Cal é a superficie de Marte? Parece que a superficie de Marte?

Parpadeando en tempos de enfrontamento cunha cor vermelho sanguinolento e provocando un medo místico primordial da misteriosa e misteriosa estrela que os antigos nomeados en honor do deus da guerra Marte (entre os gregos Ares), difícilmente sería un nome de muller. Os gregos aínda o chamaron Phaeton para a aparencia "radiante e brillante", coa cal a superficie de Marte debe unha cor brillante e un alivio "lunar" con cráteres volcánicos, amortecendo os impactos de meteoritos xigantes, vales e desertos.

Características orbitais

A excentricidade da órbita elíptica de Marte é 0.0934, e determina a diferenza entre o máximo (249 millóns de km) e as distancias mínimas (207 millóns de km) do Sol, o que fai que a cantidade de enerxía solar que entra no planeta varíe entre un 20-30%.

A velocidade da órbita é de media 24.13 km / s. Marte circunda completamente o Sol por 686.98 días terrestres, que supera o período da Terra por un factor de dous e ao redor do seu propio eixe é case o mesmo que a Terra (en 24 horas e 37 minutos). O ángulo de inclinación da órbita ao plano da eclíptica varía de 1,51 a 1,85 °, ea inclinación da órbita ao ecuador é de 1,093 °. En canto ao ecuador do Sol, a órbita de Marte inclínase nun ángulo de 5,65 ° (e a Terra é de aproximadamente 7 °). A inclinación significativa do ecuador do planeta ao plano da órbita (25.2 °) conduce a cambios climáticos temporais significativos.

Parámetros físicos do planeta

Marte entre os planetas do sistema solar en tamaño está en sétimo lugar, e no afastamento do Sol toma a cuarta posición. O volume do planeta é de 1.638 × 1011 km³ e o peso é de 0.105-0.108 da masa terrestre (6.44 * 1023 kg), obténdose a unha densidade de aproximadamente o 30% (3.95 g / cm ³ ). A aceleración da caída libre na zona do ecuador de Marte está determinada no rango de 3.711 a 3.76 m / s. A área de superficie estímase en 144,800,000 km². A presión atmosférica oscila entre 0,7-0,9 kPa. A velocidade necesaria para superar a gravidade (a segunda misión espacial) é de 5 072 m / s. No hemisferio sur, a superficie de Marte é 3-4 km máis elevada no nivel medio que no norte.

Condicións climáticas

A masa total da atmosfera de Marte é de aproximadamente 2.5 * 1016 kg, pero durante o ano isto cambia moito debido ao derretimento ou "intención" dos tapóns polares que conteñen carbono. A presión media no nivel da superficie (aproximadamente 6.1 mbar) é case 160 veces menor ca a superficie do noso planeta, pero en depresións profundas alcanza os 10 mbar. Segundo diferentes fontes, as diferenzas de presión estacional varían entre 4.0 e 10 mbar.

En 95,32%, a atmosfera de Marte consiste en dióxido de carbono, preto do 4% son argón e nitróxeno, eo osíxeno xunto co vapor de auga é inferior ao 0,2%.

A atmosfera fortemente disipada non pode aguantar moito tempo. A pesar da "cor quente" que se destaca entre o outro planeta Marte, a temperatura superficial cae no inverno a -160 ° C no polo e no ecuador no verán, durante o día, a superficie só pode quentar ata + 30 ° C.

O clima é de natureza estacional, como na Terra, pero o alongamento da órbita de Marte leva a unhas diferenzas significativas no réxime de duración e temperatura das estacións. A fría primavera eo verán do hemisferio norte colectivamente duran moito máis da metade do ano marciano (371 mars) e o inverno con outono son curtos e suaves. O verán meridional é quente e curto, eo inverno é frío e longo.

Os cambios estacionais no clima móstranse máis claramente no comportamento dos casquetes polares compostos de xeo cunha mestura de partículas de rocha pulverizada finamente dispersas. A fronte da tapa polar septentrional pode ser retirada do polo por case un terzo da distancia ao ecuador, ea fronteira da tapa sur alcanza a metade desta distancia.

Un termómetro situado exactamente no foco dun reflector telescópico dirixido a Marte, a temperatura na superficie do planeta xa estaba determinada a principios dos anos 20 do século pasado. As primeiras medicións (antes de 1924) mostraron valores de -13 a -28 ° C, e en 1976 os límites de temperatura máis baixa e alta foron especificados pola nave espacial Viking que aterrou en Marte.

Tempestades de po de Marte

"Expoñer" as tormentas de po, a súa escala e comportamento permitiunos descubrir o misterio que Marte mantivo durante moito tempo. A superficie do planeta cambia misteriosamente a cor, desde unha profunda antigüidade fascinadora de observadores. A razón para o "camaleón" foi tormentas de po.

Os cambios bruscos nas temperaturas do Planeta Vermello causan a furia dos ventos violentos, cuxa velocidade alcanza os 100 m / s ea baixa gravidade, a pesar do aire rarificado, permite que os ventos eleven enormes masas de po a unha altura de máis de 10 km.

A creación de tormentas de po tamén se ve facilitada por un aumento acentuado na presión atmosférica causada pola evaporación do dióxido de carbono conxelado das tapas polares de inverno.

As tormentas de po, como as imaxes da superficie do espectáculo de Marte, gravitan espacialmente cara ás tapas polares e poden cubrir enormes áreas, que duran ata 100 días.

Outra atracción polvorienta, que Marte debe a cambios de temperatura anormais, son tornados, que, a diferenza dos "compañeiros" terrestres, percorren non só nas zonas desérticas, senón que tamén se atopan nas crestas dos cráteres do volcán e os cráteres de percusión, o que significa ata 8 km. Os seus rastros foron xigantescos debuxos de raias ramificados, que durante moito tempo permaneceron misteriosos.

As tormentas de po e os tornados ocorren principalmente durante os grandes enfrontamentos, cando no hemisferio sur o verán cae sobre o período do paso de Marte a través do máis próximo ao Sol o punto da órbita do planeta (perihelio).

Moi vivos nos tornados foron as imaxes da superficie de Marte, fixo a nave Mars Global Surveyor , que estivo en órbita desde 1997.

Algúns tornados deixan rastros, arrasan ou succionan a capa de superficie solta de partículas finas de chan, outras non deixan nin sequera "impresións dixitais", o terceiro, furor, traza figuras intrincadas, para o que se chamaban diaños de po. Os vórtices funcionan, por regra, por si só, pero tampouco se rexeitan das "representacións" do grupo.

Características do relevo

Probablemente todos os que, armados cun poderoso telescopio, primeiro fixeron unha ollada a Marte, a superficie do planeta inmediatamente recordou a paisaxe lunar e, en moitas áreas, é certo, pero aínda a xeomorfoloxía de Marte é orixinal e única.

As características rexionais do alivio do planeta débense á asimetría da súa superficie. As superficies predominantemente planas do hemisferio norte están por baixo do nivel condicionalmente cero durante 2-3 km, e no hemisferio sur complicado por cráteres, vales, canóns, ocos e outeiros, a superficie está a 3-4 km sobre a base. A zona de transición entre dous hemisferios de entre 100 e 500 km de ancho é morfológicamente expresada por un bordo xigante fuertemente erosionado case 2 km de altura, cubrindo case 2/3 do planeta ao longo da circunferencia e trazado por un sistema de fallas.

As formas predominantes de socorro que caracterizan a superficie de Marte están representadas por cráteres cráteres de varias xénese, elevacións e depresións, estruturas de percusión de depresións circulares (cuencas anulares), elevacións linealmente alongadas (crestas) e ocos abruptamente oblongos de forma irregular.

Ascensos planos xeneralizados con bordos inclinados (montañas de mesa), extensos cráteres planos (volcáns de escudo) con pendentes erosionadas, vales con afluentes e manga, altitudes elevadas (mesetas) e rexións de vales tipo canyon (labirintos) intercalados aleatoriamente.

Característica de Marte son as depresións desastrosas cun relevo caótico e sen forma, pasos (complexos) construídos de forma complexa (faltas), unha serie de crestas e surcos sub-paralelos e extensas chairas dunha aparencia completamente "terrestre".

As cuncas do cráter de aneis e os grandes cráteres (máis de 15 km de diámetro) son as estruturas morfolóxicas que definen a maior parte do hemisferio sur.

As rexións máis altas do planeta cos nomes Farsida e Elysium están no hemisferio norte e representan enormes terras altas volcánicas. A meseta de Tarsida, que se eleva sobre un contorno plano de case 6 km, esténdese por 4.000 km de lonxitude e esténdese por 3000 km de latitude. Na meseta hai 4 volcáns xigantes cunha altura de 6,8 km (Montaña Alba) a 21,2 km (Olympus, diámetro 540 km). Os picos das montañas Peacock / Pavonis, Ascraeus e Arsia están a unha altura de 14, 18 e 19 km respectivamente. O Monte Alba destaca ao noroeste dun estricto número de outros volcáns e ten unha estrutura volcánica de escudo cun diámetro duns 1500 km. O volcán Olympus é a montaña máis alta, non só en Marte, senón tamén en todo o sistema solar.

Desde o leste e oeste, dúas extensas terras baixas meridionales se unen á provincia de Farsida. As marcas na superficie da chaira occidental co nome Amazonia están próximas ao nivel cero do planeta e as partes máis baixas da depresión oriental (a chaira de Chrysea) están por baixo do nivel cero por 2-3 km.

Na rexión ecuatorial de Marte, a segunda meseta volcánica máis grande de Elisius ten uns 1500 km de diámetro. A meseta sobe por riba da base por 4-5 km e ten tres volcáns (Monte Eliziy propiamente dita, cúpula de Albor e montaña de Hecate). A montaña máis alta Eliziy creceu a 14 km.

Ao leste da Meseta de Farsida, na rexión próxima ao ecuador, un xigante sistema de vales (canóns) en forma de bordo esténdese por case unha milla (5 km), superando en lonxitude un dos maiores na terra do Gran Canón en case 10 veces e 7 veces máis ancho e máis profundo. O ancho dos vales en promedio é de 100 km e os bordos case verticais dos seus lados alcanzan unha altura de 2 km. A linealidade das estruturas indica a súa orixe tectónica.

Dentro das alturas do hemisferio sur, onde a superficie de Marte simplemente está espallada con cráteres, hai a maior depresión de choque circular no planeta cos nomes Argyr (uns 1500 km) e Ellada (2300 km).

A chaira de Hellas é máis profunda que todas as depresións do planeta (case 7000 m por debaixo do nivel medio), eo exceso da chaira de Argyr en relación ao nivel da elevación circundante é de 5,2 km. Unha terra baixa redondeada semellante, a chaira de Isis (1100 km), está situada na rexión ecuatoriais do hemisferio oriental do planeta e no norte colinda coa chaira do Elysium.

En Marte, hai preto de 40 cuencas similares, pero máis pequenas.

No O hemisferio norte é o máis grande do planeta terra baixa (chaira do norte), bordeando a rexión polar. As marcas lisas están por baixo do nivel cero da superficie do planeta.

Paisaxes eolianas

Sería difícil describir a superficie da Terra en poucas palabras, referíndose ao planeta no seu conxunto, pero pódese facer unha idea do tipo de superficie que ten Marte, se acaba de chamalo sen vida e seco, de cor marrón avermellado e rocoso, porque O relevo desmembrado do planeta está suavizado polos depósitos aluviais soltos.

As paisaxes eolianas, compostas de aleuritas finais con po e formadas como resultado da actividade do vento, abarcan case todo o planeta. Estes son comúns (como na terra), barxanos (transversais, lonxitudinais e diagonais) de tamaño desde os primeiros centenares de metros ata os 10 km, así como depósitos eolian-glaciais en capas de casquetes polares. Un alivio especial, "creado por Aeolus", está confinado a estruturas pechadas: os fondos de grandes canóns e cráteres.

A actividade morfolóxica do vento, que determina as características peculiares da superficie de Marte, maniféstase na erosión intensiva (deflación), o que levou á formación de superficies característicos "gravadas" con estruturas celulares e lineares.

As formacións eolian-glaciais en capas, combinadas con xeo mesturado con sedimentos, cobren os casquetes polares do planeta. O seu poder estímase a varios quilómetros.

Características xeolóxicas da superficie

Segundo unha das hipóteses existentes da composición moderna e estrutura xeolóxica de Marte, primeiro un núcleo interno de pequeno tamaño funde a partir da sustancia primaria do planeta, composta principalmente de ferro, níquel e xofre. Entón, ao redor do núcleo formouse unha litosfera homoxénea cun espesor duns 1000 km, na que probablemente, ata hoxe, a actividade volcánica activa continúa coa liberación de todas as porcións novas de magma á superficie. O espesor da codia marciana estímase en 50-100 km.

Desde que o home comezou a mirar as estrelas máis brillantes, os científicos, así como todos aqueles que non eran indiferentes aos veciños universais, entre outros misterios, estaban interesados principalmente na superficie de Marte.

Case todo o planeta está cuberto cunha capa de po vermello-amarelento-amarelado cunha mestura de aleurita fina e material de area. Os compoñentes principais do chan solto son os silicatos cunha gran mestura de óxidos de ferro, dándolle á superficie un matiz avermellado.

Segundo os resultados de numerosos estudos realizados por naves espaciais, as fluctuaciones na composición elemental dos depósitos soltos da capa superficial do planeta non son tan significativas como para suxerir unha gran variedade da composición mineral das rochas que compoñen a codia marciana.

O contido medio de silicio (21%), ferro (12,7%), magnesio (5%), calcio (4%), aluminio (3%), xofre (3,1%), potasio e cloro (<1%) indicou que a base dos depósitos soltos da superficie son os produtos de destrución de rochas ígneas e volcánicas de composición básica próxima aos basaltos da Terra. Inicialmente, os científicos dubidaron da diferenciación significativa da cuncha rocosa do planeta en termos de composición mineral, pero os estudos de Mars Exploration Rover (EE. UU.) Sobre as rocas base do Marte levaron a un descubrimento sensacional de análogos de andesitas terrestres (rochas de tamaño medio).

Este descubrimento, confirmado posteriormente por numerosos achados de rocas similares, permitiu xulgar que Marte, como a Terra, pode ter unha casca diferenciada, que se evidencia polos contidos substanciais de aluminio, silicio e potasio.

Con base na gran cantidade de imaxes tomadas pola nave espacial e permitindo xulgar cal está composta a superficie de Marte, ademais de rochas ígneas e volcánicas, o planeta mostra a presenza de rochas volcánicas e sedimentarias e depósitos sedimentarios que son recoñecidos pola separación e estratificación característica de fragmentos de afloramentos.

A natureza da estratificación das rochas pode indicar a súa formación nos mares e lagos. As áreas de rochas sedimentarias son fixadas en moitos lugares do planeta e a maioría das veces atópanse en vastos cráteres.

Os científicos non descartan a formación "seca" dos sedimentos do seu po marciano coa súa posterior litificación (petrificación).

Formacións de permafrost

Un lugar especial na morfoloxía da superficie de Marte está ocupado por formacións de permafrost, a maioría das cales se manifestaron en diferentes etapas da historia xeolóxica do planeta como resultado dos cambios tectónicos e da influencia de factores exóxenos.

Con base no estudo dunha gran cantidade de imaxes espaciais, os científicos conclúen por unanimidade que na formación da imaxe de Marte, xunto coa actividade volcánica, a auga ten un papel significativo. As erupcións volcánicas provocaron a fusión da cuberta de xeo que, á súa vez, serviu para o desenvolvemento da erosión da auga, aínda que as pegadas aínda están visibles hoxe en día.

O feito de que o permafrost en Marte estivese formado xa nas primeiras etapas da historia xeolóxica do planeta ponse de manifesto non só polas capas polares, senón tamén por formas específicas de relevo similares á paisaxe nas zonas permafrost na Terra.

Remuíños, educación, o que é a mirada en imaxes de satélite depósitos en capas nas rexións polares do planeta, preto son un sistema de terrazas, cellas e depresións que forman as máis diversas formas.

Depósitos tapas polar potencia de capas de varios quilómetros consisten de dióxido de carbono e auga de xeo, mesturado con lodo e imaxes tonkoalevritovym.

Con secuencias de proceso á fractura criogénica conectados landforms-flaccidez provalno características da zona ecuatorial de Marte.

Auga en Marte

Na maior parte da superficie de Marte, a auga pode existir en estado líquido, debido á baixa presión, pero nalgunhas áreas, área total de preto de 30% da superficie do planeta expertos da NASA permitir que a auga líquida.

De forma fiable establecido nas reservas de auga corrente en Marte concéntranse principalmente na capa de superficie do xeo permanente (cryosphere) con capacidade ata moitos centenares de metros.

Os científicos non excluír a existencia de lagos reliquiares de auga en estado líquido e en capas das tapas polares. Con base no volume calculado cryolithosphere abastecemento de auga Mars (xeo) estímase en 77 millóns de quilómetros cúbicos, e se consideramos o volume probable de rochas descongelados, este valor pode ser reducida a 54 millóns de quilómetros cúbicos.

Ademais, cre que, baixo cryolithosphere poden encoros para os grandes reservas de auga salgada.

Un gran número de evidencias suxire a presenza de auga na superficie do planeta que no pasado. Os principais testemuñas son os minerais cuxa formación implica a participación de auga. Isto é principalmente hematita, minerais de arxila e sulfatos.

nubes marcianas

A cantidade total de auga na atmosfera, planeta "deshidratado" máis de 100 millóns de veces menor que no mundo, e aínda así a superficie de Marte é cuberta e deixar de cando imperceptible, pero aínda estas nubes azuladas, con todo, consisten po de xeo. Neve está formado nunha ampla variedade de alturas de 10 a 100 km e se concentran principalmente na franxa ecuatorial, raramente elevando-se por riba de 30 km.

néboa xeado e as nubes son comúns e preto dos casquetes polares no inverno (escuridade polar), pero aquí poden "afundir" baixo de 10 km.

Nubes pode colorido na cor-de-rosa pálido, cando as partículas de xeo son mesturados co po levantado desde a superficie.

nubes gravadas de varias formas, incluíndo ondulado, listrado e penas.

paisaxe marciana a partir da altura de crecemento humano

Por primeira vez para ver, Parece que a superficie de Marte coa altura dun home alto (2,1 m) permitiu armada curiosidade cámara "man" rover en 2012. Antes dos ollos atónitos do robot apareceu "area", rouca e grave chaira, pontilhada con pequenos cantos, con afloramentos ocasionais de plana, rochas volcánicas quizais indíxenas.

estándar aburrido e monótono dun lado animada bordo cumio montañosa do cráter Gale, e, por outra - Hulk pologosklonnaya de Monte Sharp 5,5 km de altura, que é o obxecto de caza nave espacial.

Describindo a ruta no fondo do cráter, os autores do proxecto, aparentemente non sabía que a superficie de Marte, toma rover Curiosity, será tan diversa e heteroxénea, a diferenza da expectativa para ver só o deserto molestar e monótono.

No seu camiño para montar Sharpe robot debeu superar, superficies fracturadas lamelar planares inclinadas en chanzos vulcanosedimentar pistas (a xulgar pola textura en capas en chips) rochas, e bloques desintegrou vulcanitos azulado escuro superficie de punto.

O dispositivo no decurso da disparado "listados na parte superior" obxectivos (calzado) pulsos de láser e perforado un furado pequeno (ata 7 cm de profundidade) para o estudo da composición do material das mostras. A análise deste material, en adición ao contido dos elementos de formación de roca característicos de rocas básicas (basalto), mostrou a presenza de compostos de xofre, nitróxeno, carbono, cloro, metano, hidróxeno e fósforo, é dicir, "compoñentes de vida".

Ademais, os minerais de arxila formados na presenza de auga con un valor ácido neutro e unha pequena concentración de sales se atoparon.

Con base nestes datos, combinados coa información previamente obtido científicos dobrados concluíu que miles de millóns de anos sobre a superficie de Marte foi auga en estado líquido ea densidade da atmosfera é moito máis elevado de corrente.

A estrela da mañá de Marte

Desde maio de 2003, o mundo orbitava imaxe azul crecente da Terra, feita pola sonda Mars Global Surveyor para orbitar o planeta vermello na distancia 139.000 mil quilómetros e moitos, parece que é o que a Terra parece a partir da superficie de Marte.

Pero, en realidade, o noso planeta mira de alí sobre como podemos ver a Venus de mañá e á noite, única brillo no ceo marciano negra marrón só (sen contar a pequena lúa visible) dun pequeno punto algo máis brillante que Venus.

A primeira imaxe da Terra a partir da superficie foi feita a primeira hora a bordo do rover Spirit en marzo de 2004 como a sonda Curiosity da Terra "no brazo da Lúa" posta en 2012 e resultou máis "bela" que o primeiro momento.