Co se skládá z povrchu Marsu? Jak vypadá povrch Marsu?

Mihotající v době konfrontace zlověstný krvavě červené a volající primitivní mystický strach tajemný a tajemné hvězdě, že staří Římané pojmenované na počest boha války Mars (Ares v Řekovi), by sotva hodit ženské jméno. Řekové také volal to Phaeton pro „zářivou a zářící“ vzhledu, že povrch Marsu je povinen světlé barvy a „měsíční“ terénu s sopečné krátery, promáčknutí z rány obří meteority, údolí a pouštích.

Orbitální charakteristiky

Excentricita eliptické dráhy je 0,0934 Mars, což tedy maximální rozdíl (249 mil km) a minimální (207 mil km) vzdáleností od slunce, v důsledku čehož je množství příchozích sluneční energie na planetu se pohybuje v rozmezí 20-30%.

Rychlost oběžné dráhy je v průměru 24,13 km / s. Mars úplně obepíná slunce za 686,98 pozemských dnů, což přesahuje Zemi období dvěma a kolem své vlastní osy je téměř stejné jako Země (za 24 hodin 37 minut). Úhel sklonu oběžné dráhy na ekliptickou rovinu se odhaduje na 1,51 až 1,85 ° a sklon oběžné dráhy k rovníku je 1,093 °. Pokud jde o rovník Slunce, oběžná dráha Marsu je nakloněna pod úhlem 5,65 ° (a Země je asi 7 °). Významný sklon planety rovníku k rovině oběžné dráhy (25,2 °) vede k významným sezónním klimatickým změnám.

Fyzikální parametry planety

Mars mezi planetami velikosti solárního systému je na sedmém místě a ve vzdálenosti od Slunce má čtvrtou pozici. Objem planety je 1638 × 1011 kmsup3- a hmotnost je 0,105-0,108 hmoty Země (6,44 x 1023 kg), čímž se získá v hustotě přibližně 30% (3,95 g / cm3)³). Zrychlení volného pádu v oblasti rovníku Marsu je určeno v rozsahu od 3,711 do 3,76 m / s². Povrch se odhaduje na 144,800,000 km². Atmosférický tlak kolísá v rozmezí 0,7-0,9 kPa. Rychlost potřebná k překonání gravitace (druhá kosmická mise) je 5 072 m / s. Na jižní polokouli je povrch Marsu o 3 až 4 km vyšší v průměru než na severu.

Klimatické podmínky

Celková hmotnost atmosféry Marsu je asi 2,5 * 1016 kg, ale během roku se výrazně mění v důsledku tavení nebo "úmyslu" oxid uhličitý polární čepice. Průměrný tlak na hladině (asi 6,1 mbar) je téměř 160 krát menší než v blízkosti povrchu naší planety, ale v hlubokých prohlubních dosahuje 10 mbar. Podle různých zdrojů se sezónní tlakové rozdíly pohybují od 4,0 do 10 mbar.

Při atmosféře Marsu 95,32% tvoří oxid uhličitý, asi 4% argonu a dusíku a kyslík spolu s vodní párou je menší než 0,2%.

Silně zředěná atmosféra nemůže dlouho udržovat teplo. Navzdory „horké barva“, která vyniká mimo jiné planety Mars, povrchová teplota klesá v zimě na -160 ° C na pólu a rovníku v létě, povrch může jen ohřát na +30 ° C ve dne.

Klima je sezónní, jako na Zemi, ale prodloužení dráhy Marsu vede ke značným rozdílům v délce trvání a teplotních podmínkách jednotlivých ročních obdobích. Chladné jaro a léto na severní polokouli v poslední sadě výrazně více než půl marťanského roku (371 Mars. Za den), a v zimě na podzim jsou krátké a mírné. Jižní léto je horké a krátké a zimy jsou chladné a dlouhé.

Sezónní změny klimatu nejzřetelněji se projevuje chování polárních čepiček složených z ledu s příměsí jemně rozptýlených práškových částic hornin. Přední část severní polární čepice může být z pole vytažena o téměř třetinu vzdálenosti k rovníku a hranice jižní čepice dosahuje poloviny této vzdálenosti.

Teploměr umístěný přímo v zaměření zrcadlovým dalekohledem zaměřený na Marsu, teplota povrchu planety již byla stanovena na počátku 20-tých let minulého století. První měření (až 1924) ukázal, hodnoty -13 až -28 ° C, a v roce 1976 bylo zadáno dolní a horní teplotní meze dopadl na Marsu kosmické lodi „Viking“.

Marťanské prašné bouře

"Odhalit" prachové bouře, jejich rozsah a chování nám umožnily odhalit tajemství, které Mars uchovával dlouho. Povrch planety záhadně mění barvu, od hlubokých starožitností okouzlujících pozorovatelů. Důvodem pro "chameleon" byly prašné bouře.

Náhlé změny teploty jsou planeta Red záchvatovité způsobit prudké větry, které urychlí až 100 m / s, zatímco nízká gravitace, a to navzdory vzduchu sparseness umožňuje větry zvednout velká množství prachu do výšky větší než 10 km.

Vytvoření prachových bouří je také usnadněno prudkým nárůstem atmosférického tlaku způsobeného odpařením zmrzlého oxidu uhličitého v zimních polárních víčkách.

Prašné bouře jako výstavních snímků povrchu Marsu, prostorově tíhnou k polárních čepiček a může pokrýt velkou plochu, pokračuje na 100 dní.

Dalším lákadlem prachu, který musí Mars výkyvy abnormální teploty jsou tornáda, které se na rozdíl od pozemských „kolegy“ potulují nejen v opuštěných oblastech, ale také hostované na svazích sopečných kráterů a impaktních kráterů, protože si uvědomil až 8 km. Jejich stopy byly obrovské rozvětvené prokládané kresby, které po dlouhou dobu zůstaly tajemné.

Prachové bouře a tornáda se vyskytují převážně v průběhu velkých bojů, kdy na jižní polokouli letní účty pro období Marsu prostřednictvím nejbližšího bodu ke Slunci, na oběžné dráze planety (přísluní).

Velmi životaschopné pro tornáda byly obrazy povrchu Marsu, vyrobené kosmickou lodí Mars Global Surveyor, který je na oběžné dráze od roku 1997.

Některé tornáda nechat stopy, zametání nebo sající do volné povrchové vrstvy jemných částic půdy, ostatní nemají ani opustit „otisky prstů“, a jiní, zuřící, kreslení složité postavy, pro které pojmenované prachové ďábly. Vortice fungují zpravidla samy, ale také neodmítají od skupin "zastoupení".

Vlastnosti reliéfu

Možná, že všichni ti, kteří vyzbrojen výkonným dalekohledem, nejprve se podíval na Marsu, povrch planety okamžitě připomněl měsíční krajinu, a v mnoha oblastech je to pravda, ale přesto geomorfologie Mars výrazný a jedinečný.

Regionální rysy reliéfu planety jsou způsobeny asymetrií jejího povrchu. Převládající plochý povrch na severní polokouli pod podmíněně nulovou úroveň 2-3 km, a na jižní polokouli komplikovaných kráterů, údolí, kaňony, údolí a kopců na povrch 3-4 km nad základní linií. Přechodová oblast mezi šířkou dvě hemisféry 100-500 km silně exprimován morfologicky erodované obří výška ramene cca 2 km, pokrývající téměř 2/3 obvodu planety a vysledovat poruchu systému.

Převaha formy úlevy, charakterizující povrch Marsu, představuje různého původu skvrnitá kráterů dutiny a hrboly, rázové struktury kruhové zahloubení (multiring bazény) lineárně podlouhlé výstupky (hřebeny) a nepravidelně tvarované prohlubně strmé svahy.

Široce rozšířené zdvih plochou deskou se strmými hranami (stolových hor), rozsáhlých plochých krátery (ochranných sopek) s erodované svahy, vinutí údolí s přítoky a rukávy lemované vrcholová (plošiny) a oblasti náhodně střídavě kaňonovité údolí (bludiště).

Charakteristický Marsu selhávají a deprese s chaotickým a beztvaré reliéfu, dlouhá, složitá struktura etapa (výbojů), série sub-paralelní hřebeny a drážkami, stejně jako rozlehlými pláněmi docela „pozemské“ vzhled.

Povodí kruhových kráterů a velké krátery (přesahující 15 km) jsou definujícími morfologickými strukturami pro většinu jižní polokoule.

Nejvyšší oblasti planety s názvem Farsida a Elysium jsou na severní polokouli a představují obrovskou vulkanickou vysočinu. Plošina Tarsida, která se táhne nad plochým prostorem o téměř 6 km, se rozprostírá podél 4000 km a rozkládá se na 3000 km v zeměpisné šířce. Na náhorní plošině jsou 4 obří sopky o výšce 6,8 km (pohoří Alba) na 21,2 km (Olympus, průměr 540 km). Peaks (sopky) Peaks Pavonis, Ascraeus a Arsia jsou v nadmořské výšce 14, 18 a 19 km. Hora Alba stojí severozápadně od přísné řady dalších sopky a je štítová vulkanická struktura o průměru asi 1500 km. Sopka Olympus je nejvyšší hora nejen na Marsu, ale také v celém slunečním systému.

Z východu a západu sousedí s provincií Tarsida dvě obrovské polední nížiny. Mark povrch západních rovinách Amazonie s názvem blízko k nulové úrovni planety a nejhlubších místech východního deprese (plain Chryse) pod nulovou úrovní na 2-3 km.

V oblasti rovníku Marsu je druhá největší sopečná plošina, Elysius, asi 1500 km napříč. Plateau vyčnívající nad základnou 4-5 km a nese tři sopky (vlastně hora Eliza Albor Tholus a hora Hekaté). Nejvyšší hora Eliziy vzrostla na 14 km.

Na východ od Tharsis plošině se táhne v rovníkové oblasti obrovského měřítku Mars (téměř 5 km) riftoobraznaya systém údolí (kaňonů) Mariner, je delší než jeden z největších na světě Velký kaňon téměř 10 krát a 7 krát širší a hlubší. Šířka údolí je v průměru 100 km a téměř svislé římsy jejich stran dosahují výšky 2 km. Linearita struktur naznačuje jejich tektonický původ.

V rámci vysočině jižní polokouli, kde je povrch Marsu právě poseté krátery, jsou největší na planetě kruhovitosti dopadu deprese se jmény Argir (asi 1500 km) a Hellas (2300 kilometrů).

Plain Ellada nejhlubší prohlubně planeta (téměř 7000 m pod průměrem), jak pláně Argyre přebytek vzhledem k úrovni okolních vyvýšenin je 5,2 km. Podobně jako zaoblené nížinné roviny Isis (1100 km v průměru), který se nachází v rovníkové oblasti východní polokouli planety a na severu pláň sousedí s Elysium.

Na Marsu je asi 40 podobných vícedruhových pánví, ale menších.

Severní severní polokoule, největší na světě, se nachází na severní polokouli, hraničící s polární oblastí. Obyčejné značky jsou pod nulovou hladinou povrchu planety.

Eolské krajiny

Bylo by obtížné v několika slovy charakterizovat povrch Země, s odkazem na planetu jako celek, ale aby získali představu o tom, co se povrch Marsu, můžete, pokud jste právě jí zavolat mrtvé a suché, červeno-hnědé, kamenitá a písečná poušť, protože Rozložený reliéf planety je vyhlazen volnými nánosovými nánosy.

Eolské krajiny, složené z pískově jemného prachového materiálu, vytvořené v důsledku působení větru, pokrývají téměř celou planetu. Tato konvenční (na zemi) duny (příčné, podélné a příčné) velikost od několika stovek metrů až 10 km, stejně jako lamináty eolian-ledovcové usazeniny polární čepice. Zvláštní úleva "vytvořená Aeolusem" je omezena na uzavřené konstrukce - dna velkých kaňonů a kráterů.

Morfologických operací vítr, stanovení podivné vlastnosti Marsu, projevuje a intenzivní eroze (deflace), což vedlo k vytvoření charakteristických „rytých“ buněčných povrchů a liniových staveb.

Vrstvené eoliánsko-ledovcové útvary, v kombinaci s ledem smíchaným se sedimenty, pokrývají polární čepice planety. Jejich výkon se odhaduje na několik kilometrů.

Geologické vlastnosti povrchu

Podle jedné z existujících hypotéz o moderním složení a geologické struktuře Marsu bylo nejprve roztaveno vnitřní jádro malé velikosti z primární podstaty planety, skládající se převážně ze železa, niklu a síry. Pak se v okolí jádra vytvořila homogenní litosféra o tloušťce asi 1000 km, ve které pravděpodobně dnes aktivní sopečná činnost pokračuje uvolněním všech nových částí magmatu na povrch. Tloušťka marťanské kůry se odhaduje na 50-100 km.

Od té doby, co se člověk začal věnovat nejjasnějším hvězdám, vědci, stejně jako všichni lhostejní ke sousedům ve vesmíru, se mezi jinými tajemstvím zajímali především o povrch Marsu.

Téměř celá planeta je pokryta vrstvou hnědožlutého prachu s příměsí jemného aleuritu a pískového materiálu. Hlavními složkami volné půdy jsou silikáty s velkým příměstem oxidů železa, které mají povrch načervenalý.

Podle četných studií provedených sondou, vibrace elementárního složení nekonsolidovaného sediment povrchové vrstvy planety, není tak velký, jak navrhnout celou řadu minerálního složení hornin, které tvoří Marsu kůrku.

Instalovaný v půdě průměrného obsahu křemíku (21%), železo (12,7%), hořčík (5%), vápníku (4%), oxidu hlinitého (3%), síry (3,1%), a draslíku a chlóru (<1%) je uvedeno, že základní plocha nezpevněné Sedimenty představují produkty zničení a vulkanity magmatické základní složení blízko k zemi čediče. Zpočátku, vědci zpochybnili podstatnou diferenciaci kamenného pláště planety v jejich minerálním složení, nicméně prováděny v rámci Mars Exploration Rover (USA) základem výzkumu Marsu vedlo k senzační objev pozemních analogů andezity (průměrná složení hornin).

Toto zjištění, následně potvrdily Podobné nálezy mnoha plemen dávání usoudil, že Mars, stejně jako v zemské kůře mohou mít diferencované, jak o tom svědčí významného obsahu hliníku, křemíku a draslíku.

Na obrovské množství snímků pořízených a kosmické lodi bude posoudit, co představuje povrch Marsu, mezi vyvřelých a vyvřelých hornin na bázi planeta zřejmé přítomnost vulkanosedimentárním hornin a sedimentů, které jsou uznávány charakteristickým Platy odděleně a laminace expozicím fragmenty.

Povaha stratifikace hornin může naznačovat jejich formaci v mořích a jezerech. Oblasti sedimentárních hornin jsou fixovány na mnoha místech planety a nejčastěji se nacházejí v obrovských krátery.

Vědci nevylučují "suchou" formaci sedimentů svého marťanského prachu s jejich další lití (petrifikace).

Permafrostové formace

Zvláštní místo v marťanské povrchové morfologie vzít mrazu formace, z nichž většina se objevila v různých fázích geologické historii planety v důsledku tektonických pohybů a vlivem vnějších faktorů.

Na základě velkého počtu satelitních snímků vědci jednomyslně k závěru, že tvorba vzhledu Marsu, spolu s vulkanickou činností významnou roli patří do vody. Sopečné výbuchy vedly k roztavení ledové krytiny, což následně sloužilo k rozvoji vodní eroze, jejíž stopy jsou dnes ještě viditelné.

Skutečnost, že permafrost na Marsu tvořil v počátečních fázích geologické historii planety, podle nejen polárních ledových čepic, ale také specifické formy reliéfu, podobně jako v krajině v permafrostu oblastí na Zemi.

Vortexové formace, jako jsou vrstvené ložiska v polárních oblastech planety, vypadají v blízkosti systému teras, říms a depresí, které tvoří různé formy.

Vklady polárních víček o kapacitě několika kilometrů se skládají z vrstev oxidu uhličitého a vodního ledu, které jsou smíchány s jemným a jemným materiálem.

Při procesu ničení kryogenních vrstev jsou propojeny neúspěšně-úpadkové formy reliéfu spojené s rovníkovou oblastí Marsu.

Voda na Marsu

Ve většině z povrchu Marsu, voda může být v kapalném stavu, z důvodu nízkého tlaku, ale v některých oblastech, celková plocha cca 30% plochy planety odborníci NASA povolit kapalné vody.

Současné vodní rezervy na červené planetě se soustřeďují hlavně do téměř povrchové vrstvy permafrost (kryosféry) s kapacitou až několika stovek metrů.

Vědci nevylučují existenci reliktních jezer tekuté vody a pod tloušťkami polárních čepic. Na vypočtený objem založené cryolithosphere zásoby Mars voda (led) se odhaduje na 77 milionů kmsup3-, a vzhledem k pravděpodobnému úroveň rozmražených hornin, by mohla být tato částka snížena na 54 milionů kmsup3-.

Kromě toho existuje názor, že pod kryolithosférou mohou být lůžka s kolosálními zásobami slané vody.

Mnoho faktů hovoří o přítomnosti vody na povrchu planety v minulosti. Hlavními svědky jsou minerály, jejichž tvorba znamená účast vody. Nejdříve je to hematit, jílové minerály a sírany.

Marťanské mraky

Celkové množství vody v atmosféře, „vysušený“ planet více než 100 milionů krát menší než na světě, a přesto je povrch Marsu je pokryt a nechat vzácné nenápadný, ale i tyto namodralé mraky, nicméně, se skládají z ledu a prachu. Oblaky tvoří širokou škálu výšky od 10 do 100 km a zaměřují se hlavně na rovníkový pás, zřídka stoupá nad 30 km.

Ledové mlhy a mraky jsou také obyčejné v blízkosti polárních čepic v zimě (polární mlha), ale zde mohou "poklesnout" pod 10 km.

Oblaky mohou být namalovány v bledě růžové barvě, když jsou částice ledu smíchány s prachem zvedaným z povrchu.

Zaznamenávají se mraky nejrůznějších forem, včetně zvlněných, pruhovaných a zpeřených.

Marťanská krajina z vrcholu lidského růstu

Poprvé vidět povrch Marsu z výšky vysokého muže (2,1 m). Před Zaskočený oči robota objevili „písek“, štěrkovité, štěrkovité prostý, posetý malými oblázky, s občasnými výchozy plochých, snad původních, vulkanických hornin.

Nudné a monotónní vzor na jedné straně oživena kopců okraj kráteru Gale, a na druhé straně - pologosklonnaya Hulk Mount Sharp 5,5 km vysoká, což je předmětem lovu kosmické lodi.

Navrhovat trasy na dně kráteru, autoři projektu, zřejmě nevěděla, že povrch Marsu, které bylo přijato vozítko Curiosity bude jako různorodé a heterogenní, v rozporu s očekáváním vidět pouze tupé a monotónní pouště.

Na své cestě k namontování Sharpe robota musel překonávat zlomených, platy rovinné plochy šikmé stupňovité svahy vulkanosedimentární (soudě podle vrstvené textury na čipy) skály, a hranaté rozpadl tmavé namodralé vulkanity mesh povrch.

Zařízení v průběhu vypálil „uvedených v horní“ cíle (dlažební kostky) laserových impulsů a vyvrtán malý otvor (až do 7 cm hluboký) pro studium materiálového složení vzorků. Analýza tohoto materiálu, kromě obsahu prvků horninotvorných charakteristických základních kamenů (čedičové), ukazuje na přítomnost sirných sloučenin, dusík, uhlík, chlór, metan, vodík a fosforu, který je „živé složky“.

Kromě toho byly nalezeny jílovité minerály tvořené za přítomnosti vody s neutrálním indexem kyselosti a malou koncentrací solí.

Na základě těchto dat v kombinaci s dříve získaných informací na bázi ohnuté vědci k závěru, že miliardy před lety na povrchu Marsu byla voda v kapalném stavu a hustota atmosféry je mnohem vyšší proud.

Ranní hvězda na Marsu

Od května 2003 se svět obíhal obrazu modré půlměsíce Zemi, vyrobený Mars Global Surveyor obíhá rudou planetu ve vzdálenosti 139 milionů kilometrů a mnoho, zdá se, že je přesně to, co Země vypadá z povrchu Marsu.

Ale ve skutečnosti, že naše planeta vypadá odtamtud o tom, jak vidíme Venuši v ranních a večerních hodinách, jen svítilo hnědočerna marťanské obloze sám (nepočítáme-li malou rozpoznatelný měsíc), malý bod o něco jasnější než Venuše.

První snímek Země z povrchu byla provedena v časných ranních hodinách na palubě Spirit v březnu 2004, jak kosmické lodi Curiosity Země „na rameni Moon“, které představují v roce 2012 a ukázalo se více „krásný“, než poprvé.