Kas ir virsma Marsa? Izskatās Marsa virsmu?

Shimmering dienās konfrontāciju draudīgs asins sarkans un zvanītājs primitīvu mistisks bailes mīklaino un noslēpumaino zvaigzne, ka senie romieši nosaukts par godu dieva kara Marsa (Ares grieķu), diez piederēties sievietes vārdu. Grieķi sauc arī to Phaeton par "izstaroto un spīdot" izskatu, ka virsma Marsa ir pienākums spilgti krāsu un "Mēness", reljefs ar vulkāna krāteri, iespiedumi no sitieniem milzu meteorīti, ielejām un tuksneši.

Orbītas īpašības

Par eliptisku orbītu ekscentricitāte ir 0,0934 Mars, radot tādējādi maksimālā starpība (249 miljonus km) un minimālo (207 miljonu km) attālumu no saules, kuru dēļ daudzums ienākošo saules enerģijas uz planētas mainās diapazonā no 20-30%.

orbitālās ātrums vidēji 24.13 km / s. Mares pilnībā apņem sauli sauszemes dienām 686.98, kas pārsniedz periodu zemes divreiz, un pagriežas ap savu asi, ir gandrīz tāds pats kā uz zemes (24 h 37 min). Tieksmi ecliptic dažādu aplēsēm ir noteikts no 1,51 ° līdz 1,85 °, un nosliece uz ekvatoru 1,093 °. Saule attiecībā pret ekvatoru Mars orbītas slīpumā 5,65 ° (un Zemes - par 7 ° C). Nozīmīga slīpums planetārā ekvators uz orbītas plaknē (25,2 °), noved pie būtiskām izmaiņām sezonas klimatu.

Fizikālo parametru planētas

Mars starp planētām Saules sistēmas lielums ir septītais un pēc attāluma no Saules ieņem ceturto pozīciju. Planet tilpums ir 1.638 × 1,011 cubic kilometri, un no 0,105-0,108 svars zemes masas (6.44 * 1.023 kg), piešķirot tam blīvums ir aptuveni 30% (3.95 g / cm ^3). Gravitācijas paātrinājums pie ekvatora Mars noteikts robežās no 3.711 līdz 3.76 m / s². Virsmas platība tiek lēsta 144 800 000 km². Atmosfēras spiediens svārstās starp 0,7-0,9 kPa. Ātrums nepieciešams pārvarēt gravitāciju (otrais kosmosa) - 5072 m / s. Dienvidu puslodē Marsa virsmas ir vidēji 3-4 km augstāka nekā ziemeļos.

klimatiskie apstākļi

Kopējā masa Mars atmosfērā, ir aptuveni 2,5 x 1016 kg, bet visu gadu tas ievērojami atšķiras sakarā ar kušanas vai "interpretēt kā sasaldēšana", kas satur oglekļa dioksīda polārās vāciņiem. Vidējais spiediens līmenī virsmas (apmēram 6,1 mbar) ar gandrīz 160 reizes mazāks nekā pie virsmas mūsu planētas, bet dziļi baseinos sasniedz 10 mbar. Saskaņā ar dažādiem avotiem, sezonas spiediena atšķirības, sākot no 4,0 līdz 10 mbar.

At 95.32% Mars atmosfēra sastāv no oglekļa dioksīda, aptuveni 4% no argona frakciju un slāpekļa un skābekļa kopā ar ūdens tvaiku, ir mazāks nekā 0,2%.

Silnorazrezhennaya atmosfēra nevar ilgi saglabāt siltumu. Neskatoties uz "karsto krāsa", kas izceļas starp citu planētas Marss, virsmas temperatūra nokrītas ziemā līdz -160 ° C, pie staba un ekvatoru vasarā, virsma var tikai silts līdz + 30 ° C dienas laikā.

Klimats ir sezonāls raksturs, kā uz Zemes, bet pagarinājums orbītas Marsa rada būtiskas atšķirības ilguma un temperatūras apstākļos gadalaikiem. Cool pavasaris un vasara Ziemeļu puslodē pēdējā kopumu ievērojami vairāk nekā par pusi Marsa gada laikā (371 Mars. Dienā), un ziemas līdz rudenim, ir īss un vieglas. Dienvidu karstā vasaras un īss, un ziema ir auksta un gara.

Sezonas klimata pārmaiņas visskaidrāk izpaužas uzvedībā polāros cepures kaudzē ledus leģēti ar smalkām, putekļu līdzīgu daļiņu no klintīm. No ziemeļu polārā vāciņu fasādes var noņemt no pole gandrīz vienu trešdaļu no attāluma no ekvatora un dienvidu robežu vāciņu nāk uz pusi no šī attāluma.

Termometrs, kas atrodas tieši fokusa atspoguļojot teleskops, kuru mērķis ir Marsa planētas virsmas temperatūra ir noteikta jau sākumā 20-to gadu pagājušā gadsimta. Pirmais mērījums (līdz 1924) parādīja vērtības -13 līdz -28 ° C, un 1976. gadā ir noteikts augšējais un apakšējais temperatūras robežas nolaidās uz Marsa kosmosa "Viking".

Martian putekļu vētras

"Pakļaujot" putekļu vētras, to lielums un uzvedību palīdzēja atklāt noslēpumu, kas jau sen tur uz Marsu. No planētas virsma noslēpumaini maina krāsu no seniem laikiem valdzinošu novērotājus. Cēlonis "hameleonstva" bija putekļu vētras.

Krasa temperatūras maiņa ir planēta Red iedzeršana izraisīt vardarbīgu vēji, kas paātrina līdz 100 m / s, bet zemu smaguma, neraugoties uz gaisa sparseness ļauj vējš pacelt lielu masu putekļu pie augstumā pārsniedz 10 km.

Nukleācijas putekļu vētras arī veicina krasu pieaugumu atmosfēras spiedienu, ko izraisa iztvaikošanu saldētas oglekļa dioksīda ziemas polārajos vāciņiem.

Putekļu vētras kā parādīt attēlus no Marsa virsmas, telpiski pievilkties polārajiem cepures un var aptvert milzīgu teritoriju, turpinot līdz 100 dienām.

Vēl viens putekļu objekts, kas ir Mars nenormāls temperatūras svārstības ir viesuļvētra, kas atšķirībā no sauszemes "kolēģi" klīst ne tikai neapdzīvotām teritorijām, bet arī notika nogāzēs vulkānu krāteru un ietekmes krāteriem, realizējot līdz 8 km. Viņu dziesmas ir daiļrunīgi atkarīgās milzu zīmējumi, kas jau sen palika noslēpumains.

Putekļu vētras un tornado notiek galvenokārt lieliskas cīņas laikā, kad dienvidu puslodē vasaras pārskatiem par periodu, Marsa caur tuvāko punktu uz Sauli, planētas orbītā (perihēlijs).

Ļoti auglīga gada viesuļvētra bija attēlus Marsa virsmu, ko NASA zondes Mars Global Surveyor, kas riņķo ap planētu kopš 1997. gada.

Daži viesuļvētra atstāj pēdas, slaucīšana un nepieredzējis vaļīgajā virsmas slāņa smalko daļiņu augsnes, citi nav pat atstāt "pirkstu nospiedumus", un citi, nikns, zīmēšanas sarežģīts skaitļus, par kuriem viņi ir nosaukti Dust Devils. Virpuļu strādāt, parasti vien, bet arī par grupas "idejām", nepadodieties.

palīdzības funkcijas

Varbūt visiem tiem, kas, bruņojušies ar spēcīgu teleskopu, pirmo reizi paskatījās Marsa planētas virsmas uzreiz atgādināja Mēness ainavu, un daudzās jomās tā ir taisnība, bet joprojām ģeomorfoloģija no Mars atšķirīga un unikāla.

Reģionālā atvieglojums ir planēta asimetrijas dēļ tās virsmas. Dominējošās līdzenu virsmu ziemeļu puslodē turpmāk nosacīti nulles līmenim 2-3 km, un Dienvidu puslode sarežģītiem krāteriem, ielejām, kanjoni, ielejas un kalni uz virsmas 3-4 km virs bāzes līnijas. Pārejas zonā starp diviem puslodes platumu 100-500 km stipri izteikta morfoloģiska izskaloti milzu plecu augstums no apmēram 2 km, kas aptver gandrīz 2/3 apkārtmērs planētas un apvilkto defektu sistēmu.

Dominējošie formas reljefu, kas raksturo Marsa virsmu, sniedz dažādas ģenēzes flecked krāterus, dobumus un izciļņiem, šoka struktūras apļveida depresijas (multiring baseini), lai lineāri iegarenas izciļņiem (kores) un neregulāras formas depresijas stāvas nogāzes.

Plaši pacēluma plakanā papildināta ar stāvām malām (mesas), plašais dzīvoklis krāteriem (vairogs vulkāni) ar erodētās nogāzes, tinumu ieleju ar pieteku un piedurknēm izklāta Upland (plato) un platību nejauši mainīgu kanjona līdzīgi ieleju (labirintus).

Raksturīgs Marsa nespēj, un depresija ar haotisku un bezformīgs atvieglojums, gara, sarežģīta struktūra posma (izlādi), virkne sub-paralēli kalnu grēdām un rievas, kā arī milzīgo līdzenumos diezgan "zemes" izskatu.

Apļveida krāteris baseiniem un lieli (vairāk nekā 15 km diametrā) krāteri ir Nosakot morfoloģiskās struktūras lielāko daļu dienvidu puslodē.

Augstākais reģioni planētas ar nosaukumiem Tharsis un Elysium atrodas ziemeļu puslodē, un ir milzīgs vulkāna plato. Tharsis plato, ar skatu uz plain apkārtni gandrīz 6 km, stiepjas gar garuma no 4000 km un 3000 km stiepjas platuma. Uz plato ir 4 milzu vulkāns augstums 6,8 km (Mount Alba) līdz 21.2 km (Olympia, 540 km diametrs). Par Kalni (vulkāni) pārsedzes Pavlin / Pavonis (Pavonis), Askriyskaya (Ascraeus) un Arsiya (Arsia) ir tādā augstumā, 14, 18 un 19 km, attiecīgi. Mount Alba stāv uz ziemeļrietumiem no stingra vairākām citām vulkāniem un vulkāna paneļu kuģa ir struktūra aptuveni 1500 km diametrā. Volcano Olympus (Olympus) - augstākais kalns ne tikai uz Marsa, bet visā Saules sistēmā.

No austrumiem un rietumiem līdz Tharsis blakus divām plašām dienvidnieks depresiju. Atzīmējiet virsma rietumu līdzenumiem Amazones ar nosaukumu tuvu nulles līmenim planētas, un zemāko daļu austrumu depresijas (plain Chryse) zem nulles līmenī 2-3 km.

In ekvatoriālo reģionu Marsa atbrīvojas otrs lielākais vulkāna Elysium plato aptuveni 1500 km diametrā. Plateau jutting virs pamatnes 4-5 km un veic trīs vulkānus (faktiski Mount Eliza Albor THOLUS un kalnu Hekata). Augstākais kalns Elysium palielinājies līdz 14 km.

Uz austrumiem plato Tharsis šajā ekvatoriālās reģionā stiepjas gigantisks skalu Mars (gandrīz 5 km) riftoobraznaya sistēma ieleju (kanjonos) Mariner, ir ilgāks nekā viena no lielākajām Zemes Grand Canyon ir gandrīz 10 reizes un 7 reizes plašākas un dziļākas. Platums ielejām uz vidēji 100 km, un gandrīz vertikālām malām to karnīzes sasniedz augstumu 2 km. Lineārās struktūras norāda, ka tie ir tektonisko izcelsmi.

Ietvaros augstienes dienvidu puslodē, kur virsma Marsa tikai pakaišiem ar krāteriem, ir lielākā par ietekmi uz planētas cirkulārās depresijas ar nosaukumu Argir (apmēram 1500 km) un Hellas (2300 kilometru).

Plain Ellada dziļākās ieplakas planēta (gandrīz 7000 metrus zem vidējā), kā līdzenumi Argyre lieko attiecībā līmenim apkārtējo paaugstināšanās ir 5,2 km. Līdzīgi noapaļots zemiene plain Isis (1100 km diametrā), kas atrodas ekvatoriālās reģiona austrumu puslodes planētas un uz ziemeļiem no plain blakus Elysium.

Mars ir pazīstams vēl aptuveni 40 šādas vairāku gredzenu baseinus, bet mazāku izmēru.

ziemeļu puslode ir lielākais uz planētas līdzenumu (Northern Plain), kas robežojas ar polāro reģionu. Markers ir plain zem nulles līdzenas virsmas.

Eolu ainavas

Būtu grūti dažos vārdos raksturot Zemes virsmu, atsaucoties uz planētas kopumā, bet, lai iegūtu priekšstatu par to, ko virsma Marsa, jūs varat, ja jūs vienkārši zvanīt viņai nedzīvs un sausu, sarkanbrūna, akmeņaina un smilšu tuksnesis, jo atdalīto reljefs planētas ir saplacināts vaļēju aluviālu nogulumu.

Eolu ainavas veido smilšu un putekļu tonkoalevritovym materiāla veidoti, kā vēja darbības rezultātā, aptver gandrīz visu planētu. Šī parastās (uz zemes) kāpas (šķērseniskā, gareniskā un diagonāle) izmērs no dažiem simtiem metru līdz 10 km, kā arī laminātu Eolian-ledus noguldījumi polārie cepures. Special atvieglojums, "radīja Eolom", laikiestatīta uz slēgtām struktūrām - dibeni lielo kanjoniem un krāteri.

Morfoloģisko operācijas vēja, nosakot īpašas iezīmes Mars, izpaužas un intensīva erozija (deflācija), kas noveda pie veidošanos raksturīgo "iegravēts" mobilo virsmu un lineārām struktūrām.

Kārtojumu Eolian-ledus veidošanās salocīta sajaukts ar izgulsnēšanās ledus polārie caps planētas. To jauda tiek lēsta pāris km.

Ģeoloģiskie virsmas pazīmes

Saskaņā ar vienu esošo modernu hipotēžu sastāvu un ģeoloģisko uzbūvi Mars pirmais primārais vielas salaku iekšējais planētas nelielu kodola, kas sastāv galvenokārt no dzelzs, niķeļa un sēra. Tad ap kodola veidojas viendabīga sastāva biezuma litosfēras ar garozu aptuveni 1000 km, kas ir iespējams, un šodien turpina vulkānisko aktivitāti uz virsmas ar atbrīvošanu no visiem jaunajiem daļās magma. No Marsa garozas biezums tiek lēsta 50-100 km.

Tā kā cilvēki sāka apskatīt spilgtāko zvaigžņu, zinātnieki, kā arī visi kaimiņi nav vienaldzīgi pret vispārējo cilvēkiem, starp citu noslēpumiem, galvenokārt interesē kādā Marsa virsmu.

Gandrīz viss planēta pārklājumu slānis brūni dzeltens-sarkans putekļi piemaisījums ar tonkoalevritovogo un smilšu materiāla. Galvenās sastāvdaļas ir šķidra augsnes silikāti ar lielu piejaukumu dzelzs oksīdiem, kas Dot virsmas sarkanbrûnu krāsa.

Saskaņā ar daudziem pētījumiem, ko veic kosmosa kuģa, vibrācijas elementu sastāva nekonsolidētā nosēdumu virsmas slānis planētas nav tik liels, kā ieteikt dažādas minerālu sastāvu klintīm, kas veido Marsa garoza.

Uzstādīts augsnes vidējo silīcija saturs (21%), dzelzs (12,7%), magnija (5%), kalcija (4%), alumīnija oksīda (3%), sēra atoma (3.1%), kālija un hlora (<1%) norādīja, ka bāze virsma nekonsolidētajiem nogulumos veido produktus iznīcināšanu un vulkāniskos akmeņus no vulkānisks pamata sastāva tuvu zemes bazalta. Sākumā zinātnieki apšaubīja ievērojamu diferenciāciju akmens čaulas planētas to minerālo sastāvu, tomēr veica ietvaros Mars Exploration Rover (ASV) kļuvis par Marsa izpētes ir novedusi pie sensacionālu atklājumu sauszemes analogiem andesites (vidējais sastāvs klintīm).

Šis secinājums, pēc tam apstiprina līdzīgiem secinājumiem daudzi šķirnēm dodot sprieduši, ka Marss, tāpat kā Zemes garozā, var būt atšķirīgas, par ko liecina ievērojams saturs alumīnija, silīcija un kālija.

Pamatojoties uz milzīgu attēlu veikti skaitu un kosmosa būs novērtēt to, kas veido virsmas Marsa, starp vulkāniskie un vulkāna ieži, planētu acīmredzama klātbūtne volcanosedimentary klintis un nosēdumi, kas ir atzītas raksturīgu pecīlijas atsevišķi un laminēšana atsegumi fragmentus.

No stratifikācijas iežu daba var norādīt viņu veidošanos jūrās un ezeros. Jomas nogulšņu reģistrēti daudzās planētas, un visbiežāk tie ir atrodami lieli krāteri.

Zinātnieki neizslēdz un "sausā" dūņas veidošanās Marsa putekļiem ar viņu turpmāko lithification (sastingums).

sals veidošanās

Īpaša vieta Marsa virsmas morfoloģijas ņemt sala veidošanos, no kuriem lielākā daļa parādījās dažādos posmos ģeoloģisko vēsturi planētas rezultātā tektoniskās kustības un ietekmē ārēji faktori.

Pamatojoties uz lielu skaitu satelītattēlu, zinātnieki vienprātīgi secināja, ka veidošanās izskatu Marsa, kopā ar vulkāna darbības būtiska loma pieder ūdens. vulkānu izvirdumi noveda pie ledus kušana, kas, savukārt, ir attīstība ūdens erozijas, pēdas, kuras var redzēt šodien.

Fakts, ka mūžīgais sasalums uz Marsa veidojas ātrāk posmos ģeoloģisko vēsturi planētas, saskaņā ne tikai polārais ledus cepures, bet arī īpašas formas reljefu, līdzīgi ainava mūžīgā sasaluma reģionos uz Zemes.

Swirls, izglītība, kāds ir skatīties uz satelītu attēliem kārtojumu noguldījumus polārajos reģionos planētas, netālu ir sistēma, terasēm, karnīzes un ieplakas, veidojot dažādas formas.

Noguldījumi polar caps jaudu vairāki kilometri slāņi sastāv no oglekļa dioksīda un ūdens ledus, sajauc ar nogulumi un tonkoalevritovym attēliem.

Ar kriogēno lūzums procesa sekvences, kas saistītas raksturīgās no vidusdaļas zonā Mars provalno-nokarājas landforms.

Ūdens uz Marsa

Jo lielākā daļa no Marsa virsmas, ūdens var pastāvēt šķidrā stāvoklī zemā spiediena, bet dažās jomās, kopējā platība ir aptuveni 30% no platības planētas NASA speciālisti pieļauj šķidrs ūdens.

Droši izveidota pašreizējā ūdens rezervēm uz Marsa galvenokārt koncentrējas virsējā slānī mūžīgā sasaluma (kriosfēru), ar jaudu līdz daudziem simtiem metru.

Zinātnieki neizslēdz esamību reliktu ezeriem šķidra ūdens un zem slāņi polārajos vāciņiem. Pamatojoties uz aprēķinātā tilpuma cryolithosphere Mars ūdens piegāde (ledus), tiek lēsta 77 miljonu kubikmetru kilometru, un, ja mēs uzskatām, ka iespējamo apjomu atkusis akmeņiem, šis skaitlis varētu tikt samazināts līdz 54 miljoniem kubikmetru kilometriem.

Turklāt tiek uzskatīts, ka saskaņā ar cryolithosphere var būt rezervuāri milzīgs rezerves sālsūdeni.

Daudz pierādījumu liecina par ūdens klātbūtni uz planētas virsmas pagātnē. Galvenās liecinieki ir minerāli, veidošanās, kas ietver līdzdalību ūdens. Tas ir galvenokārt hematīts, mālu minerālu un sulfāti.

Martian mākoņi

Kopējais ūdens daudzums atmosfērā, "kaltētus" planēta ir vairāk nekā 100 miljonu reižu mazāks nekā pasaulē, un tomēr virsma Marsa klāj un ļaut reti neuzkrītošs, bet pat šīs zili mākoņi, tomēr sastāv no ledus putekļiem. Sniega veidojas plašā augstuma diapazonā no 10 līdz 100 km, un koncentrējas galvenokārt vidus jostas, reti paceļas virs 30 km.

Ledus migla un mākoņi ir bieži un pie polārajiem cepures ziemā (polārā tumsa), bet šeit viņi var "izlietne" zem 10 km.

Mākoņi var krāsot gaiši rozā krāsā, kad ledus daļiņas tiek sajaukti ar putekļiem paceltu no virsmas.

Ierakstītās mākoņi dažādās formās, ieskaitot viļņveida, svītrains un Feathered.

Martian ainavu no augstuma cilvēka izaugsmi

Par pirmo reizi, lai redzētu, Izskatās Marsa virsmu ar augstumu garš vīrietis (2,1 m) atļauts bruņota kamera "roka" Rover ziņkāri 2012.gadā. Pirms pārsteigta acis robots parādījās "smiltis", gravelly, gravelly plain, izraibināta ar maziem oļiem, ar neregulāru atsegumiem dzīvoklis, iespējams, vietējo, vulkāna ieži.

Blāvi un vienmuļa modelis vienā pusē atdzīvināta kalnainām kores malu krātera Gale, un no otras puses - pologosklonnaya hulk Mount Sharp 5.5 km augsts, kas ir objekts medību kosmosa.

Uzsverot maršrutu apakšā krātera autori projekta, acīmredzot nezināja, ka virsma Marsa, ņem Rover Zinātkāre būs tikpat daudzveidīga un neviendabīga, pretēji cerībām redzēt tikai blāvi un monotonu tuksnesi.

Ceļā mount Sharpe robotu nācās pārvarēt lūzumus, pecīlijas plakanu virsmu slīpie pastiprināts nogāzes volcanosedimentary (spriežot pēc slāņveida tekstūru uz mikroshēmas) klintis, un blocky izjuka tumši zili volcanites acs virsmu.

Ierīce gaitā atlaists "uzskaitīti top" mērķiem (bruģa) lāzera impulsiem un urbti nelielu caurumu (līdz 7 cm dziļu) par pētījumu materiālu sastāvu paraugu. Analīze no šī materiāla, papildus saturam raksturīgām no pamata akmeņiem (bazalta) rock veidojošu elementu, shovved the presence of sēru saturošo savienojumu, slāpekļa, oglekļa, hloru, metāna, ūdeņraža un fosfora, kas ir "dzīvie komponenti".

Bez tam, tika konstatēts, mālu minerālu, kas veidojas ūdens klātbūtnē ar neitrālu skābes vērtību un nelielu sāļu koncentrāciju.

Pamatojoties uz šiem datiem, kopā ar iepriekš iegūto informāciju saliektas zinātnieki secināja, ka miljardiem gadus atpakaļ uz Marsa virsmas ir šķidrs ūdens un blīvums atmosfērā ir daudz lielāks strāva.

Rīta zvaigzne Marsa

Kopš 2003. gada maija, pasaule orbited attēla zilā pusmēness Zemi, ko Mars Global Surveyor kosmosa orbītā sarkano planētu attālums 139 miljonu km, un daudzi, šķiet, ka ir tieši tas, ko Zeme izskatās no Marsa virsmas.

Bet patiesībā, mūsu planēta izskatās no turienes par to, kā mēs redzam, Venēru no rīta un vakara stundās, tikai spīd melni brūnai Marsa debesīm vien (neskaitot maz pamanāma mēness), neliela temperatūra nedaudz gaišāku nekā Venēras.

Pirmais attēls Zemes no virsmas tika veikts agrīnā stundas uz kuģa Gars Rover 2004. gada martā, kā kosmosa kuģi Zinātkāre Zemes "uz rokas Mēness" uzdots 2012. gadā, un izrādījās vairāk "skaisti", kā pirmo reizi.