią orbitos dalį. Šie sezonai kartu trunka 371 solą, tai yra pastebimai daugiau nei pusę Marso metų. Todėl Marse šiaurinės vasaros yra ilgos ir vėsios, o pietinės trumpos ir karštos.

Marsui būdingas staigus temperatūros kritimas. Temperatūra prie planetos pusiaujo svyruoja nuo +30°C vidurdienį iki -80°C vidurnaktį. Prie ašigalių temperatūra kartais nukrenta iki –143°C, tokioje temperatūroje kondensuojasi anglies dioksidas. Marsas yra labai šaltas pasaulis, tačiau klimatas ten nėra daug atšiauresnis nei Antarktidoje.

Šiuo metu Marse skysto vandens nėra. Tačiau greičiausiai baltieji poliariniai dangteliai, atrasti 1704 m., susideda iš vandens ledo, sumaišyto su kietu anglies dioksidu. Žiemą jie pratęsia trečdalį (pietų ašigalio kepurėlė – pusę) atstumo iki pusiaujo. Pavasarį šis ledas iš dalies ištirpsta, o nuo ašigalių iki pusiaujo plinta tamsėjimo banga, kuri anksčiau buvo klaidingai laikoma Marso augalais.

Marso išvaizda labai skiriasi priklausomai nuo metų laiko. Visų pirma, ryškūs poliarinių dangtelių pokyčiai. Jie auga ir mažėja, sukurdami sezoninius reiškinius atmosferoje ir Marso paviršiuje.Poliariniai dangteliai susideda iš dviejų komponentų: sezoninio – anglies dioksido ir pasaulietinio – vandens ledo. Dangtelių storis gali svyruoti nuo 1 metro iki 3,7 kilometro.

Anksčiau daugelis tyrinėtojų rimtai tikėjo, kad Marso paviršiuje vis dar yra skysto vandens. Ši nuomonė buvo pagrįsta periodinių pokyčių šviesiose ir tamsiose srityse stebėjimais, ypač poliarinėse platumose, kurios buvo panašios į žemynus ir jūras.

Tamsūs grioveliai Marso paviršiuje kai kurių stebėtojų aiškino kaip skysto vandens kanalus.

Vėliau buvo įrodyta, kad šios vagos iš tikrųjų neegzistavo, o tebuvo optinė apgaulė.

1965 metais erdvėlaivio Mariner 4 atlikti tyrimai parodė, kad šiuo metu Marse nėra skysto vandens.

Dėl žemo slėgio vanduo Marso paviršiuje negali egzistuoti skystoje būsenoje. Esant tokiam nedideliam slėgiui, kuris šiuo metu veikia planetą, jis verda labai žemoje temperatūroje, tačiau tikėtina, kad anksčiau sąlygos buvo kitokios, todėl negalima atmesti primityvios gyvybės buvimo planetoje.

2008 m. liepos 31 d. NASA erdvėlaivio Phoenix nusileidimo vietoje Marse buvo aptiktas ledo pavidalo vanduo. Prietaisas aptiko ledo nuosėdas tiesiai žemėje.

NASA „Spirit“ ir „Opportunity“ marsaeigių duomenys taip pat liudija apie vandens buvimą praeityje (rasta mineralų, kurie galėjo susidaryti tik dėl ilgalaikio vandens poveikio).

Šimtų metrų storio ledynas užima tūkstančių kvadratinių kilometrų plotą, o tolesnis jo tyrimas gali suteikti informacijos apie Marso klimato istoriją.

Remiantis šiuolaikinėmis koncepcijomis, bendras ledo tūris, uždarytas šiaurinio pusrutulio poliarinėje kepurėje, yra apie 1,5 milijono kilometrų, todėl ištirpęs ledas negalėjo sudaryti milžiniško vandenyno, kuris, daugelio tyrinėtojų teigimu, kadaise buvo uždengtas. beveik visas šiaurinis pusrutulis.Marso pusrutulis. Taigi lieka paslaptis, kur dingo vanduo, kurio kažkada buvo gausu dabartinėje sausringoje planetoje.

Tikėtinaanksčiau Marso klimatas galėjo būti šiltesnis ir drėgnesnis, o paviršiuje buvo skysto vandens, net lijo.

Marso magnetinis laukas ir atmosfera

Marsas turi magnetinį lauką, tačiau jis silpnas ir itin nestabilus. Įvairiose planetos vietose jis gali skirtis nuo 1,5 iki 2 kartų. Tuo pačiu metu planetos magnetiniai poliai nesutampa su fiziniais. Tai rodo, kad geležinė Marso šerdis yra daugiau ar mažiau nejudanti savo plutos atžvilgiu, tai yra, mechanizmas, atsakingas už Žemės magnetinį lauką, Marse neveikia.

Šiuolaikiniai Marso vidinės struktūros modeliai rodo, kad Marsą sudaro pluta, kurios vidutinis storis yra 50 kilometrų (ir didžiausias storis iki 130 kilometrų), silikatinė mantija (mantija, praturtinta geležimi), kurios storis yra 1800 kilometrų ir branduolys, kurio spindulys yra 1480 kilometrų.

Remiantis skaičiavimais, Marso šerdies masė sudaro iki 9% planetos masės. Jį sudaro geležis ir jos lydiniai, o šerdis yra skystos būsenos.

Galbūt tolimoje praeityje dėl susidūrimo su dideliu dangaus kūnu šerdies sukimasis sustojo, taip pat buvo prarastas pagrindinis atmosferos tūris.Manoma, kad magnetinio lauko praradimas įvyko maždaug prieš 4 milijardus metų.

Kadangi Marso magnetinis laukas yra toks silpnas, saulės vėjas laisvai prasiskverbia į jo atmosferą. Dėl šios priežasties daugelis reakcijų, veikiančių saulės spinduliuotę, Marse vyksta beveik pačiame jo paviršiuje.Žemėje stiprus magnetinis laukas neperduoda saulės spinduliuotės, todėl visos šios reakcijos vyksta jonosferoje ir aukščiau.

Marso jonosfera tęsiasi per planetos paviršių nuo 110 iki 130 kilometrų.

Marso atmosferą sudaro 95% anglies dioksido. Atmosferoje taip pat yra 2,5-2,7% azoto, 1,5-2% argono, 0,13% deguonies, 0,1% vandens garų, 0,07% anglies monoksido.

Be to, Marso atmosfera yra labai reta. Slėgis Marso paviršiuje yra 160 kartų mažesnis nei Žemės vidutiniame paviršiaus lygyje. Dėl didelio aukščio skirtumo Marse paviršiaus slėgis labai skiriasi.

Skirtingai nuo Žemės, Marso atmosferos masė per metus labai kinta, nes tirpsta ir užšąla poliariniai dangteliai, kuriuose yra anglies dioksido.

Yra įrodymų, kad anksčiau atmosfera galėjo būti tirštesnė.

Marso topografija

Tyrimai parodė, kad du trečdalius Marso paviršiaus užima šviesūs plotai, vadinami žemynais, o likęs trečdalis – tamsios sritys, vadinamos jūromis. Tamsiųjų zonų prigimtis vis dar kelia ginčų.Tačiau iš tikrųjų Marso jūrose vandens nerasta.

Jūros daugiausia telkiasi pietiniame planetos pusrutulyje. Šiauriniame pusrutulyje yra tik dvi didelės jūros – Acidalijos ir Didžiojo Sirto.

Didelio masto vaizdai rodo, kad tamsias sritis iš tikrųjų sudaro tamsių dryžių ir dėmių grupės, susijusios su krateriais, kalvomis ir kitomis kliūtimis vėjo kelyje. Sezoniniai ir ilgalaikiai jų dydžio ir formos pokyčiai, matyt, yra susiję su šviesia ir tamsiąja medžiaga padengtų paviršiaus plotų santykio pasikeitimu.

Marso pusrutuliai yra gana skirtingi paviršiaus prigimtimi. Marso paviršius yra rausvos spalvos dėl didelių geležies oksidų priemaišų.

Visur Marso paviršiuje slypi rieduliai – vulkaninių uolienų gabalai, atlūžę per žemės drebėjimus ar meteoritų kritimus.

Kartkartėmis susiduriama su krateriais – meteorito smūgių liekanomis.

Vietomis paviršius padengtas daugiasluoksnėmis uolienomis, panašiomis į sausumos nuosėdines uolienas, likusias atsitraukus jūrai.

Pietiniame pusrutulyje paviršius yra 1-2 kilometrais virš vidutinio lygio ir yra tankiai nusėtas krateriais. Ši Marso dalis primena Mėnulio žemynus.

Didelis kraterių skaičius pietiniame pusrutulyje gali reikšti, kad paviršius čia yra senas – 3-4 mlrd..

Planetą tyrinėjantys roveriai paliko savo pėdsakus nepaliestame paviršiuje.

Šiaurėje paviršius dažniausiai yra žemesnis už vidutinį, su mažais krateriais ir daugiausia palyginti lygiomis lygumomis, kurios tikriausiai susidarė dėl lavos potvynių ir dirvožemio erozijos.

Šiauriniame pusrutulyje yra dvi didelių ugnikalnių sritys – Tarsis ir Eliziejus.

Tharsis yra didžiulė 2000 kilometrų ilgio vulkaninė lyguma, kurios aukštis siekia 10 kilometrų virš vidutinio lygio. Jame yra trys dideli ugnikalniai.

Tarsio pakraštyje yra aukščiausias Marso ir Saulės sistemos planetų kalnas – Marso užgesęs Olimpo ugnikalnis.

Olimpo aukštis siekia 27 kilometrus, o skersmuo – 550 kilometrų. Ugnikalnį supančios uolos vietomis siekia 7 kilometrų aukštį.

Šiuo metu visi Marso ugnikalniai nėra aktyvūs. Kitų kalnų šlaituose aptikti vulkaninių pelenų pėdsakai leidžia manyti, kad kadaise Marsas buvo vulkaniškai aktyvus.

Tipiškas Marso kraštovaizdis – Marso dykuma.

Marse buvo nufotografuotos smėlio kopos, milžiniški kanjonai ir plyšiai, taip pat meteoritų krateriai. Grandioziškiausia kanjonų sistema – Marinerio slėnis – driekiasi beveik 4500 kilometrų (ketvirtadalis planetos perimetro), kurio plotis siekia 600 kilometrų, o gylis – 7–10 kilometrų.

Marso dirvožemis

Marso dirvožemio paviršinio sluoksnio sudėtis, desantininkų duomenimis, įvairiose vietose skiriasi.

Dirvožemį daugiausia sudaro silicio dioksidas (20–25 %), kuriame yra geležies oksido hidratų (iki 15 %) priemaišų, suteikiančių dirvožemiui rausvą spalvą. Dirvožemyje yra daug sieros, kalcio, aliuminio, magnio ir natrio junginių priemaišų. Marso dirvožemių rūgštingumo ir kai kurių kitų parametrų santykis artimas Žemės ir teoriškai juose būtų galima auginti augalus.

Iš pagrindinio tyrimo chemiko Sam Kunaves ataskaitų:

„Tiesą sakant, mes nustatėme, kad Marso dirvožemis atitinka reikalavimus ir taip pat yra būtini elementai gyvybės atsiradimui ir palaikymui tiek praeityje, tiek dabar, tiek ateityje... .. Tokia dirva visai tinkama auginti įvairius augalus, pavyzdžiui, šparagus. Čia nėra nieko, kas gyvenimą padarytų neįmanomu. Priešingai, su kiekvienu nauju tyrimu randame papildomų įrodymų, patvirtinančių jo egzistavimo galimybę.

Įdomūs reiškiniai Marse

Erdvėlaivis „Mars Odyssey“ aptiko aktyvius geizerius Marso pietinėje poliarinėje kepurėje. Anglies dioksido čiurkšlės su pavasario atšilimu išsiveržia į didelį aukštį, nešdamos dulkes ir smėlį. Spyruoklinis poliarinių dangtelių tirpimas lemia staigų atmosferos slėgio padidėjimą ir didelių dujų masių judėjimą į priešingą pusrutulį.

Vienu metu pučiančių vėjų greitis siekia 10-40 m/s, kartais iki 100 m/s. Vėjas nuo paviršiaus pakelia daug dulkių, todėl kyla dulkių audros. Stiprios dulkių audros beveik visiškai paslepia planetos paviršių. Dulkių audros daro pastebimą įtaką temperatūros pasiskirstymui Marso atmosferoje.

Ant Marso paviršiaus nusileidus automatinėms transporto priemonėms, atsirado galimybė astronominius stebėjimus atlikti tiesiai iš planetos paviršiaus.

Naktinio Marso dangaus (ir iš planetos stebimų astronominių reiškinių) vaizdas skiriasi nuo žemės ir daugeliu atžvilgių atrodo neįprastas ir įdomus.

Pavyzdžiui, vidurdienį Marso dangus yra geltonai oranžinės spalvos. Šių skirtumų priežastis nuo spalvos antžeminis dangus - plonos, išretintos atmosferos, kurioje yra suspenduotų Marso dulkių, savybės.

Manoma, kad dangaus geltonai oranžinę spalvą sukelia 1% magnetito dulkių dalelėse, nuolat suspenduotose Marso atmosferoje ir keliamose sezoninių dulkių audrų. Audros trukmė gali siekti 50-100 dienų.

Vakaro aušra Marse paverčia dangų ugningai raudonu arba sodriai oranžiniu atspalviu.