Jaký je povrch Marsu? Vypadá to, že 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%.

oběžná rychlost v průměru 24,13 km / s. Mareš zcela obklopuje slunce pro pozemní dní 686.98, který přesahuje dobu, na zemi dvakrát, a otáčí kolem vlastní osy, je téměř stejná jako na zemi (24 h 37 min). Sklon k ekliptice různých odhadů se určí z 1,51 ° až 1,85 °, a sklon k rovníku 1,093 °. Sun vzhledem k rovníku orbitě kolem Marsu se sklonem 5,65 ° (a Země - asi 7 °). Významný sklon planetární rovník na orbitální rovině (25,2 °) vede k zásadním změnám v sezónního klimatu.

Fyzikální parametry planety

Mars mezi planet sluneční velikost systému je sedmý a vzdálenosti od Slunce zaujímá čtvrtou pozici. objem Planet je 1,638 x 1011 kubických kilometrů a hmotnost 0,105-0,108 zemní hmotě (6,44 * 1023 kg), což je hustotu asi 30% (3,95 g / cm ^3). Gravitační zrychlení na rovníku Marsu stanovena v rozmezí od 3.711 do 3,76 m / s². Plocha povrchu se odhadují na 144 800 000 km?. Atmosférický tlak se pohybuje v rozmezí 0,7-0,9 kPa. Rychlost nutné překonat gravitaci (druhý prostor) - 5072 m / s. Na jižní polokouli Marsu povrchu k průměru 3-4 km vyšší než na severu.

klimatické podmínky

Celková hmotnost Mars atmosféry je přibližně 2,5 x 1016 kg, ale v průběhu roku se značně liší v důsledku tavení nebo „interpretován jako zmrazení“ obsahující oxid uhličitý polární čepičky. Průměrný tlak na úrovni hladiny (asi 6,1 kPa) při teplotě téměř 160 krát méně než u povrchu naší planety, ale v hlubokých bazénech dosahuje 10 kPa. Podle různých zdrojů, sezónní tlakové rozdíly v rozmezí od 4,0 do 10 mbar.

V 95.32% Mars atmosféra sestává z oxidu uhličitého, asi 4% z frakce argonu a dusíku a kyslíku spolu s vodní párou, je menší než 0,2%.

Silnorazrezhennaya atmosféra nemůže dlouho udržet 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. South horká léta a krátké a zima je chladná a dlouhá.

Sezónní změny klimatu nejzřetelněji projevuje v chování polárních čepiček skládaný led dopovaných jemnými prachových částic skály. Přední část severní polární čepičky může být odstraněn z pole position o téměř jednu třetinu vzdálenosti od rovníku a jižního okraje víčka přijde do 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“.

Martian prachové bouře

„Vystavení“ prašné bouře, jejich velikost a chování pomohl odhalit tajemství, které již dlouho držel Mars. Povrch planety záhadně mění barvu od starověku okouzlující pozorovatele. Příčina „hameleonstva“ 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.

Nukleační prašné bouře také přispívá k dramatickému zvýšení atmosférického tlaku v důsledku odpaření zmrazené oxid uhličitý zimních polárních čepiček.

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 skladby byly výmluvně pruhovaný obří výkresy, které jsou již dlouho zůstávaly záhadou.

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

Velmi plodná na tornáda byly obrazy povrchu Marsu z sondou Mars Global Surveyor, který obíhá planetu 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. Víry pracovat, obvykle sám, ale také na skupiny „myšlenek“ se nevzdávají.

odlehčovací funkce

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 reliéf nabízí planety asymetrii díky svému 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.

Převládající formy reliéfu, charakterizující povrch Marsu, představuje různé geneze 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.

Kruhové kráter mísy a velké (více než 15 km v průměru) krátery jsou určující morfologické struktury pro většinu z jižní polokoule.

Nejvyšší oblasti planety se jmény Tharsis a Elysium jsou na severní polokouli a jsou obrovské sopečné plošině. Tharsis plošina s výhledem na prostý okolí téměř 6 km, se táhne podél délky 4000 km a 3000 km táhne v šířce. Na plošině jsou 4 obří výška vulkán 6,8 km (hora alba) na 21,2 km (Olympia, 540 km průměr). Vrcholcích hor (sopky) Pavlin / Pavonis (Pavonis), Askriyskaya (Ascraeus) a Arsiya (Arsia) jsou v nadmořské výšce 14, 18 a 19 km, resp. Mount Alba stojí na severo-západně od přísného řady dalších sopky a sopečné desce ústředny je struktura asi 1500 kilometrů v průměru. Sopka Olympus (Olympus) - nejvyšší hora nejen na Marsu, ale v celé sluneční soustavě.

Od východu na západ a na Tharsis sousedním dvou širokých meridionální deprese. 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 rovníkové oblasti Marsu umístěna druhá největší sopečné Elysium plošinu asi 1500 kilometrů v průměru. Plateau vyčnívající nad základnou 4-5 km a nese tři sopky (vlastně hora Eliza Albor Tholus a hora Hekaté). Nejvyšší hora Elysium se zvýšil na 14 km.

Na východ od plošiny Tharsis v rovníkové oblasti se táhne gigantickém měřítku Mars (téměř 5 km) riftoobraznaya systém z údolí (kaňonů) Mariner, je delší než jeden z největších na Zemi Grand Canyon je téměř 10 krát a 7 krát širší a hlubší. Šířka údolí v průměru 100 km a téměř svislými stranami svých říms dosahují výšky 2 km. Liniové stavby naznačuje, že se tektonického původu.

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 km).

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.

Mars je známo ještě asi 40 takových multi-kroužek povodí, ale menší velikost.

severní polokoule je největší na planetě Plain (Northern Plain), které hraničí s polární oblast. Značky jsou hladké pod povrchem na nulovou hodnotu.

eolické 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 členitý topografie planety je zploštělý volné naplavených usazenin.

Eolské krajiny složené z písku a prachu tonkoalevritovym materiálu, vytvořené jako výsledek větru činnosti, 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 osvobození od cla, „vytvořené Eolom“ načasováno tak, aby uzavřené konstrukce - dna velkých kaňonů a krátery.

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

Vrstvená eolian-ledová útvar složený smísí se srážení ledovců polární čepičky planety. Jejich kapacita se odhaduje na několik kilometrů.

Geologických charakteristik povrchu

Podle jednoho existujícího moderní hypotézy složení a geologickou strukturu Marsu první primární látky tavit vnitřní planetě malé jádro obsahuje hlavně železo, nikl a síra. Poté, kolem jádra tvořena tloušťkou homogenní složení litosféry s kůře okolo 1000 km, což je pravděpodobné, a dnes stále sopečné činnosti na povrchu s uvolněním všech nových částí magma. Tloušťka marťanské kůry se odhaduje na 50-100 km.

Vzhledem k tomu, lidé se začali dívat na nejjasnější hvězdy, vědci, stejně jako všichni sousedé nejsou lhostejní k univerzálním lidí, mimo jiné tajemství, především zajímá, co na povrchu Marsu.

Téměř celá planeta potažená vrstva hnědavě žlutočervené prach smícháním s tonkoalevritovogo a písečné materiálu. Hlavními složkami jsou volné půdy silikáty s velkou příměsí oxidů železa, které dávají povrch načervenalý odstín.

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 stratifikaci skal může signalizovat jejich tvorby v mořích a jezerech. Oblasti sedimentu zaznamenáno na mnoha místech planety, a nejvíce často se vyskytují ve velkých kráterů.

Vědci nevylučují a „suché“ tvorba kalu Marsu prachu s jejich dalším lithification (zkamenění).

tvorba mráz

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 tání ledu, který, podle pořadí, je rozvoj vodní eroze, stopy, z nichž je možné vidět i dnes.

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.

Víry, vzdělání, jaký je pohled na satelitních snímků vrstvených vklady v polárních oblastech planety, v blízkosti jsou systémem teras, říms a depresí, které tvoří různé formy.

Depozita polární čepice energie několika kilometrů vrstev se skládá z oxidu uhličitého a vody, ledu, smísí se se bahna a tonkoalevritovym obrázky.

Kryogenní lomové procesní sekvence spojené provalno-prohýbání reliéfu charakteristické rovníkové oblasti 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.

Spolehlivě stanovena ve stávajících zásob vody na Marsu jsou soustředěny především v povrchové vrstvě permafrostu (kryosféře) s kapacitou až několik stovek metrů.

Vědci nevylučují existenci reliktních jezer kapalné vody a pod vrstvami polárních čepiček. Na vypočtený objem založené cryolithosphere zásoby Mars voda (led) se odhaduje na 77 milionů kubických kilometrů, a pokud vezmeme v úvahu pravděpodobný objem rozmražených hornin, by mohla být tato částka snížena na 54 milionů kubických kilometrů.

Kromě toho se předpokládá, že za cryolithosphere mohou být zásobníky pro obrovské zásoby slané vody.

Mnoho důkazů naznačuje přítomnost vody na povrchu planety v minulosti. Hlavní svědci jsou minerály, tvorba, která zahrnuje účast vody. To je v první řadě hematit, jílové minerály a sulfáty.

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. Sníh se tvoří v širokém rozsahu výšek od 10 do 100 km a je zaměřena především v rovníkové pásu, málokdy stoupá nad 30 km.

Ledová mlha a mraky jsou běžné a v blízkosti polárních čepiček v zimě (polární tmy), ale zde mohou „potopit“ pod 10 km.

Mraky mohou být barevné ve světle růžové barvy, když se částice ledu smísí s prachem zvířeným z povrchu.

Nahrané mraky různých tvarů, včetně vlnitý, pruhované a pernaté.

Martian krajinu z výšky lidského růstu

Poprvé vidět, Vypadá to, že povrch Marsu s výškou vysokého muže (2,1 m) nechá ozbrojeného kamera „ruka“ rover zvědavost v roce 2012. 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 bylo zjištěno, že jílové minerály vytvořené v přítomnosti vody s hodnotou neutrální kyseliny a malé koncentraci 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.

Jitřenka Marsu

Od května 2003, cestoval po celém světě snímek 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 získal více „krásný“, než poprvé.