Aký je povrch Marsu? Vyzerá to, že povrch Marsu?

Mihotajúce v dobe konfrontácie zlovestný krvavo červenej a volajúci primitívne mystický strach tajomný a tajomné hviezde, že starí Rimania pomenované na počesť boha vojny Mars (Ares v Gréci), by sotva hodiť ženské meno. Gréci tiež volal to Phaeton pre "žiarivú a žiariace" vzhľadu, že povrch Marsu je povinný svetlé farby a "mesačné" teréne s sopečné krátery, preliačiny z rany obrie meteority, údolia a púšťach.

Orbitálna charakteristiky

Excentricita eliptickej dráhy je 0,0934 Mars, čo teda maximálny rozdiel (249 míľ km) a minimálne (207 míľ km) vzdialenosťou od slnka, v dôsledku čoho je množstvo prichádzajúcich slnečnej energie na planétu sa pohybuje v rozmedzí 20-30%.

obežná rýchlosť v priemere 24,13 km / s. Mareš úplne obklopuje slnka pre pozemné dní 686.98, ktorý presahuje dobu, na zemi dvakrát, a otáča okolo vlastnej osi, je takmer rovnaká ako na zemi (24 h 37 min). Sklon k ekliptike rôznych odhadov sa určí z 1,51 ° až 1,85 °, a sklon k rovníku 1,093 °. Sun vzhľadom k rovníku orbite okolo Marsu so sklonom 5,65 ° (a Zeme - asi 7 °). Významný sklon planetárny rovník na orbitálnej rovine (25,2 °) vedie k zásadným zmenám v sezónneho klímy.

Fyzikálne parametre planéty

Mars medzi planét slnečnej veľkosť systému je siedmy a vzdialenosti od Slnka zaberá štvrtú pozíciu. objem Planet je 1,638 x 1011 kubických kilometrov a hmotnosť 0,105-0,108 zemný hmote (6,44 * 1023 kg), čo je hustotu asi 30% (3,95 g / cm ^3). Gravitačné zrýchlenie na rovníku Marsu stanovená v rozmedzí od 3.711 do 3,76 m / s². Plocha povrchu sa odhadujú na 144 800 000 km ?. Atmosférický tlak sa pohybuje v rozmedzí 0,7-0,9 kPa. Rýchlosť nutné prekonať gravitáciu (druhý priestor) - 5072 m / s. Na južnej pologuli Marsu povrchu k priemeru 3-4 km vyššia ako na severe.

klimatické podmienky

Celková hmotnosť Mars atmosféry je približne 2,5 x 1016 kg, ale v priebehu roka sa značne líšia v dôsledku tavenie alebo "interpretovaný ako zmrazenie" obsahujúce oxid uhličitý polárne čiapočky. Priemerný tlak na úrovni hladiny (asi 6,1 kPa) pri teplote takmer 160 krát menej ako pri povrchu našej planéty, ale v hlbokých bazénoch dosahuje 10 kPa. Podľa rôznych zdrojov, sezónne tlakové rozdiely v rozmedzí od 4,0 do 10 mbar.

V 95.32% Mars atmosféra pozostáva z oxidu uhličitého, asi 4% z frakcie argónu a dusíka a kyslíka spolu s vodnou parou, je menšia ako 0,2%.

Silnorazrezhennaya atmosféra nemôže dlho udržať teplo. Napriek "horúce farba", ktorá vyniká okrem iného planéty Mars, povrchová teplota klesá v zime na -160 ° C na póle a rovníku v lete, povrch môže len ohriať na +30 ° C vo dne.

Klíma je sezónne, ako na Zemi, ale predĺženie dráhy Marsu vedie k značným rozdielom v dĺžke trvania a teplotných podmienkach jednotlivých ročných obdobiach. Chladné jar a leto na severnej pologuli v poslednej sade výrazne viac ako pol marťanského roka (371 Mars. Za deň), a v zime na jeseň sú krátke a mierne. South horúce letá a krátke a zima je chladná a dlhá.

Sezónne zmeny klímy najzreteľnejšie prejavuje v správaní polárnych čiapočiek skladaný ľad aditivovaných jemnými prachových častíc skaly. Predná časť severnej polárnej čiapočky môže byť odstránený z pole position o takmer jednu tretinu vzdialenosti od rovníka a južného okraja viečka príde do polovice tejto vzdialenosti.

Teplomer umiestnený priamo v zameraní zrkadlovým ďalekohľadom zameraný na Marse, teplota povrchu planéty už bola stanovená na začiatku 20-tych rokov minulého storočia. Prvé meranie (až 1924) ukázal, hodnoty -13 až -28 ° C, a v roku 1976 bolo zadané dolnej a hornej teplotné medze dopadol na Marse kozmickej lodi "Viking".

Martian prachové búrky

"Vystavenie" prašné búrky, ich veľkosť a správanie pomohol odhaliť tajomstvo, ktoré už dlho držal Mars. Povrch planéty záhadne menia farbu od staroveku očarujúce pozorovateľa. Príčina "hameleonstva" boli prašné búrky.

Náhle zmeny teploty sú planéta Red záchvatové spôsobiť prudké vetry, ktoré urýchlia až 100 m / s, zatiaľ čo nízka gravitácie, a to napriek vzduchu sparseness umožňuje vetry zdvihnúť veľké množstvá prachu do výšky väčšej ako 10 km.

Tvorbou prašné búrky tiež prispieva k dramatickému zvýšeniu atmosférického tlaku v dôsledku odparení mrazené oxid uhličitý zimných polárnych čiapočiek.

Prašné búrky ako výstavných snímok povrchu Marsu, priestorovo tiahnu k polárnych čiapočiek a môže pokryť veľkú plochu, pokračuje na 100 dní.

Ďalším lákadlom prachu, ktorý musí Mars výkyvy abnormálne teploty sú tornáda, ktoré sa na rozdiel od pozemských "kolegu" potulujú nielen v opustených oblastiach, ale tiež hostované na svahoch sopečných kráterov a impaktných kráterov, pretože si uvedomil až 8 km. Ich skladby boli výrečne pruhovaný obrie výkresy, ktoré sú už dlho zostávali záhadou.

Prašné búrky a tornáda sa vyskytujú najčastejšie pri veľkých bojov, kedy na južnej pologuli letné účty pre obdobie Marsu prostredníctvom najbližšieho bodu k Slnku, na obežnej dráhe planéty (príslní).

Veľmi plodná na tornáda boli obrazy povrchu Marsu z sondou Mars Global Surveyor, ktorý obieha planétu od roku 1997.

Niektoré tornáda nechať stopy, zametanie alebo sajúci do voľnej povrchovej vrstvy jemných častíc pôdy, ostatní nemajú ani opustiť "odtlačky prstov", a iní, zúriacej, kreslenie zložité postavy, pre ktoré pomenované prachové diablov. Viery pracovať, zvyčajne sám, ale aj na skupiny "myšlienok" sa nevzdávajú.

odľahčovacie funkcie

Možno, že všetci tí, ktorí vyzbrojený výkonným ďalekohľadom, najprv sa pozrel na Marse, povrch planéty okamžite pripomenul mesačnú krajinu, a v mnohých oblastiach je to pravda, ale napriek tomu geomorfológie Mars výrazný a jedinečný.

Regionálne reliéf ponúka planéty asymetriu vďaka svojmu povrchu. Prevládajúca plochý povrch na severnej pologuli pod podmienečne nulovú úroveň 2-3 km, a na južnej pologuli komplikovaných kráterov, údolia, kaňony, údolia a kopcov na povrch 3-4 km nad základnou líniou. Prechodová oblasť medzi šírkou dve hemisféry 100-500 km silne exprimovaný morfologicky erodované obrie výška ramena cca 2 km, pokrývajúci takmer 2/3 obvodu planéty a vysledovať poruchu systému.

Prevládajúce formy reliéfu, charakterizujúce povrch Marsu, predstavuje rôzne genéza škvrnitá kráterov dutiny a hrbole, rázové štruktúry kruhové zahĺbenie (multiring bazény) lineárne podlhovasté výstupky (hrebene) a nepravidelne tvarované priehlbiny strmé svahy.

Široko rozšírené zdvih plochou doskou so strmými hranami (stolových hôr), rozsiahlych plochých krátery (ochranných sopiek) s erodované svahy, vinutie údolia s prítokmi a rukávy lemované vrcholová (plošiny) a oblasti náhodne striedavo kaňonovité údolie (bludisko).

Charakteristický Marsu zlyhávajú a depresie s chaotickým a beztvaré reliéfu, dlhá, zložitá štruktúra etapa (výbojov), séria sub-paralelný hrebene a drážkami, rovnako ako rozľahlými pláňami celkom "pozemské" vzhľad.

Kruhové kráter misy a veľké (viac ako 15 km v priemere) krátery sú určujúce morfologické štruktúry pre väčšinu z južnej pologule.

Najvyššia oblasti planéty s menami Tharsis a Elysium sú na severnej pologuli a sú obrovské sopečné plošine. Tharsis plošina s výhľadom na prostý okolia takmer 6 km, sa tiahne pozdĺž dĺžky 4000 km a 3000 km tiahne v šírke. Na plošine sú 4 obrie výška vulkán 6,8 km (hora albumu) na 21,2 km (Olympia, 540 km priemer). Vrcholkoch hôr (sopky) Pavlin / Pavonis (Pavonis), Askriyskaya (Ascraeus) a Arsiya (Arsi) sú v nadmorskej výške 14, 18 a 19 km, resp. Mount Alba stojí na severo-západne od prísneho rady ďalších sopky a sopečné doske ústredne je štruktúra asi 1500 kilometrov v priemere. Sopka Olympus (Olympus) - najvyššia hora nielen na Marse, ale v celej slnečnej sústave.

Od východu na západ a na Tharsis susednom dvoch širokých meridionálnej depresie. Mark povrch západných rovinách Amazónie s názvom blízko k nulovej úrovni planéty a najhlbších miestach východného depresie (plain Chryse) pod nulovú úrovňou na 2-3 km.

V rovníkovej oblasti Marsu umiestnená druhá najväčšia sopečnej Elysium plošinu asi 1500 kilometrov v priemere. Plateau vyčnievajúce nad základňou 4-5 km a nesie tri sopky (vlastne hora Eliza albor tholus a hora Hekaté). Najvyššia hora Elysium sa zvýšil na 14 km.

Na východ od plošiny Tharsis v rovníkovej oblasti sa tiahne gigantickom meradle Mars (takmer 5 km) riftoobraznaya systém z údolia (kaňonov) Mariner, je dlhšia ako jeden z najväčších na Zemi Grand Canyon je takmer 10 krát a 7 krát širší a hlbší. Šírka údolí v priemere 100 km a takmer vertikálnymi stranami svojich ríms dosahujú výšky 2 km. Líniové stavby naznačuje, že sa tektonického pôvodu.

V rámci vysočine južnej pologuli, kde je povrch Marsu práve posiate krátery, sú najväčšie na planéte kruhovitosti vplyvu depresie s menami Argir (asi 1500 km) a Hellas (2300 kilometrov).

Plain Ellada najhlbšie priehlbiny planéta (takmer 7000 m pod priemerom), ako pláně Argyre prebytok vzhľadom na úroveň okolitých vyvýšenín je 5,2 km. Podobne ako zaoblené nížinné roviny Isis (1100 km v priemere), ktorý sa nachádza v rovníkovej oblasti východnej pologuli planéty a na severe pláň susedí s Elysium.

Mars je známe ešte asi 40 takých multi-krúžok povodí, ale menšiu veľkosť.

severnej pologule je najväčší na planéte Plain (Northern Plain), ktoré hraničia s polárna oblasť. Značky sú hladké pod povrchom na nulovú hodnotu.

veterná energia krajiny

Bolo by ťažké v niekoľkých slovami charakterizovať povrch Zeme, s odkazom na planétu ako celok, ale aby získali predstavu o tom, čo sa povrch Marsu, môžete, ak ste práve jej zavolať mŕtve a suché, červeno-hnedej, kamenistá a piesočná púšť, pretože členitý topografia planéty je sploštený voľné naplavených usadenín.

Eolské krajiny zložené z piesku a prachu tonkoalevritovym materiálu, vytvorené ako výsledok vetra činnosti, pokrývajú takmer celú planétu. Táto konvenčná (na zemi) duny (priečne, pozdĺžne a priečne) veľkosť od niekoľko stoviek metrov až 10 km, rovnako ako lamináty Eolian-ľadovcové usadeniny polárne čiapky. Osobitné oslobodenie, "vytvorené Eolo" načasované tak, aby uzavreté konštrukcie - dna veľkých kaňonov a krátery.

Morfologických operácií vietor, stanovenie podivné vlastnosti Marsu, prejavuje a intenzívnej erózie (deflácia), čo viedlo k vytvoreniu charakteristických "rytých" bunkových povrchov a líniových stavieb.

Vrstvená Eolian-ľadová útvar zložený zmieša sa zrážanie ľadovcov polárne čiapočky planéty. Ich kapacita sa odhaduje na niekoľko kilometrov.

Geologických charakteristík povrchu

Podľa jedného existujúceho moderné hypotézy zloženie a geologickú štruktúru Marsu prvej primárnej látky taviť vnútorné planéte malé jadro obsahuje hlavne železo, nikel a síra. Potom, okolo jadra tvorená hrúbkou homogénne zloženie litosféry s kôre okolo 1000 km, čo je pravdepodobné, a dnes stále sopečnej činnosti na povrchu s uvoľnením všetkých nových častí magma. Hrúbka marťanskej kôry sa odhaduje na 50-100 km.

Vzhľadom k tomu, ľudia sa začali pozerať na najjasnejšie hviezdy, vedci, rovnako ako všetci susedia nie sú ľahostajní k univerzálnym ľudí, okrem iného tajomstvo, predovšetkým zaujíma, čo na povrchu Marsu.

Takmer celá planéta potiahnutá vrstva hnedavo žltočervené prach zmiešaním s tonkoalevritovogo a piesočné materiálu. Hlavnými zložkami sú voľné pôdy silikáty s veľkou prímesou oxidov železa, ktoré dávajú povrch červenkastý odtieň.

Podľa početných štúdií vykonaných sondou, vibrácie elementárneho zloženia nekonsolidovaného sediment povrchovej vrstvy planéty, nie je tak veľký, ako navrhnúť celý rad minerálneho zloženia hornín, ktoré tvoria Marsu kôrku.

Inštalovaný v pôde priemerného obsahu kremíka (21%), železo (12,7%), horčík (5%), vápnika (4%), oxidu hlinitého (3%), síry (3,1%), a draslíka a chlóru (<1%) je uvedené, že základná plocha nespevnenej sedimenty predstavujú produkty zničenie a vulkanitov magmatické základné zloženie blízko k zemi čadiča. Spočiatku, vedci spochybnili podstatnú diferenciáciu kamenného plášťa planéty v ich minerálnom zložení, však vykonávať v rámci Mars Exploration Rover (USA) základom výskumu Marsu viedlo k senzačný objav pozemných analógov andezitmi (priemerná zloženie hornín).

Toto zistenie, následne potvrdili Podobné nálezy mnohých plemien dávanie usúdil, že Mars, rovnako ako v zemskej kôre môžu mať diferencované, ako o tom svedčí významného obsahu hliníka, kremíka a draslíka.

Na obrovské množstvo snímok urobených a kozmickej lode bude posúdiť, čo predstavuje povrch Marsu, medzi vyvretých a vyvretých hornín na báze planéta zrejmé prítomnosť vulkanosedimentárním hornín a sedimentov, ktoré sú uznávané charakteristickým Platy oddelene a laminácia expozíciám fragmenty.

Povaha stratifikácii skál môže signalizovať ich tvorby v moriach a jazerách. Oblasti sedimentu zaznamenané na mnohých miestach planéty, a najviac často sa vyskytujú vo veľkých kráterov.

Vedci nevylučujú a "suché" tvorba kalu Marsu prachu s ich ďalším lithification (zkamenění).

tvorba mráz

Osobitné miesto v marťanskej povrchovej morfológie vziať mrazu formácie, z ktorých väčšina sa objavila v rôznych fázach geologickej histórii planéty v dôsledku tektonických pohybov a vplyvom vonkajších faktorov.

Na základe veľkého počtu satelitných snímok vedci jednomyseľne k záveru, že tvorba vzhľadu Marsu, spolu s vulkanickou činnosťou významnú úlohu patrí do vody. sopečné výbuchy viedli k topenia ľadu, ktorý, podľa poradia, je rozvoj vodná erózia, stopy, z ktorých je možné vidieť aj dnes.

Skutočnosť, že permafrost na Marse tvoril v počiatočných fázach geologickej histórii planéty, podľa nielen polárnych ľadových čiapok, ale tiež špecifické formy reliéfu, podobne ako do krajiny v permafrostu oblastí na Zemi.

Viery, vzdelanie, aký je pohľad na satelitných snímok vrstvených vklady v polárnych oblastiach planéty, blízkosť systémom terás, ríms a depresiou, ktoré tvoria rôzne formy.

Depozitá polárne čiapky energie niekoľkých kilometrov vrstiev sa skladá z oxidu uhličitého a vody, ľadu, zmieša sa so bahna a tonkoalevritovym obrázky.

Kryogénne lomové procesné sekvencie spojené provalno-prehýbaniu reliéfe charakteristické rovníkovej oblasti Marsu.

Voda na Marse

Vo väčšine z povrchu Marsu, voda môže byť v kvapalnom stave, z dôvodu nízkeho tlaku, ale v niektorých oblastiach, celková plocha cca 30% plochy planéty odborníci NASA povoliť kvapalnej vody.

Spoľahlivo stanovená v existujúcich zásob vody na Marse sú sústredené predovšetkým v povrchovej vrstve permafrostu (kryosféru) s kapacitou až niekoľko stoviek metrov.

Vedci nevylučujú existenciu reliktných jazier kvapalnej vody a pod vrstvami polárnych čiapočiek. Na vypočítaný objem založené cryolithosphere zásoby Mars voda (ľad) sa odhaduje na 77 miliónov kubických kilometrov, a ak vezmeme do úvahy pravdepodobný objem rozmrazených hornín, by mohla byť táto suma znížená na 54 miliónov kubických kilometrov.

Okrem toho sa predpokladá, že za cryolithosphere môžu byť zásobníky pre obrovské zásoby slanej vody.

Mnoho dôkazov naznačuje prítomnosť vody na povrchu planéty v minulosti. Hlavné svedkovia sú minerály, tvorba, ktorá zahŕňa účasť vody. To je v prvom rade hematit, ílové minerály a sulfáty.

marťanskej mraky

Celkové množstvo vody v atmosfére, "vysušený" planét viac ako 100 miliónov krát menšia než na svete, a napriek tomu je povrch Marsu je pokrytý a nechať vzácne nenápadný, ale aj tieto modrasté mraky, však, sa skladajú z ľadu a prachu. Sneh sa tvorí v širokom rozsahu výšok od 10 do 100 km a je zameraná predovšetkým v rovníkovej páse, málokedy stúpa nad 30 km.

Ľadová hmla a mraky sú bežné a v blízkosti polárnych čiapočiek v zime (polárne tmy), ale tu môžu "potopiť" pod 10 km.

Mraky môžu byť farebné vo svetle ružovej farby, keď sa častice ľadu zmieša s prachom zvíreným z povrchu.

Nahrané mraky rôznych tvarov, vrátane vlnitý, pruhované a pernatej.

Martian krajinu z výšky ľudského rastu

Prvýkrát vidieť, Vyzerá to, že povrch Marsu s výškou vysokého muža (2,1 m) nechá ozbrojeného kamera "ruka" rover zvedavosť v roku 2012. Pred Zaskočený oči robota objavili "piesok", štrkovité, štrkovité prostý, posiaty malými kamienkami, s občasnými východmi plochých, snáď pôvodných, vulkanických hornín.

Nudné a monotónna vzor na jednej strane oživená kopcov okraj krátera Gale, a na druhej strane - pologosklonnaya Hulk Mount Sharp 5,5 km vysoká, čo je predmetom lovu kozmickej lode.

Navrhovať trasy na dne krátera, autori projektu, zrejme nevedela, že povrch Marsu, ktoré bolo prijaté vozítko Curiosity bude ako rôznorodé a heterogénne, v rozpore s očakávaním vidieť iba tupé a monotónna púšte.

Na svojej ceste k namontovaniu Sharpe robota musel prekonávať zlomených, platy rovinné plochy šikmej stupňovité svahy vulkanosedimentární (súdiac podľa vrstvené textúry na čipy) skaly, a hranaté rozpadol tmavé modrasté vulkanitov mesh povrch.

Zariadenie v priebehu vypálil "uvedených v hornej" ciele (dlažobné kocky) laserových impulzov a vyvŕtaný malý otvor (až do 7 cm hlboký) pre štúdium materiálového zloženia vzoriek. Analýza tohto materiálu, okrem obsahu prvkov horninotvorných charakteristických základných kameňov (čadičové), ukazuje na prítomnosť sírnych zlúčenín, dusík, uhlík, chlór, metán, vodík a fosforu, ktorý je "živé zložky".

Okrem toho sa zistilo, že ílové minerály vytvorené v prítomnosti vody s hodnotou neutrálnou kyseliny a malej koncentrácii solí.

Na základe týchto dát v kombinácii s predtým získaných informácií na báze ohnuté vedci k záveru, že miliardy pred rokmi na povrchu Marsu bola voda v kvapalnom stave a hustota atmosféry je oveľa vyšší prúd.

Zornička Marsu

Od mája 2003 sa svet obiehal obrazu modrej polmesiaca Zemi, vyrobený Mars Global Surveyor obieha červenú planétu vo vzdialenosti 139 miliónov kilometrov a mnoho, zdá sa, že je presne to, čo Zem vyzerá z povrchu Marsu.

Ale v skutočnosti, že naša planéta vyzerá odtiaľ o tom, ako vidíme Venušu v ranných a večerných hodinách, len svietilo hnedočierna marťanskej oblohe sám (ak nepočítame malú rozpoznateľný mesiac), malý bod o niečo jasnejšie než Venuša.

Prvá snímka Krajina z povrchu bola vykonaná v skorých ranných hodinách na palube Spirit v marci 2004, ako kozmickej lode Curiosity Zeme "na ramene Moon", ktoré predstavujú v roku 2012 a ukázalo sa viac "krásny", než prvýkrát.