Treperi u danima sukoba sa zloslutnom krvavocrvenom 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 svijetloj boji i "mjesečevom" reljefu s vulkanskim kraterima, udubljenjima od divovskih udara meteorita, dolinama i pustinjama.
Orbitalne karakteristike
Ekscentricitet eliptične orbite Marsa je 0,0934, što uzrokuje razliku između maksimalne (249 milijuna km) i minimalne (207 milijuna km) udaljenosti do Sunca, zbog čega količina sunčeve energije koja ulazi u planet varira unutar 20-30%.
Prosječna orbitalna brzina je 24,13 km/s. Marsu potpunosti obiđe Sunce za 686,98 zemaljskih dana, što dvaput premašuje Zemljin period, te se okrene oko vlastite osi na gotovo isti način kao i Zemlja (za 24 sata i 37 minuta). Kut nagiba orbite prema ravnini 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 kutom od 5,65 ° (a Zemlja je oko 7 °). Značajan nagib ekvatora planeta prema ravnini orbite (25,2°) dovodi do značajnih sezonskih klimatskih promjena.
Fizički parametri planeta
Mars među planetima Sunčevog sustava je na sedmom mjestu po veličini, a po udaljenosti od Sunca zauzima četvrtu poziciju. Volumen planeta je 1,638×1011 km³, a težina 0,105-0,108 Zemljinih masa (6,441023 kg), što joj daje u gustoći oko 30% (3,95 g/cm3). Ubrzanje slobodnog pada u ekvatorijalnom području Marsa određeno je u rasponu od 3,711 do 3,76 m/s². Površina se procjenjuje na 144.800.000 km². Atmosferski tlak fluktuira unutar 0,7-0,9 kPa. Brzina potrebna za prevladavanje gravitacije (drugi prostor) je 5072 m/s. Na južnoj hemisferi prosječna površina Marsa je 3-4 km viša nego na sjevernoj hemisferi.
Klimatski uvjeti
Ukupna masa atmosfere Marsa je oko 2,51016 kg, ali tijekom godine uvelike varira zbog topljenja ili "zamrzavanja" polarnih kapa koje sadrže ugljični dioksid. Prosječni tlak na površini (oko 6,1 mbar) je gotovo 160 puta manji nego blizu površine našeg planeta, ali u dubokim depresijamadoseže 10 mbar. Prema različitim izvorima, sezonski padovi tlaka kreću se od 4,0 do 10 mbar.
95,32% atmosfere Marsa sastoji se od ugljičnog dioksida, oko 4% čini argon i dušik, a kisik zajedno s vodenom parom je manje od 0,2%.
Visoko razrijeđena atmosfera ne može dugo zadržati toplinu. Unatoč "vrućoj boji" po kojoj se planet Mars razlikuje od ostalih, temperatura na površini zimi pada na -160°C na polu, a na ekvatoru ljeti, površina se može zagrijati samo do +30°C tijekom danju.
Klima je sezonska, baš kao i na Zemlji, ali produljenje 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 polovice marsove godine (371 mart. dan), a zima i jesen su kratke i umjerene. Ljeta na jugu su vruća i kratka, dok su zime hladne i duge.
Sezonske klimatske promjene najjasnije se očituju u ponašanju polarnih kapa, sastavljenih od leda s primjesom sitnih čestica kamenja nalik prahu. Prednji dio sjeverne polarne kape može se odmaknuti od pola za gotovo trećinu udaljenosti do ekvatora, a granica južne kape doseže polovicu te udaljenosti.
Temperatura na površini planeta određena je već početkom 20-ih godina prošlog stoljeća termometrom koji se nalazi točno 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 prašne oluje
"Izloženost" oluja prašine, njihov razmjer i ponašanje otkrili su misterij koji Mars dugo drži. Površina planeta misteriozno mijenja boju, zadivljujući promatrače od davnina. Ispostavilo se da su prašne oluje uzrok "kameleonizma".
Iznenadne promjene temperature na Crvenom planetu uzrokuju bijesne silovite vjetrove, čija brzina doseže 100 m/s, a niska gravitacija, unatoč razrijeđenosti zraka, omogućuje vjetrovima da podignu ogromne mase prašine do visine više od 10 km.
Prašne oluje također potiče naglo povećanje atmosferskog tlaka uzrokovano isparavanjem smrznutog ugljičnog dioksida iz zimskih polarnih kapa.
Prašne oluje, kao što pokazuju slike površine Marsa, prostorno gravitiraju prema polarnim kapama i mogu pokriti ogromna područja, koja traju i 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 obroncima vulkanskih kratera i udarnih lijevka, što se razumije naviše do 8 km. Ispostavilo se da su njihovi tragovi divovski crteži na razgranate pruge koji su dugo ostali tajanstveni.
Prašne oluje i tornada nastaju uglavnom tijekom velikih suprotnosti, kada na južnoj hemisferi ljeto pada na period prolaska Marsa kroz točku orbite najbliže Suncuplaneti (perihel).
Slike površine Marsa, koje je snimila letjelica Mars Global Surveyor, , koja kruži oko planeta od 1997. godine, pokazale su se vrlo plodonosnim za tornada.
Neki tornada ostavljaju tragove, brišu ili usisavaju labav površinski sloj sitnih čestica tla, drugi ne ostavljaju ni "otiske prstiju", treći, bijesno, crtaju zamršene figure, zbog čega su ih zvali đavoli prašine. Vihorovi rade, u pravilu, sami, ali ne odbijaju ni grupne "reprezentacije".
Olakšice
Vjerojatno je svima koji su, naoružani snažnim teleskopom, prvi put pogledali Mars, površina planeta odmah podsjećala na lunarni krajolik, i to je u mnogim područjima istina, ali ipak geomorfologija Marsa je osebujan i jedinstven.
Regionalne značajke reljefa planeta su posljedica asimetrije njegove površine. Prevladavaju ravne površine sjeverne hemisfere 2-3 km ispod uvjetno nulte razine, a na južnoj hemisferi površina komplicirana kraterima, dolinama, kanjonima, depresijama i brežuljcima je 3-4 km iznad razine baze. Prijelazna zona između dviju hemisfera, široka 100-500 km, morfološki je izražena snažno erodiranom divovskom skarpom, visokom gotovo 2 km, koja pokriva gotovo 2/3 planeta u opsegu i praćena je sustavom rasjeda.
Predstavljeni su dominantni oblici reljefa koji karakteriziraju površinu Marsaprošaran kraterima različite geneze, uzvisinima i depresijama, udarnim strukturama kružnih udubljenja (višeprstenasti bazeni), linearno izduženih uzvisina (grebena) i nepravilno oblikovanih strmih kotlina.
Uzvišenja s ravnim vrhom sa strmim rubovima (mesas), opsežnim ravnim kraterima (štitasti vulkani) s erodiranim padinama, vijugavim dolinama s pritocima i ograncima, zaravnjenim visovima (visoravni) i područjima nasumično izmjenjujućih dolina sličnih kanjonima (labirintima)) su široko rasprostranjeni.
Karakteristika Marsa su tonuće depresije s kaotičnim i bezobličnim reljefom, proširene, složeno građene stepenice (rasjedi), niz subparalelnih grebena i brazda, kao i goleme ravnice potpuno "zemaljskog" izgleda.
Prstenasti kraterski bazeni i veliki (preko 15 km u prečniku) krateri su morfološke karakteristike većeg dijela južne hemisfere.
Najviša područja planeta s imenima Tharsis i Elysium nalaze se na sjevernoj hemisferi i predstavljaju ogromne vulkanske visoravni. Visoravan Tharsis, koja se uzdiže iznad ravne okolice gotovo 6 km, proteže se na 4000 km u geografskoj dužini i 3000 km u geografskoj širini. Na visoravni se nalaze 4 divovska vulkana visine od 6,8 km (planina Alba) do 21,2 km (planina Olimp, promjer 540 km). Vrhovi planina (vulkani) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) i Arsia (Arsia) nalaze se na nadmorskoj visini od 14, 18 i 19 km. Planina Alba osamljena je sjeverozapadno od strogog niza drugih vulkana iTo je štitasta vulkanska struktura promjera oko 1500 km. Vulkan Olimp (Olimp) - najviša planina ne samo na Marsu, već u cijelom Sunčevom sustavu.
Dvije goleme meridionalne nizine graniče s pokrajinom Tharsis s istoka i zapada. Oznake površine zapadne ravnice s imenom Amazonija su blizu nulte razine planeta, a najniži dijelovi istočne depresije (Chris Plain) su 2-3 km ispod nulte razine.
U ekvatorijalnoj regiji Marsa je druga najveća vulkanska visoravan Elysium, promjera oko 1500 km. Visoravan se uzdiže 4-5 km iznad podnožja i nosi tri vulkana (upravo Mount Elysium, Albor Dome i Mount Hekate). Najviša planina Elysium narasla je na 14 km.
Istočno od visoravni Tharsis u ekvatorijalnoj regiji, gigantski sustav dolina (kanjona) Mariner nalik na pukotinu proteže se duž Marsove skale (gotovo 5 km), premašujući duljinu jednog od najvećih Grand Kanjoni na zemlji gotovo 10 puta, a 7 puta širi i dublji. Prosječna širina dolina je 100 km, a gotovo strmi rubovi njihovih strana dosežu visinu od 2 km. Linearnost struktura ukazuje na njihovo tektonsko porijeklo.
U visovima južne hemisfere, gdje je površina Marsa jednostavno prepuna kratera, nalaze se najveće kružne udarne depresije na planetu s imenima Argir (oko 1500 km) i Hellas (2300 km).
Heladna ravnica je dublja od svih depresija planeta (skoro 7000 m ispod prosječne razine), a višak ravnice Argir jeu odnosu na razinu okolnog brda iznosi 5,2 km. Slična zaobljena nizina, ravnica Isis (prečnik 1100 km), nalazi se u ekvatorijalnoj regiji istočne hemisfere planeta i graniči s Elizejskom nizinom na sjeveru.
Na Marsu je poznato još oko 40 takvih bazena s više prstenova, ali manje veličine.
Na sjevernoj hemisferi je najveća nizina na planeti (Sjeverna ravnica), koja graniči s polarnom regijom. Oznake ravnice su ispod nulte razine površine planeta.
Eolski krajolici
Bilo bi teško opisati površinu Zemlje u nekoliko riječi, misleći na planet u cjelini, ali dobiti predodžbu o tome kakvu površinu ima Mars, ako jednostavno nazovete to je beživotna i suha, crvenkasto-smeđa, stjenovita pješčana pustinja, jer je raščlanjeni reljef planeta zaglađen rahlim aluvijalnim naslagama.
Eolski krajolici, sastavljeni od pjeskovito-sitnog muljevitoga materijala s prašinom i nastali kao rezultat djelovanja vjetra, pokrivaju gotovo cijeli planet. Riječ je o običnim (kao na zemlji) dinama (poprečnim, uzdužnim i dijagonalnim) veličine od nekoliko stotina metara do 10 km, kao i slojevitim eolsko-glacijalnim naslagama polarnih kapa. Poseban reljef "koji je stvorio Aeolus" ograničen je na zatvorene strukture - dna velikih kanjona i kratera.
Morfološka aktivnost vjetra, koja određuje osebujne značajke površine Marsa, očitovala se u intenzivnojerozija (deflacija), što je rezultiralo stvaranjem karakterističnih, "ugraviranih" površina sa staničnim i linearnim strukturama.
Laminirane eolsko-glacijalne formacije, sastavljene od leda pomiješanog s oborinama, prekrivaju polarne kape planeta. Njihova snaga se procjenjuje na nekoliko kilometara.
Geološke karakteristike površine
Prema jednoj od postojećih hipoteza o modernom sastavu i geološkoj građi Marsa, unutarnja jezgra male veličine, koja se sastoji uglavnom od željeza, nikla i sumpora, prvo se otopila iz primarne tvari planeta. Tada je oko jezgre nastala homogena litosfera debljine oko 1000 km, zajedno s korom, u kojoj se, vjerojatno, i danas nastavlja aktivna vulkanska aktivnost izbacivanjem sve novih dijelova magme na površinu. Debljina Marsove kore procjenjuje se na 50-100 km.
Otkad je čovjek počeo promatrati najsjajnije zvijezde, znanstvenike je, kao i sve ljude koji nisu ravnodušni prema univerzalnim susjedima, među ostalim misterijama prvenstveno zanimalo što Mars ima površinu.
Gotovo cijeli planet prekriven je slojem smeđe-žućkasto-crvene prašine pomiješane s finim muljevitim i pjeskovitim materijalom. Glavne komponente rastresitog tla su silikati s velikom primjesom željeznih oksida, dajući površini crvenkastu nijansu.
Prema rezultatima brojnih studija koje su provele svemirske letjelice, fluktuacije u elementarnom sastavu rahlih naslaga površinskog sloja planeta nisu toliko značajne da bi upućivale na široku raznolikost mineralnog sastava planinastijene koje čine marsovsku koru.
Utvrđen u tlu prosječni sadržaj silicija (21%), željeza (12,7%), magnezija (5%), kalcija (4%), aluminija (3%), sumpora (3,1%), kao i kalij i klor (<1%) ukazuju da su temelj labavih naslaga površine proizvodi razaranja magmatskih i vulkanskih stijena osnovnog sastava, bliskih baz altima zemlje. Znanstvenici su isprva sumnjali u značajnu diferencijaciju kamene ljuske planeta 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 (stijene srednjeg sastava).
Ovo otkriće, kasnije potvrđeno brojnim nalazima sličnih stijena, omogućilo je procjenu da Mars, poput Zemlje, može imati različitu koru, o čemu svjedoči značajan sadržaj aluminija, silicija i kalija.
Na temelju ogromnog broja slika koje su napravile svemirske letjelice i koje su omogućile prosuđivanje od čega se sastoji površina Marsa, osim magmatskih i vulkanskih stijena, vidljiva je prisutnost vulkansko-sedimentnih stijena i sedimentnih naslaga na planeta, koji se prepoznaju po karakterističnom razdvajanju ploča i slojevitosti fragmenata izdanaka.
Priroda slojevitosti stijena može ukazivati na njihovo stvaranje u morima i jezerima. Područja sedimentnih stijena zabilježena su na mnogim mjestima na planetu i najčešće se nalaze u ogromnim kraterima.
Znanstvenici ne isključuju "suho" stvaranje oborina njihove marsovske prašine svojimlitifikacija (petrifikacija).
formacije permafrosta
Posebno mjesto u morfologiji površine Marsa zauzimaju formacije permafrosta, od kojih se većina pojavila u različitim fazama geološke povijesti planeta kao rezultat tektonskih kretanja i utjecaja egzogenih čimbenika.
Na temelju proučavanja velikog broja svemirskih slika, znanstvenici su jednoglasno zaključili da voda igra značajnu ulogu u oblikovanju izgleda Marsa zajedno s 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 povijesti planeta svjedoče ne samo polarne kape, već i specifični oblici reljefa slični krajoliku u zonama permafrosta na Zemlji.
Formacije poput vrtloga, koje na satelitskim snimcima izgledaju kao slojevite naslage u polarnim područjima planeta, izbliza su sustav terasa, izbočina i udubljenja koje tvore 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 kopnenog slijeganja karakteristični za ekvatorijalnu zonu Marsa povezani su s procesom uništavanja kriogenih slojeva.
Voda na Marsu
Na većem dijelu površine Marsa voda ne može postojati u tekućinistanje zbog niskog tlaka, ali u nekim regijama s ukupnom površinom od oko 30% površine planeta, NASA-ini stručnjaci priznaju prisutnost tekuće vode.
Pouzdano utvrđene rezerve vode na Crvenom planetu koncentrirane su uglavnom u prizemnom sloju permafrosta (kriosfere) debljine do nekoliko stotina metara.
Znanstvenici ne isključuju postojanje reliktnih jezera tekuće vode i ispod slojeva polarnih kapa. Na temelju procijenjenog volumena marsovske kriolitosfere, rezerve vode (leda) procjenjuju se na oko 77 milijuna km³, a ako uzmemo u obzir vjerojatni volumen odmrznutih stijena, ta bi se brojka mogla smanjiti na 54 milijuna km³.
Osim toga, postoji mišljenje da ispod kriolitosfere mogu postojati slojevi s kolosalnim rezervama slane vode.
Mnoge činjenice ukazuju na prisutnost vode na površini planeta u prošlosti. Glavni svjedoci su minerali, čije stvaranje podrazumijeva sudjelovanje vode. Prije svega, to su hematit, minerali gline i sulfati.
marsovski oblaci
Ukupna količina vode u atmosferi "isušenog" planeta je više od 100 milijuna puta manja nego na Zemlji, a ipak je površina Marsa prekrivena, doduše rijetkim i neupadljivim, ali pravim pa čak i plavkastim oblacima, međutim, koji se sastoji od ledene prašine. Oblačnost se stvara u širokom rasponu nadmorskih visina od 10 do 100 km i koncentrirana je uglavnom u ekvatorijalnom pojasu, rijetko se diže iznad 30 km.
Ledene magle i oblaci su također česti u blizini polarnih kapa zimi (polarna izmaglica), ali ovdje mogu"pasti" ispod 10 km.
Oblaci mogu dobiti blijedoružičastu boju kada se čestice leda pomiješaju s prašinom podignutom s površine.
Zabilježeni su oblaci raznih oblika, uključujući valovite, prugaste i cirusne.
marsovski krajolik s ljudske visine
Prvi put vidjeti kako površina Marsa izgleda s visine visokog čovjeka (2,1 m) omogućila je "ruka" curiosity rovera naoružanog kamerom 2012. godine. Pred začuđenim pogledom robota ukazala se "pješčana", šljunčano-šljunkovita ravnica, prošarana sitnom kaldrmom, s rijetkim ravnim izbočinama, moguće stijenama, vulkanskim stijenama.
Mornu i jednoličnu sliku s jedne strane oživljavao je brežuljkasti greben ruba kratera Gale, a s druge strane blago nagnuta masa Mount Sharp, visoka 5,5 km, koja je bila objekt lov svemirske letjelice.
Pri planiranju rute po dnu kratera, autori projekta, očito, nisu ni slutili da će površina Marsa, koju je snimio rover Curiosity, biti toliko raznolika i heterogena, za razliku od očekivanje vidjeti samo dosadnu i monotonu pustinju.
Na putu do planine Sharp, robot je morao savladati izlomljene, pločaste ravne površine, blage stepenaste padine vulkansko-sedimentnog (sudeći po slojevitoj teksturi na čipovima) stijena, kao i blokove tamnoplavičaste boje vulkanske stijene sa staničnom površinom.
Aparat je usput gađao "naznačene odozgo" ciljeve (kaldrma) laserskim impulsima i bušio male bušotine (do 7 cm dubine) kako bi proučavao materijalni sastav uzoraka. Analiza dobivenog materijala, pored sadržaja stijenotvornih elemenata karakterističnih za stijene osnovnog sastava (baz alti), pokazala je prisutnost spojeva sumpora, dušika, ugljika, klora, metana, vodika i fosfora, tj. "komponente života".
Osim toga, pronađeni su minerali gline, nastali u prisutnosti vode neutralne kiselosti i niske koncentracije soli.
Na temelju ovih informacija, zajedno s prethodno dobivenim informacijama, znanstvenici su bili skloni zaključiti da je prije više milijardi godina na površini Marsa postojala tekuća voda, a gustoća atmosfere je mnogo veća nego danas.
Jutarnja zvijezda Marsa
Otkad je svemirska letjelica Mars Global Surveyor kružila oko Crvenog planeta na udaljenosti od 139 milijuna km oko svijeta u svibnju 2003., ovako izgleda Zemlja s površine Marsa.
Ali zapravo, naš planet odatle izgleda otprilike onako kako vidimo Veneru u jutarnjim i večernjim satima, samo što svijetli u smeđkastom crnilu marsovskog neba, usamljena (osim slabo prepoznatljivog Mjeseca) mala točka nešto je svjetlije od Venere.
Prva slika Zemlje s površine bila jenapravljeno u sitni sat s rovera Spirit u ožujku 2004., a Zemlja je pozirala "ruku pod ruku s Mjesecom" za letjelicu Curiosity 2012. i ispalo je još "ljepše" nego prvi put.
