Punane planeet – Marss – on oma nime saanud Vana-Rooma samanimelise sõjajumala järgi, sarnaselt kreeklaste Aresega. See on Päikesesüsteemi neljas planeet kauguse poolest Päikesest. Arvatakse, et selle nime mõjutas planeedi veripunane värvus, mille annab sellele raudoksiid.

Marss on alati huvi pakkunud mitte ainult teadlastele, vaid erinevate elukutsete tavalistele inimestele. Kõik sellepärast, et inimkonnal olid sellele planeedile suured lootused, sest enamik inimesi lootis, et elu eksisteerib ka Marsi pinnal. Enamik ulmeromaane on kirjutatud spetsiaalselt planeedi Marsi kohta. Püüdes tungida saladustesse ja lahti harutada selle saladusi, uurisid inimesed kiiresti planeedi pinda ja struktuuri. Kuid siiani pole me saanud vastust kõigile muret tekitavale küsimusele: "kas Marsil on elu?" Marss pöörleb oma veidi piklikul orbiidil ümber Päikese 687 Maa päevaga kiirusega 24 km/s. Selle raadius on 1,525 astronoomilist ühikut. Kaugus Maast Marsini muutub pidevalt minimaalselt 55 miljonilt km-lt maksimaalselt 400 miljonile km-le. Suured vastasseisud on ajaperioodid, mis korduvad iga 16–17 aasta tagant, mil nende kahe planeedi vaheline kaugus jääb alla 60 miljoni km. Päev Marsil on vaid 41 minutit pikem kui Maal ja on 24 tundi 62 minutit. Päeva ja öö, aga ka aastaaegade vaheldumine kordab praktiliselt ka maapealset. On ka kliimavööndeid, kuid Päikesest suurema kauguse tõttu on need palju karmimad kui meie planeedil. Seega on keskmine temperatuur umbes –50 °C. Marsi raadius on 3397 km, mis on peaaegu pool Maa raadiusest – 6378.

Marsi pind ja struktuur

Marss koos teiste maapealsete planeetidega koosneb kuni 50 km paksusest maakoorest, kuni 1800 km paksusest vahevööst ja 2960 km läbimõõduga tuumast.

Marsi keskmes ulatub tihedus 8,5 g/m3. Pikaajaliste uuringute käigus selgus, et Marsi ja selle praeguse pinna siseehitus koosneb peamiselt basaltist. Eeldatakse, et mitu miljonit, võib-olla miljardeid aastaid tagasi oli planeedil Marsil atmosfäär. Vastavalt sellele oli vesi vedelas olekus. Sellest annavad tunnistust arvukad jõesängid – looklevad, mida on siiani võimalik jälgida. Iseloomulikud geoloogilised moodustised nende põhjas näitavad, et need tekkisid väga pika aja jooksul. Nüüd puuduvad selleks vajalikud tingimused ja vett leidub ainult pinnasekihtides, Marsi pinna all. Seda nähtust nimetatakse igikeltsaks (igikeltsaks). Marsi ja selle omaduste kirjeldusi leidub sageli Punase planeedi kuulsate teadlaste aruannetes.

Ülejäänud Marsi pinnal ja selle reljeefil pole vähem ainulaadseid leide. Marsi struktuuri iseloomustavad sügavad kraatrid. Samal ajal on sellel planeedil kogu päikesesüsteemi kõrgeim mägi - Olympus - kustunud Marsi vulkaan, mille kõrgus on 27,5 km ja läbimõõt 6000 m. Seal asub ka suurejooneline Marinerise kanjonite süsteem a pikkus umbes 4 tuhat km ja kogu piirkond iidsed vulkaanid - Elysium.

Phobos ja Deimos on Marsi looduslikud, kuid väga väikesed satelliidid. Need on ebakorrapärase kujuga ja ühe versiooni järgi on need Marsi gravitatsiooni poolt püütud asteroidid. Marsi satelliidid Phobos (hirm) ja Deimos (õudus) on Vana-Kreeka müütide kangelased, milles nad aitasid sõjajumalal Aresel (Marss) lahinguid võita. 1877. aastal avastas need Ameerika astronoom Asaph Hall. Mõlema satelliidi pöörlemine piki oma telge toimub sama perioodiga, nagu Marsi ümbruses, seetõttu on nad alati sama küljega planeedi poole. Deimos tõmmatakse järk-järgult Marsist eemale ja Phobos, vastupidi, meelitatakse veelgi enam. Kuid see juhtub väga aeglaselt, seetõttu on ebatõenäoline, et meie järgmised põlvkonnad näeksid satelliidi kukkumist või täielikku lagunemist või planeedile kukkumist.

Marsi omadused

Kaal: 6,4*1023 kg (0,107 maamassi)
Läbimõõt ekvaatoril: 6794 km (0,53 Maa läbimõõt)
Telje kalle: 25°
Tihedus: 3,93 g/cm3
Pinna temperatuur: –50 °C
Ümber telje pöörlemise periood (päevad): 24 tundi 39 minutit 35 sekundit
Kaugus Päikesest (keskmine): 1,53 a. e = 228 miljonit km
Orbiidi periood ümber Päikese (aasta): 687 päeva
Orbiidi kiirus: 24,1 km/s
Orbiidi ekstsentrilisus: e = 0,09
Orbiidi kalle ekliptika suhtes: i = 1,85°
Raskuskiirendus: 3,7 m/s2
Kuud: Phobos ja Deimos
Atmosfäär: 95% süsinikdioksiid, 2,7% lämmastik, 1,6% argoon, 0,2% hapnik

Kurjakuulutava veripunase värviga vastasseisu päevil värelev ja primitiivset müstilist hirmu esile kutsuv salapärane ja salapärane täht, mida vanad roomlased sõjajumala Marsi auks (kreeklaste seas Ares) nimetasid, oleks vaevalt kohane. naisenimi. Kreeklased nimetasid seda ka Phaetoniks selle "kiirgava ja särava" välimuse tõttu, mille Marsi pind võlgneb oma erksale värvile ja "Kuu" reljeefile, millel on vulkaanikraatrid, hiiglaslike meteoriitide löökidest tekkinud mõlgid, orud ja kõrbed.

Orbiidi omadused

Marsi elliptilise orbiidi ekstsentrilisus on 0,0934, mis määrab ära erinevuse maksimaalse (249 miljonit km) ja minimaalse (207 miljonit km) kauguse vahel Päikesest, mille tõttu planeedile siseneva päikeseenergia hulk varieerub 20- piires. 30%.

Orbiidi kiirus on keskmiselt 24,13 km/s. Marss tiirleb ümber Päikese täielikult 686,98 Maa päevaga, mis on kaks korda pikem kui Maa periood, ja pöördub ümber oma telje peaaegu samamoodi nagu Maa (24 tunni 37 minutiga). Orbiidi kaldenurk ekliptika tasandi suhtes on erinevatel hinnangutel määratud vahemikus 1,51° kuni 1,85° ja orbiidi kalle ekvaatori suhtes on 1,093°. Päikese ekvaatori suhtes on Marsi orbiit 5,65° nurga all (ja Maa - umbes 7°). Planeedi ekvaatori märkimisväärne kalle orbitaaltasandi suhtes (25,2°) toob kaasa olulisi hooajalisi kliimamuutusi.

Planeedi füüsikalised parameetrid

Marss planeetide seas päikesesüsteem suuruselt on see seitsmendal kohal ja Päikesest kauguses neljandal kohal. Planeedi ruumala on 1,638 × 1011 km³ ja kaal 0,105–0,108 (6,44 * 1023 kg), mis annab selle tiheduseks umbes 30% (3,95 g / cm 3). Gravitatsioonikiirendus Marsi ekvaatori piirkonnas on määratud vahemikus 3,711 kuni 3,76 m/s². Pindala on hinnanguliselt 144 800 000 km². Atmosfäärirõhk kõigub vahemikus 0,7-0,9 kPa. Gravitatsiooni (teine ​​kosmiline) ületamiseks vajalik kiirus on 5072 m/s. Lõunapoolkeral on Marsi pind keskmiselt 3-4 km kõrgem kui põhjapoolkeral.

Kliimatingimused

Marsi atmosfääri kogumass on umbes 2,5 * 1016 kg, kuid aasta jooksul muutub see oluliselt, kuna see sulab või "külmub" sisaldavaid polaarkübaraid. Keskmine rõhk pinnatasemel (umbes 6,1 mbar) on peaaegu 160 korda väiksem kui meie planeedi pinna lähedal, kuid sügavates lohkudes ulatub see 10 mbar-ni. Erinevate allikate andmetel jäävad hooajalised rõhulangud vahemikku 4,0–10 mbar.

95,32% Marsi atmosfäärist koosneb süsinikdioksiidist, ligikaudu 4% on argoon ja lämmastik ning hapnik koos veeauruga on alla 0,2%.

Väga haruldane atmosfäär ei suuda soojust kaua säilitada. Vaatamata “kuumale värvile”, mis eristab planeeti Marss teistest, langeb temperatuur maapinnal talvel poolusel -160°C ja suvel ekvaatoril, päeval võib pind soojeneda vaid +30 kraadini. °C.

Kliima on hooajaline, nagu Maalgi, kuid Marsi piklik orbiit toob kaasa olulisi erinevusi aastaaegade kestuses ja temperatuurides. Põhjapoolkera jahe kevad ja suvi koos kestavad oluliselt üle poole Marsi aastast (371 Marsi päeva) ning talv ja sügis on lühikesed ja mõõdukad. Lõunapoolsed suved on kuumad ja lühikesed ning talved külmad ja pikad.

Hooajalised avalduvad kõige selgemalt polaarmütside käitumises, mis koosnevad jääst ja peente tolmuste kivimiosakeste segust. Põhjapolaarkübara esiosa võib eemalduda poolusest ligi kolmandiku võrra ekvaatorini ja lõunakübara piir ulatub pooleni sellest vahemaast.

Täpselt Marsile suunatud peegelteleskoobi fookuses asuva termomeetriga määrati planeedi pinnal temperatuur juba eelmise sajandi 20. aastate alguses. Esimesed mõõtmised (enne 1924. aastat) näitasid väärtusi vahemikus -13 kuni -28 ° C ning 1976. aastal täpsustati Marsile maanduva kosmoseaparaadi Viking abil temperatuuri alumine ja ülemine piir.

Marsi tolmutormid

Tolmutormide "kokkupuutumine", nende ulatus ja käitumine võimaldasid lahti harutada saladuse, mis pikka aega mida hoiab Marss. Planeedi pind muudab salapäraselt värvi, lummades vaatlejaid iidsetest aegadest peale. “Kameeleonismi” põhjuseks osutusid tolmutormid.

Teravad temperatuurimuutused Punasel planeedil põhjustavad ägedaid tuuli, mille kiirus ulatub 100 m/s, ning madal gravitatsioon, vaatamata õhu hõredusele, võimaldab tuultel tõsta tohutuid tolmumassi enam kui 10 km kõrgusele.

Tolmutormide teket soodustab ka talvistest polaarmütsidest külmunud süsihappegaasi aurustumisest tingitud õhurõhu järsk tõus.

Nagu näitavad Marsi pinna fotod, graviteerivad need ruumiliselt polaarmütside poole ja võivad katta kolossaalseid alasid, mis kestavad kuni 100 päeva.

Veel üks tolmune atraktsioon, mille Marss võlgneb ebanormaalsete temperatuurimuutuste tõttu, on tornaadod, mis erinevalt maapealsetest "kolleegidest" ei kõnni mitte ainult läbi kõrbealade, vaid domineerivad ka vulkaanikraatrite ja põrkekraatrite nõlvadel, ulatudes kuni 8 km-ni. Nende jäljed osutusid hiiglaslikeks hargnenud-triibulisteks mustriteks, mis jäid kauaks salapäraseks.

Tolmutormid ja tornaadod tekivad peamiselt suurte vastasseisude ajal, kui lõunapoolkeral saabub suvi Marsi läbimise perioodil Päikesele lähima planeedi orbiidi punkti (periheeli) kaudu.

Kosmoselaeva Mars Global Surveyor tehtud pildid Marsi pinnast osutusid tornaadode jaoks väga viljakaks. , mis on olnud planeedi orbiidil alates 1997. aastast.

Mõned tornaadod jätavad jäljed, pühkides või imedes peente mullaosakeste lahtise pinnakihi, teised ei jäta isegi “sõrmejälgi”, teised aga joonistavad meeletult keerulisi kujundeid, mille pärast neid tolmukuraditeks kutsutakse. Pöörised töötavad reeglina üksi, kuid nad ei keeldu ka grupi "esinemistest".

Reljeefsed omadused

Tõenäoliselt meenutas planeedi pind kõigile, kes võimsa teleskoobiga relvastatuna esimest korda Marsi vaatasid, kohe kuumaastikku ja paljudes piirkondades on see tõsi, kuid siiski on Marsi geomorfoloogia omapärane ja ainulaadne.

Planeedi topograafia piirkondlikud iseärasused on määratud selle pinna asümmeetriaga. Põhjapoolkeral on valdavad tasapinnalised pinnad tavapärasest nulltasemest 2-3 km madalamal ning lõunapoolkeral on kraatrite, orgude, kanjonite, nõgude ja küngaste poolt komplitseeritud pind 3-4 km baastasandist kõrgemal. Kahe poolkera vahelist 100–500 km laiust üleminekuvööndit väljendab morfoloogiliselt peaaegu 2 km kõrgune tugevalt erodeeritud hiiglaslik karm, mis katab ümbermõõdult peaaegu 2/3 planeedist ja mida jälgib rikete süsteem.

Marsi pinda iseloomustavad valdavad tunnused on erineva päritoluga täpilised kraatrid, künkad ja lohud, ümmarguste nõgude (mitmerõngaste nõgude) löökstruktuurid, lineaarselt piklikud künkad (harjad) ja järsu nõlvaga ebakorrapärase kujuga nõod.

Levinud on järskude servadega tasapinnalised kõrgendikud (laudmäed), ulatuslikud lamedad kraatrid (kilpvulkaanid) erodeeritud nõlvadega, käänulised lisajõgede ja harudega orud, tasandatud künkad (platood) ja juhuslikult vahelduvate kanjonitaoliste orgude (labürindid) alad.

Marsile on iseloomulikud ka kaootilise ja vormitu topograafiaga kokkuvarisenud lohud, väljaulatuvad, keeruka ehitusega astmed (rikked), rida subparalleelseid mäeharjasid ja vagusid, aga ka laialdased täiesti “maise” välimusega tasandikud.

Rõngaskraatrite basseinid ja suured (üle 15 km läbimõõduga) kraatrid on suure osa lõunapoolkera morfoloogilised struktuurid.

Planeedi kõrgeimad piirkonnad, nimega Tharsis ja Elysium, asuvad põhjapoolkeral ja esindavad tohutuid vulkaanilisi mägismaid. Tasandiku ümbrusest ligi 6 km kõrgusele kõrguv Tharsise platoo ulatub 4000 km pikkus- ja 3000 km laiuskraadini. Platool on 4 hiiglaslikku vulkaani, mille kõrgus on 6,8 km (Alba mägi) kuni 21,2 km (Olympuse mägi, läbimõõt 540 km). Mägede (vulkaanide) tipud Pavonis, Ascraeus ja Arsia on vastavalt 14, 18 ja 19 km kõrgusel. Mount Alba seisab üksi loodes teiste vulkaanide rangest reast ja on kilpvulkaaniline ehitis, mille läbimõõt on umbes 1500 km. Olümpose vulkaan on kõrgeim mägi mitte ainult Marsil, vaid kogu päikesesüsteemis.

Idast ja läänest külgneb Tharsise provints kahe suure meridionaalse madalikuga. Amazoniaks nimetatud läänetasandiku pinnakõrgused on planeedi nulltaseme lähedal ja idapoolse lohu (Chris Plain) madalaimad alad on 2-3 km allpool nulltaset.

Marsi ekvatoriaalpiirkonnas asub suuruselt teine ​​vulkaaniline platoo Elysium, mille läbimõõt on umbes 1500 km. Platoo kõrgub 4-5 km kõrgusel aluspinnast ja sellel on kolm vulkaani (Elysiumi mägi ise, Albori kuppel ja Hecate mägi). Kõrgeim mägi Elysium on kasvanud 14 km kõrguseks.

Ekvatoriaalpiirkonnas Tharsise platoolt ida pool laiub hiiglaslik Marsi mastaabis (peaaegu 5 km) lõhetaoline orgude (kanjonite) süsteem Marineris, mis on peaaegu 10 korda pikem kui üks maakera suurimaid ning 7 korda laiem ja laiem. sügavamale. Orgude laius on keskmiselt 100 km ja nende külgede peaaegu vertikaalsed astangud ulatuvad 2 km kõrgusele. Struktuuride lineaarsus näitab nende tektoonilist päritolu.

Lõunapoolkera kõrgustel, kus Marsi pind on lihtsalt kraatritega täpiline, asuvad planeedi suurimad ümmargused kokkupõrked, Argyre (umbes 1500 km) ja Hellas (2300 km).

Hellase tasandik on planeedi kõigist nõgudest sügavaim (ligi 7000 m alla keskmise taseme) ja Argiri tasandiku ülejääk ümbritseva künka taseme suhtes on 5,2 km. Sarnane ümar madalik Isise tasandik (läbimõõduga 1100 km) asub planeedi idapoolkera ekvatoriaalpiirkonnas ja külgneb põhjas Elüüsiuse tasandikuga.

Marsil on teada veel umbes 40 sarnast mitmerõngast basseini, kuid väiksema suurusega.

Planeedi suurim madalik (Northern Plain) asub põhjapoolkeral, piirnedes polaaralaga. Tasandiku kõrgused on allpool planeedi pinna nulltaset.

Lipari maastikud

Maa pinda, mis tähendab planeeti tervikuna, oleks raske paari sõnaga iseloomustada, kuid et saada aimu, milline pind on Marsil, võib seda nimetada lihtsalt elutuks ja kuivaks, punakaks. -pruun kivine-liivakõrb, sest planeedi lahtilõigatud reljeefi siluvad lahtised setted.

Tuuletegevuse tulemusena tekkinud liivapeenest mudasest materjalist koosnevad eooli maastikud katavad peaaegu kogu planeedi. Need on tavalised (nagu maa peal) luited (risti-, piki- ja diagonaalluited), mille suurus ulatub mõnesajast meetrist kuni 10 km-ni, samuti polaarmütside kihilised eolia-liustiku setted. Aeoluse loodud spetsiaalne reljeef on piiratud suletud ehitistega - suurte kanjonite ja kraatrite põhjaga.

Tuule morfoloogiline aktiivsus, mis määrab Marsi pinna iseärasused, avaldus ka intensiivses erosioonis (deflatsioonis), mis tõi kaasa iseloomulike, rakuliste ja lineaarsete struktuuridega “graveeritud” pindade moodustumise.

Kihilised eoli-liustikulised moodustised, mis koosnevad setetega segunenud jääst, katavad planeedi polaarmütsid. Nende paksuseks hinnatakse mitu kilomeetrit.

Pinna geoloogilised omadused

Vastavalt ühele olemasolevatest hüpoteesidest Marsi tänapäevase koostise ja geoloogilise ehituse kohta sulatati esmalt planeedi põhiainest väike sisemine tuum, mis koosnes peamiselt rauast, niklist ja väävlist. Seejärel tekkis tuuma ümber homogeense koostisega litosfäär koos umbes 1000 km pikkuse maakoorega, milles aktiivne vulkaaniline tegevus jätkub ilmselt tänapäevalgi, eraldudes pinnale üha uusi magma portsjoneid. Marsi maakoore paksuseks hinnatakse 50-100 km.

Alates sellest ajast, kui inimene hakkas vaatama kõige eredamaid tähti, huvitas teadlasi, nagu kõiki inimesi, kes pole ükskõiksed universaalsete naabrite suhtes, muuhulgas muuhulgas ka selle vastu, milline pind on Marsil.

Peaaegu kogu planeet on kaetud pruunikas-kollakaspunase tolmukihiga, mis on segatud peene muda ja liivase materjaliga. Kobeda pinnase põhikomponendid on suure raudoksiidide seguga silikaadid, mis annavad pinnale punaka varjundi.

Arvukate kosmoseaparaatide uuringute tulemuste kohaselt ei ole planeedi pinnakihi lahtiste setete elementaarse koostise kõikumised nii olulised, et viidata Marsi maakoore moodustavate kivimite mitmesugusele mineraalsele koostisele.

Keskmised räni (21%), raua (12,7%), magneesiumi (5%), kaltsiumi (4%), alumiiniumi (3%), väävli (3,1%), samuti kaaliumi ja kloori sisaldused mullas. (<1%) указывали на то, что основу рыхлых отложений поверхности составляют продукты разрушения изверженных и вулканогенных пород основного состава, близких к базальтам земли. Поначалу ученые усомнились в существенной дифференцированности каменной оболочки планеты по минеральному составу, однако проведенные в рамках проекта Mars Exploration Rover (США) исследования Марса привели к сенсационному открытию аналогов земных андезитов (пород среднего состава).

See avastus, mida hiljem kinnitasid arvukad sarnaste kivimite leiud, võimaldas otsustada, et Marsil, nagu ka Maal, võib olla diferentseeritud koorik, mida tõendab märkimisväärne alumiiniumi, räni ja kaaliumi sisaldus.

Tuginedes tohutule hulgale kosmoselaevade tehtud piltidele, mis võimaldasid hinnata, millest Marsi pind koosneb, lisaks tard- ja vulkaanilistele kivimitele on ilmne vulkaanilis-settekivimite ja settekivimite olemasolu planeedil, mis tuntakse ära paljandifragmentide iseloomuliku plaatjas eraldatuse ja kihilisuse järgi.

Kivimite kihistumise iseloom võib viidata nende tekkele meredes ja järvedes. Settekivimite alasid on registreeritud paljudes kohtades planeedil ja neid leidub kõige sagedamini suurtes kraatrites.

Teadlased ei välista Marsi tolmu setete "kuiva" moodustumist koos nende edasise litistumise (kivistumisega).

Igikeltsa moodustised

Erilise koha Marsi pinna morfoloogias hõivavad igikeltsa moodustised, millest enamik tekkis planeedi geoloogilise ajaloo erinevatel etappidel tektooniliste liikumiste ja eksogeensete tegurite mõju tulemusena.

Suure hulga kosmosepiltide uurimise põhjal jõudsid teadlased üksmeelselt järeldusele, et vesi mängib koos vulkaanilise aktiivsusega olulist rolli Marsi välimuse kujunemisel. Vulkaanipursked viisid jääkatte sulamiseni, mis omakorda aitas välja veeerosiooni, mille jälgi on näha tänaseni.

Seda, et igikelts Marsil tekkis juba planeedi geoloogilise ajaloo väga varajases staadiumis, ei anna tunnistust mitte ainult polaarjäämütside, vaid ka Maa igikeltsa tsoonide maastikuga sarnased spetsiifilised pinnavormid.

Vorteksilaadsed moodustised, mis on sellised, nagu näevad välja kihilised ladestused planeedi polaaraladel kosmosefotodel, kujutavad endast terrasside, äärte ja süvendite süsteemi, mis moodustavad väga erinevaid kujundeid.

Polaarjäämütside mitme kilomeetri paksused setted koosnevad süsihappegaasi ja vesijää kihtidest, mis on segatud muda ja peene aleuriitsega.

Marsi ekvatoriaalvööndile iseloomulikud reljeefi kokkuvarisemise-vajumise vormid on seotud krüogeensete kihtide hävimisprotsessiga.

Vesi Marsil

Suuremal osal Marsi pinnast ei saa vesi madala rõhu tõttu vedelas olekus eksisteerida, kuid mõnes piirkonnas, mille kogupindala on umbes 30% planeedi pindalast, tunnistavad NASA eksperdid vedela vee olemasolu.

Punasel planeedil praegu usaldusväärselt moodustatud veevarud on koondunud peamiselt kuni mitmesaja meetri paksusesse maapinnalähedasesse igikeltsa (krüosfääri) kihti.

Teadlased ei välista vedela vee olemasolu polaarjäämütside all. Marsi krüolitosfääri hinnangulise mahu põhjal on vee (jää) varud hinnanguliselt umbes 77 miljonit km³ ja kui arvestada sulanud kivimite tõenäolist mahtu, võib see arv väheneda 54 miljoni km³-ni.

Lisaks on arvamus, et krüolitosfääri all võivad olla kolossaalsete soolase veevarudega kihid.

Paljud faktid viitavad vee olemasolule planeedi pinnal minevikus. Peamisteks tunnistajateks on mineraalid, mille moodustumisel osaleb vesi. Peamiselt on need hematiit, savi mineraalid ja sulfaadid.

Marsi pilved

Vee koguhulk "kuiva" planeedi atmosfääris on üle 100 miljoni korra väiksem kui Maal ja ometi on Marsi pind kaetud, ehkki haruldaste ja silmapaistmatute, kuid tõeliste ja isegi sinakate pilvedega, ehkki koosnevad jääst. tolm. Pilvisus tekib väga erinevatel kõrgustel 10–100 km ja koondub peamiselt harvadel juhtudel üle 30 km.

Jääudud ja pilved on talvel levinud ka polaarmütside läheduses (polaarudu), kuid siin võivad need “langeda” alla 10 km.

Pilved võivad muutuda kahvaturoosakaks, kui jääosakesed segunevad pinnalt tõusnud tolmuga.

On registreeritud väga erineva kujuga pilvi, sealhulgas lainelisi, triibulisi ja rünkpilvi.

Marsi maastik inimkõrguselt

Esimest korda võimaldas Curiosity kulguri kaameraga relvastatud “käsivars” näha, milline näeb välja Marsi pind pika inimese kõrguselt (2,1 m) 2012. aastal. Enne roboti üllatunud pilku ilmus “liivane”, killustik-kruusa tasandik, mis oli kaetud väikeste munakividega, haruldaste laugete paljanditega, võib-olla aluspõhjakivimitest, vulkaanilistest kivimitest.

Ühel pool olevat tuhmi ja monotoonset pilti elavdas Gale'i kraatri serva künklik seljandik ja teisel pool 5,5 km kõrgune Sharpi mäe õrnalt kaldus põhiosa, mis oli kosmoseaparaadi jahiobjektiks.

Projekti autorid ei osanud ilmselt isegi kraatri põhja pidi teekonda kavandades kahtlustada, et kulguri Curiosity pildistatud Marsi pind on nii mitmekesine ja heterogeenne, vastupidiselt ootusele näha ainult igav ja üksluine kõrb.

Teel Sharpi mäele pidi robot ületama lõhenenud, plaatjalt tasaseid pindu, vulkaaniliste-setete (laastude kihilise tekstuuri järgi otsustades) kivimite tasaseid astmelisi nõlvad, aga ka rakulise pinnaga tumesinakate vulkaanide plokkidest varemeid. .

Teel tulistas seade laserimpulsse "ülalt näidatud" sihtmärkidele (munakivid) ja puuris proovide materjali koostise uurimiseks väikseid auke (sügavusega kuni 7 cm). Saadud materjali analüüs näitas lisaks aluselistele kivimitele (basaltidele) iseloomulike kivimit moodustavate elementide sisaldusele ka väävli-, lämmastiku-, süsiniku-, kloori-, metaani-, vesiniku- ja fosforiühendite, see tähendab "komponentide" olemasolu. elu."

Lisaks leiti, et need moodustuvad neutraalse happesuse ja madala soolade kontsentratsiooniga vee juuresolekul.

Selle teabe ja varem hangitud teabe põhjal kalduvad teadlased järeldama, et miljardeid aastaid tagasi oli Marsi pinnal vedel vesi ja atmosfääri tihedus oli palju suurem kui praegu.

Marsi hommikutäht

Pärast seda, kui 2003. aasta mais on 2003. aasta mais ümber maailma lennanud Mars Global Surveyori kosmoseaparaadi Mars Global Surveyor tehtud kujutis Punase planeedi orbiidilt 139 miljoni km kauguselt, on paljud ette kujutanud, et see on täpselt see, Maa näeb välja nagu Marsi pinnalt.

Kuid tegelikult näeb meie planeet sealt välja umbes samasugune, nagu me hommiku- ja õhtutundidel Veenust näeme, ainult üksildane (v.a nõrgalt nähtav Kuu) Marsi taeva pruunikas mustuses helendav punkt on Veenusest veidi heledam. .

Esimene foto Maa pinnalt on tehtud koidueelsel tunnil kulgurilt Spirit 2004. aasta märtsis ning Maa poseeris Kuuga käsikäes kosmoseaparaadi Curiosity jaoks 2012. aastal ning osutus veelgi "ilusamaks" kui esimest korda.

Küsimus, kas Marsil on elu, on inimesi kummitanud juba mitu aastakümmet. Müsteerium muutus veelgi aktuaalsemaks pärast seda, kui tekkisid kahtlused jõeorgude olemasolu kohta planeedil: kui kunagi voolasid neist läbi veejoad, siis elu olemasolu Maa kõrval asuval planeedil ei saa eitada.

Marss asub Maa ja Jupiteri vahel, on Päikesesüsteemi suuruselt seitsmes ja Päikesest neljas planeet. Punane planeet on poole väiksem kui meie Maa: selle raadius ekvaatoril on peaaegu 3,4 tuhat km (Marsi ekvaatori raadius on kakskümmend kilomeetrit suurem kui polaarraadius).

Jupiterist, mis on Päikesest viies planeet, asub Marss 486–612 miljoni km kaugusel. Maa on palju lähemal: planeetide lühim vahemaa on 56 miljonit km, suurim vahemaa on umbes 400 miljonit km.
Pole üllatav, et Marss on maa taevas väga selgelt nähtav. Sellest heledamad on vaid Jupiter ja Veenus ning isegi siis mitte alati: kord viieteistkümne kuni seitsmeteistkümne aasta tagant, kui punane planeet läheneb Maale minimaalse vahemaa tagant, on poolkuu ajal Marss kõige heledam objekt taevas.

Neljas Päikesesüsteemi planeet sai nime Vana-Rooma sõjajumala järgi, seega on Marsi graafiline sümbol ring, mille nool näitab paremale ja ülespoole (ring sümboliseerib elujõudu, nool kilpi ja oda).

Maapealsed planeedid

Marss koos kolme teise Päikesele kõige lähemal asuva planeediga, nimelt Merkuur, Maa ja Veenus, on osa maapealsetest planeetidest.

Kõiki nelja selle rühma planeeti iseloomustab suur tihedus. Erinevalt gaasiplaneetidest (Jupiter, Uraan) koosnevad need rauast, ränist, hapnikust, alumiiniumist, magneesiumist ja muudest rasketest elementidest (nt raudoksiid annab Marsi pinnale punase varjundi). Samal ajal jäävad maapealsed planeedid massilt gaasiplaneetidele palju alla: suurim maapealne planeet Maa on neliteist korda kergem kui meie süsteemi kergeim gaasiplaneet Uraan.

Sarnaselt teistele maapealsetele planeetidele iseloomustab Maad, Veenust, Merkuuri ja Marsi järgmine struktuur:

• Planeedi sees on osaliselt vedel rauasüdamik raadiusega 1480–1800 km, vähese väävlilisandiga;
• Silikaat mantel;
• Maakoor, mis koosneb erinevatest kivimitest, peamiselt basaltist (Marsi maakoore keskmine paksus on 50 km, maksimaalne 125).

Väärib märkimist, et Päikesest pärit kolmandal ja neljandal maapealsel planeedil on looduslikud satelliidid. Maal on üks – Kuu, aga Marsil kaks – Phobos ja Deimos, mis said nime jumal Marsi poegade järgi, kuid kreeka tõlgenduses, kes teda alati lahingus saatsid.

Ühe hüpoteesi kohaselt on satelliidid Marsi gravitatsioonivälja püütud asteroidid, mistõttu on satelliidid väikesed ja ebakorrapärase kujuga. Samal ajal aeglustab Phobos oma liikumist järk-järgult, mille tulemusena ta tulevikus kas laguneb või kukub Marsile, teine ​​satelliit Deimos aga hoopis eemaldub punaselt planeedilt.

Veel üks huvitav fakt Phobose kohta on see, et erinevalt Deimosest ja teistest Päikesesüsteemi planeetide satelliitidest tõuseb see lääneküljelt ja ulatub idas horisondi taha.

Leevendus

Varasematel aegadel liikusid Marsil litosfääri plaadid, mistõttu Marsi maakoor tõusis ja langes (tektoonilised plaadid liiguvad siiani, kuid mitte nii aktiivselt). Reljeef on tähelepanuväärne selle poolest, et hoolimata sellest, et Marss on üks väiksemaid planeete, asuvad siin paljud Päikesesüsteemi suurimad objektid:

Siin asub Päikesesüsteemi planeetidelt avastatud kõrgeim mägi - passiivne Olümpose vulkaan: selle kõrgus alusest on 21,2 km. Kui vaadata kaarti, siis on näha, et mäge ümbritseb tohutult palju väikseid künkaid ja seljakuid.

Punasel planeedil asub suurim kanjonite süsteem, tuntud kui Valles Marineris: Marsi kaardil on nende pikkus umbes 4,5 tuhat km, laius - 200 km, sügavus -11 km.

Suurim kokkupõrkekraater asub planeedi põhjapoolkeral: selle läbimõõt on umbes 10,5 tuhat km, laius - 8,5 tuhat km.

Huvitav fakt: lõuna- ja põhjapoolkera pind on väga erinev. Lõunaküljel on planeedi topograafia veidi kõrgem ja tihedalt täis kraatreid.

Põhjapoolkera pind on seevastu alla keskmise. Sellel kraatreid praktiliselt pole ja seetõttu on tegemist siledate tasandikega, mis tekkisid laava ja erosiooniprotsesside käigus. Samuti on põhjapoolkeral vulkaaniliste mägismaa, Elysiumi ja Tharsise piirkonnad. Tharsise pikkus kaardil on umbes kaks tuhat kilomeetrit ja mäestiku keskmine kõrgus kümmekond kilomeetrit (siin asub ka Olümpose vulkaan).

Poolkerade reljeefi erinevus ei ole sujuv üleminek, vaid kujutab endast laia piiri kogu planeedi ümbermõõdul, mis ei asu mitte piki ekvaatorit, vaid sellest kolmkümmend kraadi, moodustades põhjasuunas kalde (mööda seda piir on kõige erodeeritumad alad). Praegu selgitavad teadlased seda nähtust kahel põhjusel:

1. Planeedi moodustumise varases staadiumis lähenesid tektoonilised plaadid, olles üksteise kõrval, ühte poolkera ja külmusid;
2. Piir tekkis pärast seda, kui planeet põrkas kokku Pluuto suuruse kosmoseobjektiga.

Punase planeedi poolused

Kui vaatate tähelepanelikult jumal Marsi planeedi kaarti, näete, et mõlemal poolusel on liustikke, mille pindala on mitu tuhat kilomeetrit ja mis koosnevad veejääst ja külmunud süsinikdioksiidist ning nende paksuse vahemikud. ühest meetrist nelja kilomeetrini.

Huvitav fakt on see, et lõunapoolusel avastasid seadmed aktiivsed geiserid: kevadel, kui õhutemperatuur tõuseb, hõljuvad pinna kohal süsihappegaasi purskkaevud, mis tõstavad liiva ja tolmu.

Olenevalt aastaajast muudavad polaarkübarad igal aastal oma kuju: kevadel muutub vedelast faasist mööda minnes kuiv jää auruks ja avatud pind hakkab tumenema. Talvel jäämütsid suurenevad. Samal ajal on osa territooriumist, mille pindala kaardil on umbes tuhat kilomeetrit, pidevalt jääga kaetud.

Vesi

Kuni eelmise sajandi keskpaigani uskusid teadlased, et Marsil võib leida vedelat vett ja see andis põhjust väita, et punasel planeedil on elu olemas. See teooria põhines sellel, et planeedil olid selgelt näha heledad ja tumedad alad, mis meenutasid väga meresid ja kontinente ning tumedad pikad jooned planeedi kaardil meenutasid jõeorgusid.

Kuid pärast esimest lendu Marsile sai selgeks, et liiga madala atmosfäärirõhu tõttu ei leia vett vedelas olekus seitsmekümnel protsendil planeedist. Oletatakse, et see eksisteeris: seda fakti tõendavad leitud mineraali hematiidi ja teiste mineraalide mikroskoopilised osakesed, mis tekivad tavaliselt ainult settekivimites ja olid vee mõjule selgelt vastuvõtlikud.

Samuti on paljud teadlased veendunud, et tumedad triibud mägede kõrgustel on praegusel ajal vedela soolase vee olemasolu jälgi: veevoolud tekivad suve lõpus ja kaovad talve alguses.

Seda, et tegu on veega, annab tunnistust see, et triibud ei lähe üle takistuste, vaid justkui voolavad nende ümber, vahel lahknedes ja siis uuesti ühinedes (need on planeedi kaardil väga selgelt nähtavad). Mõned reljeefi tunnused viitavad sellele, et jõesängid nihkusid pinna järkjärgulise tõusmise käigus ja jätkasid voolamist neile sobivas suunas.

Veel üks huvitav fakt, mis viitab vee olemasolule atmosfääris, on paksud pilved, mille välimus on seotud asjaoluga, et planeedi ebaühtlane topograafia suunab õhumassid ülespoole, kus need jahtuvad ja neis sisalduv veeaur kondenseerub jääks. kristallid.

Pilved ilmuvad Canyons Marinerise kohale umbes 50 km kõrgusel, kui Marss on oma periheelipunktis. Idast liikuvad õhuvoolud venitavad pilved üle mitmesaja kilomeetri, samas kui nende laius on mitukümmend.

Tumedad ja heledad alad

Vaatamata merede ja ookeanide puudumisele jäid heledatele ja tumedatele aladele antud nimed alles. Kui vaatate kaarti, märkate, et mered asuvad enamasti lõunapoolkeral, need on hästi nähtavad ja hästi uuritud.

Kuid millised on pimendatud alad Marsi kaardil – see mõistatus pole veel lahendatud. Enne kosmoselaevade tulekut usuti, et tumedad alad on kaetud taimestikuga. Nüüd on selgunud, et kohtades, kus on tumedaid triipe ja laike, koosneb pind küngastest, mägedest, kraatritest, mille kokkupõrgetel puhuvad õhumassid välja tolmu. Seetõttu on laikude suuruse ja kuju muutused seotud tolmu liikumisega, millel on hele või tume valgus.

Kruntimine

Veel üks tõend selle kohta, et kunagistel aegadel eksisteeris Marsil elu, on paljude teadlaste sõnul planeedi pinnas, millest suurem osa koosneb ränidioksiidist (25%), mis selles sisalduva rauasisalduse tõttu annab mullale punaka varjundi. . Planeedi pinnas sisaldab palju kaltsiumi, magneesiumi, väävlit, naatriumi ja alumiiniumi. Pinnase happesuse suhe ja mõned selle muud omadused on nii lähedal Maa omadele, et taimed võivad neile kergesti juurduda, mistõttu teoreetiliselt võib elu sellises pinnases eksisteerida.

Pinnases avastati veejää olemasolu (neid fakte kinnitati hiljem rohkem kui üks kord). Müsteerium sai lõplikult lahenduse 2008. aastal, kui üks sonde suutis põhjapoolusel viibides pinnasest vett ammutada. Viis aastat hiljem avaldati teave, et Marsi pinnase pinnakihtides on vee hulk umbes 2%.

Kliima

Punane planeet pöörleb ümber oma telje 25,29 kraadise nurga all. Tänu sellele on päikesepäev siin 24 tundi 39 minutit. 35 sekundit, samas kui aasta jumal Marsi planeedil kestab orbiidi pikenemise tõttu 686,9 päeva.
Päikesesüsteemi neljandal planeedil on aastaajad. Tõsi, suveilmad põhjapoolkeral on külmad: suvi algab siis, kui planeet on tähest kõige kaugemal. Kuid lõunas on palav ja lühike: sel ajal läheneb Marss tähele võimalikult lähedale.

Marsi iseloomustab külm ilm. Keskmine temperatuur planeedil on −50 °C: talvel on poolusel −153 °C, suvel aga ekvaatoril veidi üle +22 °C.

Marsi temperatuurijaotuses mängivad olulist rolli arvukad tolmutormid, mis algavad pärast jää sulamist. Sel ajal tõuseb õhurõhk kiiresti, mille tulemusena hakkavad suured gaasimassid liikuma naaberpoolkera suunas kiirusega 10–100 m/s. Samal ajal tõuseb pinnalt tohutul hulgal tolmu, mis varjab reljeefi täielikult (isegi Olümpose vulkaani pole näha).

Atmosfäär

Planeedi atmosfäärikihi paksus on 110 km ja sellest peaaegu 96% koosneb süsihappegaasist (hapnik vaid 0,13%, lämmastik - veidi rohkem: 2,7%) ning on väga haruldane: punase planeedi atmosfääri rõhk on 160 korda vähem kui Maa lähedal ning suure kõrguste erinevuse tõttu kõigub see tugevasti.

Huvitav on see, et talvel koondub ja külmub poolustele umbes 20–30% kogu planeedi atmosfäärist ning jää sulamisel naaseb see atmosfääri, möödudes vedelast olekust.

Marsi pind on väga halvasti kaitstud taevaobjektide ja lainete välise sissetungi eest. Ühe hüpoteesi kohaselt oli pärast kokkupõrget selle olemasolu varases staadiumis suure objektiga löök nii tugev, et tuuma pöörlemine peatus ning planeet kaotas suurema osa atmosfäärist ja magnetväljast, mis toimis kilbina. , kaitstes seda taevakehade sissetungi ja päikesetuule eest, mis kannab endaga kiirgust.

Seetõttu on Päikese ilmumisel või horisondi allapoole laskumisel Marsi taevas punakasroosa ning päikeseketta lähedal on märgatav üleminek sinisest violetseks. Päeval on taevas kollakasoranžiks värvitud, mille annab sellele haruldases atmosfääris lendav planeedi punakas tolm.

Öösel on Marsi taevalaotuse eredaim objekt Veenus, millele järgneb Jupiter ja selle satelliidid ning kolmandal kohal on Maa (kuna meie planeet asub Päikesele lähemal, siis Marsi jaoks on see sisemine, seega nähtav ainult hommikul või õhtul).

Kas Marsil on elu

Küsimus elu olemasolust punasel planeedil sai eriti populaarseks pärast Walesi romaani “Maailmade sõda” avaldamist, mille süžees vallutasid meie planeedi humanoidid ja maalastel õnnestus vaid imekombel ellu jääda. Sellest ajast peale on Maa ja Jupiteri vahel asuva planeedi saladused huvitanud rohkem kui ühte põlvkonda ning üha rohkem inimesi tunneb huvi Marsi ja selle satelliitide kirjelduse vastu.

Kui vaadata Päikesesüsteemi kaarti, selgub, et Marss on meist lühikese vahemaa kaugusel, seega, kui Maal võiks tekkida elu, võib see Marsile tekkida.

Intriigi õhutavad ka teadlased, kes teatavad vee olemasolust maapealsel planeedil, aga ka elu arenguks sobivatest tingimustest pinnases. Lisaks avaldatakse Internetis sageli fotosid ja erialaajakirju, milles kive, varje ja muid neil kujutatud esemeid võrreldakse hoonete, monumentide ja isegi kohaliku taimestiku ja loomastiku hästi säilinud esindajate säilmetega, püüdes tõestada nende olemasolu. elust sellel planeedil ja lahti harutada kõik Marsi saladused.

Marsi pind

© Vladimir Kalanov,
veebisait"Teadmised on jõud."

Maapealsete jõgede sängidele sarnaseid moodustisi võib näha paljudes Marsi piirkondades. Need jagunevad kahte tüüpi: mähised süvendid harudega nagu lisajõed ja sügavad kanalid, mis on kogu pikkuses sama laiusega. Teist tüüpi kanaleid nimetatakse "valamuks".

Selliste moodustiste tekke kohta Marsi pinnal on kaks hüpoteesi. Esimese hüpoteesi kohaselt eksisteerisid Marsil parasvöötmes kunagi tavalised jõed. Teise hüpoteesi kohaselt tekkisid need kanalid Marsi maakoore murrust välja pääsenud võimsa veevoolu äkilise löögi tagajärjel. Selline vool võib olla ka igikeltsa kiire sulamise tagajärg. Näiteks Marinerise oru enam kui 5000 km pikkuste sügavate kanalite poolt läbi lõigatud kanjonite morfoloogia näitab selgelt, et sellised erosioonijäljed võivad jääda alles pärast ootamatult võimsa veevoolu mõju.

Marsi pinnalt leitud vee- ja jäävoogude hävitava tegevuse jäljed, samuti pooluste jäämütsid ja igikeltsa, s.o. pinnase ülemiste kihtide igikeltsa vesi tõestab, et kaugel geoloogilisel ajastul oli Marsil parasvöötme kliima ja piki selle pinda voolasid jõed, mis suubusid meredesse ja ookeanidesse. Tulevikus võib olukord planeedil eeldatavasti areneda järgmiselt. Vee aurustumise tulemusena täitub atmosfäär järk-järgult veeauru ja süsihappegaasiga. Sellest tulenev kasvuhooneefekt toob kaasa temperatuuri tõusu ja polaarmütside sulamise. Vett neelab aeglaselt planeedi pinna poorne kiht. Atmosfääri täiendanud gaasid ja aurud hajuvad avakosmosesse, sest suhteliselt väikese massiga planeet ei suuda neid pinnast suurel kaugusel hoida. Tekkiv jää suurendab pinna peegelduvust. Planeedi pinna temperatuur langeb. Pinnasesse imendunud vesi moodustab igikeltsa kihi. Möödub miljoneid aastaid. Vulkaaniline aktiivsus planeedi soolestikus on hääbumas. Planeedi sisetemperatuur langeb. Kliima on muutumas selliseks, nagu ta on nüüdisajal.

Marsi pinnal on mõningaid sarnasusi Kuu pinnaga, kuid Marsi pinna morfoloogia on keerulisem: avastatud on palju kraatreid, pikki ja sügavaid (kuni kahe kilomeetri sügavusi) kanjoneid, kustunud vulkaane ja tasaseid alasid. Tuleb märkida, et Marsi reljeefi on Maalt tehtud vaatluste abil äärmiselt keeruline üksikasjalikult uurida isegi võimsate teleskoopide abil. Marsil esinevad sageli tolmutormid, mis mõnikord kestavad kaks kuni kolm kuud või kauem. Nende tormide ajal küllastub planeedi atmosfäär tolmust ja tekivad kollased pilved, mis takistavad nähtavust ja vaatleja võib neid ekslikult pidada mõne Marsi pinna tunnusega. Marsi topograafia detailidest on tavalise teleskoobi kaudu Maalt vaatlejale kõige selgemini nähtavad vaid jäämütsidega kaetud Marsi poolused. Talvel mütsid heledavad ja suurenevad, sest... Jääkoorele lisatakse süsihappegaasist valmistatud kuivjääd. Pooluste jääkate hõlmab suuri alasid, ulatudes 60° põhjalaiuseni ja 60° lõunalaiuseni.

Niipea, kui saabub soe aastaaeg, toimub kuivjää sublimatsioon, s.t. selle üleminek tahkest olekust otse süsinikdioksiidiks. Süsinikdioksiid või õigemini selle segu teiste atmosfääri komponentidega hakkab liikuma vastaspoolusele. Tihtipeale toimub mõnel siiani ebaselgetel põhjustel kuivjää sublimatsioon väga kiiresti ja siis tekivad pikaajalised tolmutormid, mida just mainisime. Olgu lisatud, et vaatamata atmosfääri madalale tihedusele võib tuule kiirus ulatuda mitmesaja meetrini sekundis. Selline torm võib ümber lükata Marsi pinnale maandunud raskeima sõiduki, mis väidetavalt juhtus Nõukogude automaatsete planeetidevaheliste jaamadega "Mars-3" Ja "Mars-6" .

Marsi reljeefi detailide hulgas on selline ainulaadne objekt nagu 27 km kõrgune kustunud vulkaan. Selle mäe avastas Ameerika AMS Meremees 9

aastal 1971 ja sai nime Olympus (Olympus – lat.). Arvatakse, et see mägi on kõrgeim kogu päikesesüsteemis.

Hiiglaslik vulkaanikoonus “Nix Olympica”, millel on 500 km läbimõõduga alus ja 40 km laiune (!) kraater, ei tunduks maalastele vähem muljetavaldav. See objekt avastati ka automaatse planeetidevahelise jaama abil.

Marsi pinna spetsiifilise värvuse punakaskollasest punakaspruunini annavad ränidioksiidiga segatud raudoksiidide hüdraadid – ligikaudu sama liivaga (SiO 2) nagu Maal. Marsi pinna uurimisega seotud kurioosumite hulgas on poleemika, mis lahvatas pärast ühte Ameerika AMS-i seeria kümnetest tuhandetest piltidest.(juuli-september 1976) avastati sfinksi meenutav kujutis. Selle pildi avastanud NASA spetsialist pakkus pärast selle arvutis töötlemist, et pildil kujutatud objekt on kunstlik. Kired on taas lõkkele löönud igavese küsimuse ümber, kas Marsil on intelligentset elu või vähemalt on see kunagi olnud. Tüliga ühinesid ka nõukogude spetsialistid. Kõik tahtsid mõista Marsi "sfinksi" olemust, mille kõrgus on 300 meetrit ja läbimõõt 1500 meetrit. Kõik rahunesid alles pärast seda, kui said aru, et pildil on kujutatud loodusobjekti, Marsi reljeefi elementi, mis oli ilmastikuoludes. Kõik muu on kujutlusvõime ja spetsiaalselt välja töötatud programmi abil arvutitöötluse tulemus. Inimene ei näe mõnikord mitte seda, mis tegelikult olemas on, vaid seda, mida ta näha tahab.

Marsi poolkerad erinevad üksteisest märgatavalt oma pinna olemuse poolest. Põhjapoolkera näeb välja nagu sile, homogeenne tasandik, millel on vähe kraatreid. Lõunapoolkeral on suurte ja väikeste kraatrite arv mitu korda suurem kui põhjapoolkeral, mis viitab selle poolkera vanemale vanusele. Lõunapoolkera pind tekkis umbes 3,8 miljardit aastat tagasi, ajastul, mil kõik päikesesüsteemi objektid puutusid kokku võimsa meteoorivooluga.

Piirkonnal nimega Tharsis on omapärane pinnamorfoloogia. See asub mõlemal pool Marsi ekvaatorit. Selles piirkonnas on vulkaanilise päritoluga mäed: Askreus, Arsia, Pavonis, Olympus ja Valis Marinerise kanjon.

Marsi geoloogilisel struktuuril puuduvad Maale iseloomulikud tektoonilised plaadid. Pärast Marsi pinna jahtumist selle maakoor tihenes, tektooniline areng toimus evolutsiooniliselt, mis ei toonud kaasa tektooniliste plaatide teket. Selle tulemusena moodustus Marsi pind ühtse litosfääriplaadina.

Kaasaegsete ideede kohaselt on planeedil Mars järgmine struktuur. Planeedi sees on tuum, mis koosneb rauast ja rauda sisaldavatest ainetest. Südamiku raadius on 1500 km. Südamiku kohal on mantlikiht, mis sisaldab silikaate. Mantli paksus on ligikaudu 1800 km. Koor, st. Marsi pinnase pealmine kiht on umbes 100 km paksune. Teadlaste arvates peaks planeedi keskpunkti tihedus ulatuma 8,5 g/cm³-ni. Tuum on osaliselt vedel ja koosneb peamiselt rauast 14-17% (massi järgi) väävlilisandiga ning kergete elementide sisaldus on kaks korda suurem kui Maa tuumas.

Marsi suhteliselt madal tihedus võrreldes teiste maapealsete planeetidega näitab, et selle tuum sisaldab lisaks rauale (raud- ja raudsulfiid) tõenäoliselt suhteliselt suures koguses sulfiide.

© Vladimir Kalanov,
"Teadmised on jõud"

Kallid külastajad!

Teie töö on keelatud JavaScript. Palun lubage oma brauseris skriptid ja saidi kõik funktsioonid avaneb teile!

"Meie jäljed jäävad kaugete planeetide tolmustele radadele," kõlas nõukogude laul. Ja nii see juhtuski. Võtame näiteks Marsi: sellel olevad rajad on tõesti tolmused: atmosfäär on seal muidugi vähem tihe kui Maal, kuid gravitatsioonijõud on neli korda väiksem ja haruldaste gaaside liikumine tõstab kergesti tolmusambaid kõrgemale. Marsi pinnale ja mõnikord ka globaalsele (siis on kogu planeedil tolmutormid. Registreeritud pikim kestis septembrist 1971 kuni jaanuarini 1972 ehk peaaegu pool Maa aastat. Siit saate teada, millised tolmukuradid Curiosity kulguriga kinni püüdnud.

Rajad on tolmused ja Marsil on jälgi inimestest – laiemas mõttes. Nüüd on seal umbes kaks tosinat tehisseadet: kolm Nõukogude seadet, üheksa Ameerika, üks Briti ja "Schiaparelli", mille ehitasid Venemaa teadlaste osalusel Euroopa Kosmoseagentuuri spetsialistid, ning orbiidilt lahkunud orbitaaljaamad: mitte kõik need on teada, kus nad praegu asuvad, seetõttu on võimatu nimetada täpset arvu tehissõidukeid, mida praegu Marsi liiv minema pühib.

Mars-1 ja Mars-2: esimene, kuid ebaõnnestunud

Esimesed olid nõukogud. 1971. aastal jõudsid Punase planeedi pinnale kaks automaatset planeetidevahelist jaama (AIS) Mars-2 ja Mars-3. Igaüks kandis väikest ProOP-M kulgurit - libisemiskasti, mis oli kinnitatud 15-meetrise kaabliga statsionaarse mooduli külge: ProOP-id pidid andma esimesed kohapeal tehtud fotod kauge planeedi pinnast.

Mõlemal ei vedanud: nad maandusid 1971. aasta novembris ja detsembris keset kõige kohutavamat ülemaailmset tolmutormi. Mars 2 kukkus maandumisel alla, Mars 3 maandus kahjustusteta ja see oli võit: esimene edukas pehme maandumine Marsi pinnale ajaloos. Jaam alustas isegi televisioonisignaali Maale saatmist, kuid 14,5 sekundi pärast see peatus ega suhelnud enam. Mis juhtus, on siiani ebaselge. Kuid missioon ei olnud täielik ebaõnnestumine: esiteks said teadlased Marsi pinnast esimese pildi - nii:

Ja teiseks oli lisaks maandumismoodulile orbitaaljaam ja see töötas ausalt detsembrist augustini, edastades Maale magnetvälja, atmosfääri koostise, foto- ja IR-radiomeetria mõõtmiste tulemusi.

Nõukogude kulgurid ei suutnud Marsile jälge jätta. See näeks ebatavaline välja: kui ProOP-id oleks läinud, oleksid nad endast maha jätnud mitte raja, vaid suusaraja. Seitsmekümnendate alguses ei teadnud nad Marsi pinna väljanägemisest üldse midagi ja nõukogude insenerid pakkusid välja võimaluse kasutada "suusad" - juhuks, kui Marss on lumeväljad või lõputud liivad.

Esimesed õnnestumised, viikingite missioon

Esimene täielikult õnnestunud missioon Marsile oli Ameerika Vikingi missiooni orbitaaljaama-maanduri paarid. Esimene viiking laskus edukalt pinnale ja tegutses üle kuue aasta. Viking oleks tööd jätkanud, kui poleks programmi uuendamisel tekkinud operaatoriviga: seade vaikis 1982. aastal igaveseks. Teine Viking pidas vastu neli aastat, kuni patareid töötasid. Viikingid tegid ja saatsid Maale tagasi esimesed fotod Marsist, sealhulgas panoraam- ja värvifotod.

Viking II jäädvustatud must-valge panoraam Marsist

Külastaja: esimene rattur

Sellest ajast peale pole Marsi külastatud enne, kui Delta II kanderakett tõusis 1996. aastal õhku Mars Pathfinderi missiooniga – hiljem Carl Sagani järgi nime saanud maandur ja kulgur Sojourner.

Sojourner tegi suurepärast tööd: see oli mõeldud 7 sooli jaoks (Marsi päevad), kuid see töötas üle 80, läbis maapinnal 100 meetrit, saatis Maale tagasi palju fotosid Marsi pinnast ja spektromeetria tulemusi.

NASA esimesed ebaõnnestumised: Mars Surveyor 98

Sellele programmile pandi suuri lootusi: kaks kosmoselaeva – Mars Climate Orbiter Marsi orbiidilt uurimiseks ja Mars Polar Lander. Pärast otsustasid nad, et mõlema seadme õnnetuses ei olnud süüdi atmosfäärihäired ega operaatorivead, vaid rahapuudus ja kiirustamine. Laskumismoodulil lendasid Marsile Deep Space 2 penetrator sondid, mis pidid kiirust koguma, planeedi pinnale sisenema ja Maale andmeid pinnase koostise kohta edastama.

Beagle'i ebaõnnestumine

2003. aastal saatsid britid Marsile seadme: Charles Darwini laeva mälestuseks nimetatud maandumismoodul Beagle 2 pidi otsima Marsil elu jälgi. missioon lõppes ebaõnnestumisega; side seadmega katkes maandumisel. Alles 2015. aastal leiti Beagle fotodelt ja õnnetuse põhjusest saadi aru: seadme päikesepaneelid ei olnud rakendunud.

Edulugu: Vaim, Võimalus, Uudishimu

NASA Marsi triumfi lugu algab 2004. aastal. Üksteise järel maanduvad Marsile neli kosmoselaeva, kolm kulgurit – Spirit, Opportunity, Curiosity ja Phoenixi automaatjaam – esimene ja seni ainus Marsi ringpolaarses piirkonnas. Võimalus ja uudishimu on endiselt käimas. Esimesed Nõukogude sondid hävitanud Marsi tuulest on saanud abivalmis abiline: see puhub Opportunity päikesepaneelidelt minema tolmu ja liiva.

Kolm edukat NASA kulgurit (mudelit): Sojourner, Opportunity, Curiosity

Opportunity tõestas, et Marsil oli kunagi vett ja värsket vett ning Curiosity saavutuste nimekiri on liiga ulatuslik, et seda siin loetleda. Suurim ja raskeim sõiduk, mis kunagi Punasel planeedil maandunud, on Curiosity tohutu võrreldes esimeste Nõukogude kulguritega, mis ei olnud suuremad kui mikrolaineahi. Curiosityga on suured lootused: selleni jäänud aja jooksul peaks seade teadlastele ütlema kõik, mida nad peavad teadma, et inimesi Marsile saata. Marsi kulgur määrab pinnase koostise ja mõõdab taustkiirgust; ta on geoloog, klimatoloog ja natuke ka bioloog – vähemalt otsib ta pinnasest ja atmosfäärist tõendeid selle kohta, et Marsil võivad või võivad toimuda protsessid, mis on iseloomulikud elule sellisel kujul, nagu me seda Maal tunneme.

Viimased külalised Marsil ja selle lähiümbruses on Vene-Euroopa ExoMarsi missiooni sõidukid. Eelmisel aastal ellu viidud missiooni esimene osa koosnes orbitaal- ja laskumisplokkidest. Orbitaal võttis edukalt oma koha orbiidil ja Schiaparelli maandur kukkus alla, olles siiski suutnud saata viimase teate - mõõtmiste tulemused ja oma süsteemide parameetrid. 2020. aastal suundub missiooni teine ​​osa Marsile – maandur ja kulgur. Nende konstruktsioonis võetakse arvesse puudusi, mis viisid Schiaparelli õnnetuseni, nii et neil näib olevat suurem võimalus lennata.