Gęstość atmosfery Marsa. Atmosfera Marsa - skład chemiczny, warunki pogodowe i klimat w przeszłości

Mars, podobnie jak Wenus, to planety podobne do Ziemi. Mają ze sobą wiele wspólnego, ale są też różnice. Naukowcy nie tracą nadziei na odnalezienie życia na Marsie i terraformowanie tego „krewnego” Ziemi, choć w odległej przyszłości. W przypadku Czerwonej Planety zadanie to wydaje się prostsze niż w przypadku Wenus. Niestety Mars ma bardzo słabe pole magnetyczne, co komplikuje sytuację. Faktem jest, że ze względu na prawie całkowity brak pola magnetycznego wiatr słoneczny ma bardzo silny wpływ na atmosferę planety. Powoduje rozproszenie gazów atmosferycznych, dzięki czemu dziennie w przestrzeń kosmiczną ucieka około 300 ton gazów atmosferycznych.

Według ekspertów to właśnie wiatr słoneczny spowodował rozproszenie około 90% marsjańskiej atmosfery na przestrzeni miliardów lat. W efekcie ciśnienie na powierzchni Marsa wynosi 0,7-1,155 kPa (1/110 ziemskiego ciśnienia, takie ciśnienie na Ziemi można zaobserwować wznosząc się na wysokość trzydziestu kilometrów od powierzchni).

Atmosfera na Marsie składa się głównie z dwutlenku węgla (95%) z niewielkimi domieszkami azotu, argonu, tlenu i niektórych innych gazów. Niestety ciśnienie i skład atmosfery na Czerwonej Planecie uniemożliwiają żywym organizmom lądowym oddychanie na Czerwonej Planecie. Prawdopodobnie niektóre mikroskopijne organizmy będą w stanie przetrwać, ale nie będą mogły czuć się komfortowo w takich warunkach.

Skład atmosfery nie stanowi takiego problemu. Gdyby ciśnienie atmosferyczne na Marsie było o połowę lub jedną trzecią tego, co na Ziemi, wówczas koloniści lub marsonauci mogliby przebywać na powierzchni planety o określonych porach dnia i roku bez skafandrów kosmicznych, korzystając jedynie z aparatu oddechowego. Wiele organizmów lądowych czułoby się bardziej komfortowo na Marsie.

NASA uważa, że możliwe jest zwiększenie ciśnienia atmosferycznego u sąsiada Ziemi poprzez ochronę Marsa przed wiatrem słonecznym. Ochronę tę zapewnia pole magnetyczne. Na Ziemi istnieje dzięki tzw. mechanizmowi dynama hydrodynamicznego. W płynnym jądrze planety stale krążą strumienie substancji przewodzącej prąd elektryczny (stopione żelazo), dzięki czemu wzbudzane są prądy elektryczne, które wytwarzają pola magnetyczne. Wewnętrzne przepływy w jądrze Ziemi są asymetryczne, co powoduje wzrost pola magnetycznego. Ziemska magnetosfera niezawodnie chroni atmosferę przed zdmuchnięciem przez wiatr słoneczny.

Dipol, według obliczeń autorów projektu stworzenia osłony magnetycznej dla Marsa, wygeneruje wystarczająco silne pole magnetyczne, które nie pozwoli wiatrowi słonecznemu dotrzeć do planety

Na nieszczęście dla ludzi na Marsie (i Wenus) nie ma stałego, silnego pola magnetycznego, rejestrowane są jedynie jego słabe ślady. Dzięki Mars Global Surveyor możliwe było wykrycie substancji magnetycznej pod skorupą Marsa. NASA uważa, że anomalie te powstały pod wpływem niegdyś magnetycznego rdzenia i zachowały właściwości magnetyczne nawet po utracie pola przez samą planetę.

Gdzie zdobyć tarczę magnetyczną

Dyrektor naukowy NASA Jim Green uważa, że naturalnego pola magnetycznego Marsa nie da się przywrócić, przynajmniej nie teraz ani nawet w bardzo odległej przyszłości. Ale możliwe jest stworzenie sztucznego pola. To prawda, że nie na samym Marsie, ale obok niego. Przemawiając podczas warsztatów Planetary Science Vision 2050 na temat „Przyszłości środowiska Marsa dla eksploracji i nauki”, Green zaproponował utworzenie tarczy magnetycznej. Ta tarcza, Mars L1, zdaniem autorów projektu, zamknie Marsa przed wiatrem słonecznym, a planeta zacznie przywracać swoją atmosferę. Planowane jest umieszczenie tarczy pomiędzy Marsem a Słońcem, gdzie znajdowałaby się ona na stabilnej orbicie. Planowane jest wytworzenie pola za pomocą ogromnego dipola lub dwóch jednakowo naładowanych magnesów.

Diagram NASA pokazuje, jak tarcza magnetyczna chroniłaby Marsa przed wiatrem słonecznym

Autorzy pomysłu stworzyli kilka modeli symulacyjnych, z których każdy pokazał, że po wystrzeleniu tarczy magnetycznej ciśnienie na Marsie osiągnie połowę wartości ziemskiej. W szczególności dwutlenek węgla na biegunach Marsa odparuje, zamieniając się w gaz z fazy stałej. Z biegiem czasu objawi się efekt cieplarniany, Mars zacznie się nagrzewać, lód znajdujący się blisko powierzchni planety w wielu miejscach stopi się, a planeta pokryje się wodą. Uważa się, że takie warunki istniały na Marsie około 3,5 miliarda lat temu.

Nie jest to oczywiście projekt na dziś, ale być może w następnym stuleciu ludziom uda się zrealizować ten pomysł i terraformować Marsa, tworząc dla siebie drugi dom.

Mars jest czwartą najbardziej odległą planetą od Słońca i siódmą (przedostatnią) co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym; Masa planety stanowi 10,7% masy Ziemi. Nazwany na cześć Marsa – starożytnego rzymskiego boga wojny, odpowiadającego starożytnemu greckiemu Aresowi. Mars jest czasami nazywany „czerwoną planetą” ze względu na czerwonawy odcień jego powierzchni nadawany przez tlenek żelaza.

Mars jest planetą typu ziemskiego z rozrzedzoną atmosferą (ciśnienie na powierzchni jest 160 razy mniejsze niż na Ziemi). Cechy rzeźby powierzchni Marsa można uznać za kratery uderzeniowe, takie jak te na Księżycu, a także wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe, takie jak te na Ziemi.

Mars ma dwóch naturalnych satelitów - Fobos i Deimos (w tłumaczeniu ze starożytnej greki - „strach” i „przerażenie” - imiona dwóch synów Aresa, którzy towarzyszyli mu w bitwie), które są stosunkowo małe (Fobos - 26 x 21 km, Deimos - 13 km średnicy) i mają nieregularny kształt.

Wielkie opozycje Marsa, 1830-2035

Rok	data	Odległość, A. mi.
1830	19 września	0,388
1845	18 sierpnia	0,373
1860	17 lipca	0,393
1877	5 września	0,377
1892	4 sierpnia	0,378
1909	24 września	0,392
1924	23 sierpnia	0,373
1939	23 lipca	0,390
1956	10 września	0,379
1971	10 sierpnia	0,378
1988	22 września	0,394
2003	28 sierpnia	0,373
2018	27 lipca	0,386
2035	15 września	0,382

Mars jest czwartą najbardziej odległą od Słońca (po Merkurym, Wenus i Ziemi) i siódmą co do wielkości (przewyższającą jedynie Merkurego pod względem masy i średnicy) planetą w Układzie Słonecznym. Masa Marsa stanowi 10,7% masy Ziemi (6,423 1023 kg wobec 5,9736 1024 kg dla Ziemi), jego objętość wynosi 0,15 masy Ziemi, a jego średnia średnica liniowa wynosi 0,53 średnicy Ziemi (6800 km ).

Topografia Marsa ma wiele unikalnych cech. Wygasły wulkan marsjański Olimp to najwyższa góra w Układzie Słonecznym, a Valles Marineris to największy kanion. Ponadto w czerwcu 2008 r. trzy artykuły opublikowane w czasopiśmie Nature dostarczyły dowodów na istnienie największego znanego krateru uderzeniowego w Układzie Słonecznym na północnej półkuli Marsa. Jego długość wynosi 10 600 km, a szerokość 8500 km, czyli około cztery razy więcej niż największy krater uderzeniowy odkryty wcześniej również na Marsie, w pobliżu jego bieguna południowego.

Oprócz podobnej topografii powierzchni Mars ma okres rotacji i cykle sezonowe podobne do ziemskiego, ale jego klimat jest znacznie chłodniejszy i bardziej suchy niż ziemski.

Aż do pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku wielu badaczy uważało, że na jego powierzchni znajduje się woda w stanie ciekłym. Opinia ta opierała się na obserwacjach okresowych zmian obszarów jasnych i ciemnych, zwłaszcza na szerokościach polarnych, które przypominały kontynenty i morza. Niektórzy obserwatorzy zinterpretowali ciemne rowki na powierzchni Marsa jako kanały irygacyjne dla wody w stanie ciekłym. Później udowodniono, że te rowki były złudzeniem optycznym.

Ze względu na niskie ciśnienie woda nie może istnieć w stanie ciekłym na powierzchni Marsa, ale jest prawdopodobne, że w przeszłości warunki były inne i dlatego nie można wykluczyć obecności prymitywnego życia na planecie. 31 lipca 2008 roku należąca do NASA sonda kosmiczna Phoenix odkryła na Marsie wodę lodową.

W lutym 2009 r. konstelacja badań orbitalnych krążąca wokół Marsa posiadała trzy działające statki kosmiczne: Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Satellite, więcej niż wokół jakiejkolwiek innej planety poza Ziemią.

Powierzchnię Marsa badają obecnie dwa łaziki: Spirit i Opportunity. Na powierzchni Marsa znajduje się także kilka nieaktywnych lądowników i łazików, które zakończyły eksplorację.

Zebrane przez nich dane geologiczne sugerują, że większość powierzchni Marsa była wcześniej pokryta wodą. Obserwacje przeprowadzone w ciągu ostatniej dekady ujawniły słabą aktywność gejzerów w niektórych miejscach na powierzchni Marsa. Według obserwacji wykonanych przez sondę Mars Global Surveyor części południowej czapy polarnej Marsa stopniowo się cofają.

Marsa można zobaczyć z Ziemi gołym okiem. Jej pozorna wielkość osiąga 2,91 m (w momencie największego zbliżenia się do Ziemi), co stanowi ustąpienie jasności jedynie Jowiszowi (i nie zawsze podczas wielkiej opozycji) i Wenus (ale tylko rano lub wieczorem). Zwykle podczas wielkiej opozycji pomarańczowy Mars jest najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie Ziemi, ale zdarza się to tylko raz na 15-17 lat przez jeden do dwóch tygodni.

Charakterystyka orbity

Minimalna odległość Marsa od Ziemi wynosi 55,76 mln km (kiedy Ziemia znajduje się dokładnie pomiędzy Słońcem a Marsem), maksymalna to około 401 mln km (kiedy Słońce znajduje się dokładnie pomiędzy Ziemią a Marsem).

Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 milionów km (1,52 AU), a okres obiegu wokół Słońca wynosi 687 ziemskich dni. Orbita Marsa ma dość zauważalną ekscentryczność (0,0934), więc odległość do Słońca waha się od 206,6 do 249,2 mln km. Nachylenie orbity Marsa wynosi 1,85°.

Mars jest najbliżej Ziemi podczas opozycji, kiedy planeta znajduje się w kierunku przeciwnym do Słońca. Opozycje powtarzają się co 26 miesięcy w różnych punktach orbit Marsa i Ziemi. Ale raz na 15-17 lat opozycje pojawiają się w czasie, gdy Mars znajduje się blisko swojego peryhelium; Podczas tych tak zwanych wielkich opozycji (ostatnia miała miejsce w sierpniu 2003 r.) odległość do planety jest minimalna, a Mars osiąga swój największy rozmiar kątowy wynoszący 25,1 cala i jasność 2,88 m.

Charakterystyka fizyczna

Porównanie rozmiarów Ziemi (średni promień 6371 km) i Marsa (średni promień 3386,2 km)

Pod względem rozmiaru liniowego Mars jest prawie o połowę mniejszy od Ziemi - jego promień równikowy wynosi 3396,9 km (53,2% promienia Ziemi). Powierzchnia Marsa jest w przybliżeniu równa powierzchni lądu na Ziemi.

Promień biegunowy Marsa jest o około 20 km mniejszy niż równikowy, choć okres rotacji planety jest dłuższy niż Ziemi, co pozwala przypuszczać, że prędkość rotacji Marsa zmienia się w czasie.

Masa planety wynosi 6,418·1023 kg (11% masy Ziemi). Przyspieszenie ziemskie na równiku wynosi 3,711 m/s (0,378 Ziemi); pierwsza prędkość ucieczki wynosi 3,6 km/s, a druga 5,027 km/s.

Okres obrotu planety wynosi 24 godziny 37 minut 22,7 sekundy. Zatem rok marsjański składa się z 668,6 marsjańskich dni słonecznych (zwanych solami).

Mars obraca się wokół własnej osi, nachylonej do prostopadłej do płaszczyzny orbity pod kątem 24°56°. Nachylenie osi obrotu Marsa powoduje zmianę pór roku. Jednocześnie wydłużenie orbity prowadzi do dużych różnic w czasie ich trwania - na przykład północna wiosna i lato łącznie trwają 371 zoli, czyli zauważalnie ponad połowę roku marsjańskiego. Jednocześnie występują w części orbity Marsa odległej od Słońca. Dlatego na Marsie lato na północy jest długie i chłodne, a lato na południu jest krótkie i gorące.

Atmosfera i klimat

Atmosfera Marsa, zdjęcie orbitera Viking, 1976. Po lewej stronie widoczny „uśmiechnięty krater” Halle

Temperatury na planecie wahają się od -153°C na biegunach zimą do ponad 20°C na równiku w południe. Średnia temperatura wynosi -50°C.

Atmosfera Marsa, składająca się głównie z dwutlenku węgla, jest bardzo rzadka. Ciśnienie na powierzchni Marsa jest 160 razy niższe niż na Ziemi - 6,1 mbar na średnim poziomie powierzchni. Ze względu na dużą różnicę wysokości na Marsie ciśnienie na powierzchni znacznie się zmienia. Przybliżona grubość atmosfery wynosi 110 km.

Według NASA (2004) atmosfera Marsa składa się w 95,32% z dwutlenku węgla; zawiera także 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,13% tlenu, 210 ppm pary wodnej, 0,08% tlenku węgla, tlenek azotu (NO) – 100 ppm, neon (Ne) – 2,5 ppm, wodór półciężki- deuter-tlen (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.

Według danych z lądownika Viking (1976) w marsjańskiej atmosferze oznaczono około 1-2% argonu, 2-3% azotu i 95% dwutlenku węgla. Według danych z satelitów Mars-2 i Mars-3 dolna granica jonosfery znajduje się na wysokości 80 km, maksymalne stężenie elektronów wynoszące 1,7 105 elektronów/cm3 znajduje się na wysokości 138 km, druga dwa maksima znajdują się na wysokościach 85 i 107 km.

Oświetlenie radiowe atmosfery na falach radiowych 8 i 32 cm przez Mars-4 AMS w dniu 10 lutego 1974 r. wykazało obecność nocnej jonosfery Marsa z głównym maksimum jonizacji na wysokości 110 km i stężeniem elektronów 4,6 · 103 elektron/cm3, a także maksima wtórne na wysokościach 65 i 185 km.

Ciśnienie atmosferyczne

Według danych NASA za rok 2004 ciśnienie atmosferyczne w średnim promieniu wynosi 6,36 mb. Gęstość na powierzchni ~0,020 kg/m3, całkowita masa atmosfery ~2,5·1016 kg.
Zmiany ciśnienia atmosferycznego na Marsie w zależności od pory dnia zarejestrowane przez lądownik Mars Pathfinder w 1997 roku.

W przeciwieństwie do Ziemi, masa marsjańskiej atmosfery zmienia się znacznie w ciągu roku z powodu topnienia i zamarzania czap polarnych zawierających dwutlenek węgla. Zimą na czapie polarnej zamarza 20–30 procent całej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla. Sezonowe spadki ciśnienia, według różnych źródeł, wynoszą:

Według NASA (2004): od 4,0 do 8,7 mbar przy średnim promieniu;
Według Encarty (2000): 6 do 10 mbar;
Według Zubrina i Wagnera (1996): 7 do 10 mbar;
Według lądownika Viking 1: od 6,9 do 9 mbar;
Według lądownika Mars Pathfinder: od 6,7 mbar.

Basen Uderzeniowy Hellas to najgłębsze miejsce na Marsie, w którym występuje najwyższe ciśnienie atmosferyczne

W miejscu lądowania sondy Mars-6 na Morzu Erytrejskim zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 milibara, co w tamtym czasie uznawano za średnie ciśnienie na planecie i z tego poziomu uzgodniono obliczenie wysokości i głębokości Na Marsie. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas zejścia, tropopauza zlokalizowana jest na wysokości około 30 km, gdzie ciśnienie wynosi 5,10-7 g/cm3 (jak na Ziemi na wysokości 57 km).

Region Hellas (Mars) jest tak głęboki, że ciśnienie atmosferyczne osiąga około 12,4 milibara, czyli powyżej punktu potrójnego wody (~6,1 mb) i poniżej temperatury wrzenia. Przy dostatecznie wysokiej temperaturze woda mogłaby tam istnieć w stanie ciekłym; jednakże przy tym ciśnieniu woda wrze i zamienia się w parę już w temperaturze +10°C.

Na szczycie najwyższego 27-kilometrowego wulkanu Olimpu ciśnienie może wynosić od 0,5 do 1 mbar (Żurek 1992).

Zanim moduły lądujące wylądowały na powierzchni Marsa, zmierzono ciśnienie spowodowane tłumieniem sygnałów radiowych z sond Mariner 4, Mariner 6 i Mariner 7 w momencie ich wejścia w dysk marsjański - 6,5 ± 2,0 mb na średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż na Ziemi; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne statku kosmicznego Mars-3. Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (na przykład w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mb.

Od lat 30. XX wieku. Radzieccy astronomowie próbowali określić ciśnienie atmosferyczne metodami fotometrii fotograficznej - poprzez rozkład jasności wzdłuż średnicy dysku w różnych zakresach fal świetlnych. W tym celu francuscy naukowcy B. Liot i O. Dollfus dokonali obserwacji polaryzacji światła rozproszonego przez atmosferę Marsa. Podsumowanie obserwacji optycznych opublikował amerykański astronom J. de Vaucouleurs w 1951 roku i uzyskał ciśnienie 85 mb, przeszacowane prawie 15 razy na skutek interferencji pyłu atmosferycznego.

Klimat

Zdjęcie mikroskopowe guzka hematytu o średnicy 1,3 cm wykonane przez łazik Opportunity 2 marca 2004 r. pokazuje obecność wody w stanie ciekłym w przeszłości

Klimat, podobnie jak na Ziemi, ma charakter sezonowy. W zimnych porach roku, nawet poza czapami polarnymi, na powierzchni może tworzyć się lekki szron. Aparat Phoenix zarejestrował opady śniegu, ale płatki śniegu wyparowały, zanim dotarły na powierzchnię.

Według NASA (2004) średnia temperatura wynosi ~210 K (-63°C). Według lądowników Wikingów dzienny zakres temperatur wynosi od 184 K do 242 K (-89 do -31°C) (Viking-1), a prędkość wiatru: 2-7 m/s (lato), 5-10 m /s (jesień), 17-30 m/s (burza piaskowa).

Według danych z sondy lądującej Mars-6 średnia temperatura troposfery Marsa wynosi 228 K, w troposferze temperatura spada średnio o 2,5 stopnia na kilometr, a stratosfera znajdująca się powyżej tropopauzy (30 km) ma prawie stałą temperaturę 144 K.

Według badaczy z Centrum Carla Sagana w ostatnich dziesięcioleciach na Marsie miał miejsce proces ocieplenia. Inni eksperci uważają, że jest zbyt wcześnie na wyciąganie takich wniosków.

Istnieją dowody na to, że w przeszłości atmosfera mogła być gęstsza, a klimat ciepły i wilgotny, a na powierzchni Marsa występowała woda w stanie ciekłym i deszcz. Dowodem tej hipotezy jest analiza meteorytu ALH 84001, która wykazała, że około 4 miliardy lat temu temperatura na Marsie wynosiła 18 ± 4°C.

Diabły pyłowe

Diabły pyłowe sfotografowane przez łazik Opportunity 15 maja 2005 r. Liczby w lewym dolnym rogu wskazują czas w sekundach od pierwszego ujęcia.

Od lat 70-tych. W ramach programu Viking, a także łazika Opportunity i innych pojazdów zarejestrowano liczne diabły pyłowe. Są to wiry powietrzne powstające w pobliżu powierzchni planety i unoszące w powietrze duże ilości piasku i pyłu. Na Ziemi często obserwuje się wiry (w krajach anglojęzycznych nazywane są diabłami pyłowymi), jednak na Marsie mogą osiągać znacznie większe rozmiary: 10 razy większe i 50 razy szersze niż te na Ziemi. W marcu 2005 r. wichura zniszczyła panele słoneczne łazika Spirit.

Powierzchnia

Dwie trzecie powierzchni Marsa zajmują jasne obszary zwane kontynentami, około jedną trzecią stanowią ciemne obszary zwane morzami. Morza skupiają się głównie na południowej półkuli planety, pomiędzy 10 a 40° szerokości geograficznej. Na półkuli północnej są tylko dwa duże morza - Acidalia i Greater Syrtis.

Charakter ciemnych obszarów jest nadal przedmiotem dyskusji. Utrzymują się pomimo burz piaskowych szalejących na Marsie. W pewnym momencie potwierdzało to założenie, że ciemne obszary były pokryte roślinnością. Obecnie uważa się, że są to po prostu obszary, z których ze względu na ukształtowanie terenu łatwo jest wywiewany kurz. Wielkoskalowe zdjęcia pokazują, że w rzeczywistości ciemne obszary składają się z grup ciemnych smug i plam związanych z kraterami, wzgórzami i innymi przeszkodami na drodze wiatrów. Sezonowe i długotrwałe zmiany w ich wielkości i kształcie najwyraźniej wiążą się ze zmianą proporcji powierzchni pokrytych jasną i ciemną materią.

Półkule Marsa różnią się znacznie charakterem powierzchni. Na półkuli południowej powierzchnia jest 1-2 km powyżej średniej i jest gęsto usiana kraterami. Ta część Marsa przypomina kontynenty księżycowe. Na północy większość powierzchni jest poniżej średniej, jest niewiele kraterów, a większość to stosunkowo gładkie równiny, prawdopodobnie utworzone w wyniku wylewu lawy i erozji. Ta różnica półkul pozostaje przedmiotem dyskusji. Granica między półkulami przebiega w przybliżeniu po wielkim okręgu nachylonym pod kątem 30° do równika. Granica jest szeroka i nieregularna i tworzy nachylenie w kierunku północnym. Wzdłuż niego znajdują się najbardziej zerodowane obszary powierzchni Marsa.

Wysunięto dwie alternatywne hipotezy wyjaśniające asymetrię półkuli. Według jednego z nich, na wczesnym etapie geologicznym płyty litosfery „przesunęły się” (być może przypadkowo) w jedną półkulę, podobnie jak kontynent Pangea na Ziemi, a następnie „zamarzły” w tej pozycji. Inna hipoteza sugeruje zderzenie Marsa z ciałem kosmicznym wielkości Plutona.
Mapa topograficzna Marsa według Mars Global Surveyor, 1999.

Duża liczba kraterów na półkuli południowej sugeruje, że powierzchnia tutaj jest starożytna - ma 3-4 miliardy lat. Istnieje kilka rodzajów kraterów: duże kratery o płaskim dnie, mniejsze i młodsze kratery w kształcie misy podobne do Księżyca, kratery otoczone i kratery wzniesione. Dwa ostatnie typy są unikalne dla Marsa – kratery z obrzeżami powstające w miejscu, gdzie wyrzucane ciecze przepływały po powierzchni, oraz wzniesione kratery, w których warstwa wyrzuconych kraterów chroniła powierzchnię przed erozją wietrzną. Największym obiektem pochodzenia uderzeniowego jest Równina Hellas (o średnicy około 2100 km).

W obszarze chaotycznego krajobrazu w pobliżu granicy półkuli powierzchnia doświadczyła dużych obszarów spękań i ściskania, po których czasami następowała erozja (w wyniku osuwisk lub katastrofalnego uwolnienia wód gruntowych), a także zalanie ciekłą lawą. Chaotyczne krajobrazy często leżą na czele dużych kanałów przeciętych wodą. Najbardziej akceptowalną hipotezą dotyczącą ich wspólnego powstawania jest nagłe topnienie podpowierzchniowego lodu.

Valles Marineris na Marsie

Na półkuli północnej, oprócz rozległych równin wulkanicznych, znajdują się dwa obszary dużych wulkanów – Tharsis i Elysium. Tharsis to rozległa równina wulkaniczna o długości 2000 km, osiągająca wysokość 10 km powyżej średniego poziomu. Znajdują się na nim trzy duże wulkany tarczowe - Góra Arsia, Góra Pavlina i Góra Askrian. Na skraju Tharsis znajduje się góra Olimp, najwyższa na Marsie i w Układzie Słonecznym. Olimp osiąga 27 km wysokości w stosunku do podstawy i 25 km w stosunku do średniego poziomu powierzchni Marsa i zajmuje obszar o średnicy 550 km, otoczony klifami, które w niektórych miejscach osiągają wysokość 7 km. Objętość Olimpu jest 10 razy większa niż objętość największego wulkanu na Ziemi, Mauna Kea. Znajduje się tu także kilka mniejszych wulkanów. Elizjum – wzniesienie dochodzące do sześciu kilometrów powyżej średniej, z trzema wulkanami – Kopułą Hekate, Górą Elizjum i Kopułą Albora.

Według innych danych (Faure i Mensing, 2007) wysokość Olimpu wynosi 21 287 metrów nad poziomem gruntu i 18 kilometrów nad otaczającym terenem, a średnica podstawy wynosi około 600 km. Baza zajmuje powierzchnię 282 600 km2. Kaldera (zagłębienie w centrum wulkanu) ma 70 km szerokości i 3 km głębokości.

Wzniesienie Tharsis jest również przecinane przez wiele uskoków tektonicznych, często bardzo złożonych i rozległych. Największy z nich, Valles Marineris, rozciąga się w kierunku równoleżnikowym na prawie 4000 km (jedna czwarta obwodu planety), osiągając szerokość 600 i głębokość 7-10 km; Ten uskok jest porównywalny pod względem wielkości do szczeliny wschodnioafrykańskiej na Ziemi. Największe osuwiska w Układzie Słonecznym występują na jego stromych zboczach. Valles Marineris to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez sondę Mariner 9 w 1971 roku mógłby obejmować całe Stany Zjednoczone, od oceanu do oceanu.

Panorama krateru Wiktorii wykonana przez łazik Opportunity. Został nakręcony w ciągu trzech tygodni, od 16 października do 6 listopada 2006.

Panorama powierzchni Marsa w rejonie Husband Hill, wykonana przez łazik Spirit w dniach 23–28 listopada 2005 r.

Czapy lodowe i polarne

Północna czapa polarna latem, zdjęcie: Mars Global Surveyor. Długi i szeroki uskok przecinający czapę po lewej stronie to uskok północny

Wygląd Marsa różni się znacznie w zależności od pory roku. Po pierwsze, uderzające są zmiany w polarnych czapach lodowych. Rosną i słabną, tworząc sezonowe wzorce w atmosferze i powierzchni Marsa. Południowa czapa polarna może osiągać szerokość geograficzną 50°, północna także 50°. Średnica stałej części północnej czapy polarnej wynosi 1000 km. W miarę cofania się czapy polarnej na jednej półkuli na wiosnę elementy na powierzchni planety zaczynają ciemnieć.

Czapy polarne składają się z dwóch składników: sezonowego – dwutlenku węgla i świeckiego – lodu wodnego. Według danych z satelity Mars Express grubość czapek może wynosić od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey odkryła aktywne gejzery na południowej czapie polarnej Marsa. Według ekspertów NASA strumienie dwutlenku węgla podczas wiosennego ocieplenia wystrzeliwują w górę na duże wysokości, zabierając ze sobą pył i piasek.

Zdjęcia Marsa przedstawiające burzę piaskową. Czerwiec - wrzesień 2001

Wiosenne topnienie czap polarnych prowadzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia atmosferycznego i przemieszczania się dużych mas gazu na przeciwną półkulę. Prędkość wiatru wiejącego w tym przypadku wynosi 10-40 m/s, czasem nawet do 100 m/s. Wiatr unosi z powierzchni duże ilości pyłu, wywołując burze piaskowe. Silne burze piaskowe prawie całkowicie przesłaniają powierzchnię planety. Burze piaskowe mają zauważalny wpływ na rozkład temperatur w marsjańskiej atmosferze.

W 1784 r. astronom W. Herschel zwrócił uwagę na sezonowe zmiany wielkości czap polarnych, analogicznie do topnienia i zamarzania lodu w obszarach polarnych Ziemi. W latach sześćdziesiątych XIX wieku. Francuski astronom E. Lie zaobserwował falę ciemnienia wokół topniejącej wiosennej czapy polarnej, co następnie zinterpretowano poprzez hipotezę rozprzestrzeniania się wody roztopowej i wzrostu roślinności. Pomiary spektrometryczne, które przeprowadzono na początku XX wieku. w Obserwatorium Lovell w Flagstaff przez W. Slifera nie wykazały jednak obecności linii chlorofilu, zielonego barwnika roślin lądowych.

Ze zdjęć Marinera 7 udało się ustalić, że polarne czapy lodowe mają kilka metrów grubości, a zmierzona temperatura 115 K (-158°C) potwierdziła możliwość, że składa się ona z zamarzniętego dwutlenku węgla – „suchego lodu”.

Wzgórze zwane Górami Mitchell, położone w pobliżu południowego bieguna Marsa, po stopieniu czapy polarnej wygląda jak biała wyspa, ponieważ lodowce w górach topią się później, w tym na Ziemi.

Dane z satelity Mars Reconnaissance umożliwiły wykrycie znacznej warstwy lodu pod skalistymi piargami u podnóża gór. Lodowiec o grubości setek metrów zajmuje powierzchnię tysięcy kilometrów kwadratowych, a jego dalsze badania mogłyby dostarczyć informacji o historii marsjańskiego klimatu.

Koryta „rzeczne” i inne funkcje

Na Marsie znajduje się wiele formacji geologicznych, szczególnie suchych koryt rzek, które przypominają erozję wodną. Według jednej z hipotez kanały te mogły powstać w wyniku krótkotrwałych zdarzeń katastroficznych i nie świadczą o długotrwałym istnieniu systemu rzecznego. Jednak najnowsze dowody sugerują, że rzeki płynęły przez okresy o znaczeniu geologicznym. W szczególności odkryto kanały odwrócone (to znaczy kanały uniesione nad otaczającym obszarem). Na Ziemi takie formacje powstają w wyniku długotrwałego gromadzenia się gęstych osadów dennych, a następnie wysychania i wietrzenia otaczających skał. Ponadto istnieją dowody na przesuwanie się kanałów w delcie rzeki w miarę stopniowego podnoszenia się powierzchni.

Na półkuli południowo-zachodniej, w kraterze Eberswalde, odkryto deltę rzeki o powierzchni około 115 km2. Rzeka, która wypłukiwała deltę, miała ponad 60 km długości.

Dane z łazików marsjańskich Spirit i Opportunity należących do NASA również wskazują na obecność wody w przeszłości (odkryto minerały, które mogły powstać jedynie w wyniku długotrwałego kontaktu z wodą). Aparat Phoenix odkrył pokłady lodu bezpośrednio w ziemi.

Ponadto na zboczach wzgórz odkryto ciemne smugi, wskazujące na pojawienie się na powierzchni ciekłej słonej wody w czasach nowożytnych. Pojawiają się wkrótce po nadejściu lata i znikają zimą, „opływają” różne przeszkody, łączą się i rozchodzą. „Trudno sobie wyobrazić, że takie struktury mogły powstać z czegoś innego niż przepływy płynów” – powiedział naukowiec z NASA Richard Żurek.

Na wyżynie wulkanicznej Tharsis odkryto kilka niezwykłych głębokich studni. Sądząc po zdjęciu satelity Mars Reconnaissance Satellite wykonanym w 2007 roku, jeden z nich ma średnicę 150 metrów, a oświetlona część ściany sięga aż 178 metrów głębokości. Postawiono hipotezę dotyczącą wulkanicznego pochodzenia tych formacji.

Podkładowy

Według danych z lądowników skład pierwiastkowy powierzchniowej warstwy marsjańskiej gleby nie jest taki sam w różnych miejscach. Głównym składnikiem gleby jest krzemionka (20-25%), zawierająca domieszkę hydratów tlenku żelaza (do 15%), nadająca glebie czerwonawy kolor. Znaczne są zanieczyszczenia związkami siarki, wapnia, glinu, magnezu i sodu (po kilka procent na każdy).

Według danych z sondy NASA Phoenix (lądującej na Marsie 25 maja 2008 r.) współczynnik pH i niektóre inne parametry gleb marsjańskich są zbliżone do ziemskich i teoretycznie można by na nich uprawiać rośliny. „W rzeczywistości odkryliśmy, że gleba na Marsie spełnia wymagania, a także zawiera pierwiastki niezbędne do powstania i utrzymania życia zarówno w przeszłości, teraźniejszości, jak i przyszłości” – powiedział główny chemik projektu, Sam Coonaves. Ponadto, według niego, wiele osób może znaleźć na „swoim podwórku” tę zasadową glebę, która jest całkiem odpowiednia do uprawy szparagów.

W ziemi w miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Sonda Mars Odyssey odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się pokłady lodu wodnego. Później to założenie zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, pobrała wodę z marsjańskiej gleby.

Geologia i budowa wewnętrzna

W przeszłości na Marsie, podobnie jak na Ziemi, występował ruch płyt litosferycznych. Potwierdzają to charakterystyka pola magnetycznego Marsa, lokalizacja niektórych wulkanów np. w prowincji Tharsis, a także kształt Valles Marineris. Obecny stan rzeczy, kiedy wulkany mogą istnieć znacznie dłużej niż na Ziemi i osiągać gigantyczne rozmiary, sugeruje, że obecnie tego ruchu raczej nie ma. Potwierdza to fakt, że wulkany tarczowe powstają w wyniku powtarzających się erupcji z tego samego otworu wentylacyjnego przez długi okres czasu. Na Ziemi, w wyniku ruchu płyt litosferycznych, punkty wulkaniczne stale zmieniały swoje położenie, co ograniczało rozwój wulkanów tarczowych, a być może nie pozwalało im osiągać wysokości jak na Marsie. Z drugiej strony różnicę w maksymalnej wysokości wulkanów można wytłumaczyć faktem, że dzięki niższej grawitacji na Marsie możliwe jest budowanie wyższych konstrukcji, które nie zawaliłyby się pod własnym ciężarem.

Porównanie budowy Marsa i innych planet ziemskich

Aktualne modele budowy wewnętrznej Marsa sugerują, że Mars składa się ze skorupy o średniej grubości 50 km (a maksymalnej do 130 km), płaszcza krzemianowego o grubości 1800 km i jądra o promieniu 1480 km. Gęstość w centrum planety powinna osiągnąć 8,5 g/cm2. Jądro jest częściowo płynne i składa się głównie z żelaza z domieszką 14-17% (m/m) siarki, a zawartość pierwiastków lekkich jest dwukrotnie większa niż w jądrze Ziemi. Według współczesnych szacunków powstanie jądra zbiegło się z okresem wczesnego wulkanizmu i trwało około miliarda lat. Częściowe stopienie krzemianów płaszcza trwało mniej więcej tyle samo czasu. Ze względu na niższą grawitację na Marsie zakres ciśnień w płaszczu Marsa jest znacznie mniejszy niż na Ziemi, co oznacza, że występuje mniej przejść fazowych. Zakłada się, że przejście fazowe oliwinu w modyfikację spinelu rozpoczyna się na dość dużych głębokościach - 800 km (400 km na Ziemi). Charakter płaskorzeźby i inne cechy sugerują obecność astenosfery składającej się ze stref częściowo stopionej materii. Dla niektórych obszarów Marsa opracowano szczegółową mapę geologiczną.

Według obserwacji z orbity i analizy zbioru marsjańskich meteorytów powierzchnia Marsa składa się głównie z bazaltu. Istnieją dowody sugerujące, że na niektórych obszarach powierzchni Marsa materiał ten jest bardziej bogaty w kwarc niż zwykły bazalt i może przypominać skały andezytowe na Ziemi. Jednakże te same obserwacje można zinterpretować na korzyść obecności szkła kwarcowego. Znaczna część głębszej warstwy składa się z pyłu ziarnistego tlenku żelaza.

Pole magnetyczne Marsa

W pobliżu Marsa wykryto słabe pole magnetyczne.

Według odczytów magnetometrów stacji Mars-2 i Mars-3 natężenie pola magnetycznego na równiku wynosi około 60 gamma, na biegunie 120 gamma, czyli 500 razy słabsze od ziemskiego. Według danych AMS Mars-5 natężenie pola magnetycznego na równiku wynosiło 64 gamma, a moment magnetyczny 2,4 1022 oersted cm2.

Pole magnetyczne Marsa jest wyjątkowo niestabilne, w różnych punktach planety jego siła może różnić się od 1,5 do 2 razy, a bieguny magnetyczne nie pokrywają się z fizycznymi. Sugeruje to, że żelazne jądro Marsa jest stosunkowo nieruchome w stosunku do swojej skorupy, czyli mechanizm dynama planetarnego odpowiedzialny za pole magnetyczne Ziemi nie działa na Marsie. Chociaż Mars nie ma stabilnego planetarnego pola magnetycznego, obserwacje wykazały, że części skorupy planetarnej są namagnesowane i że bieguny magnetyczne tych części zmieniły się w przeszłości. Namagnesowanie tych części okazało się podobne do anomalii magnetycznych pasków w oceanach świata.

Według jednej z teorii, opublikowanej w 1999 r. i ponownie przetestowanej w 2005 r. (z pomocą bezzałogowego statku Mars Global Surveyor), paski te ukazują tektonikę płyt 4 miliardy lat temu, zanim przestało działać dynamo planety, powodując gwałtowne osłabienie pola magnetycznego. Przyczyny tego gwałtownego osłabienia nie są jasne. Zakłada się, że funkcjonowanie dynama wynosi 4 miliardy. lat temu tłumaczy się obecnością asteroidy, która krążyła w odległości 50-75 tysięcy kilometrów wokół Marsa i powodowała niestabilność w jej jądrze. Następnie asteroida spadła do granicy Roche'a i zapadła się. Jednak samo to wyjaśnienie zawiera niejasności i jest kwestionowane w środowisku naukowym.

Historia geologiczna

Globalna mozaika 102 zdjęć orbitera Viking 1 z 22 lutego 1980 r.

Być może w odległej przeszłości, w wyniku zderzenia z dużym ciałem niebieskim, rotacja jądra ustała, a także utrata głównej objętości atmosfery. Uważa się, że utrata pola magnetycznego nastąpiła około 4 miliardów lat temu. Ze względu na słabość pola magnetycznego wiatr słoneczny przenika prawie bez przeszkód do marsjańskiej atmosfery, a wiele reakcji fotochemicznych pod wpływem promieniowania słonecznego zachodzących w jonosferze i powyżej Ziemi można zaobserwować na Marsie niemal na samym początku powierzchnia.

Historia geologiczna Marsa obejmuje trzy następujące epoki:

Epoka Noahicka (nazwana na cześć „Ziemii Noahickiej”, regionu Marsa): Powstanie najstarszej zachowanej powierzchni Marsa. Trwał od 4,5 miliarda do 3,5 miliarda lat temu. W tym okresie powierzchnia była zniszczona licznymi kraterami uderzeniowymi. Prawdopodobnie w tym okresie powstał płaskowyż Tharsis, z intensywnym przepływem wody później.

Era Hesperii: od 3,5 miliarda lat temu do 2,9 - 3,3 miliarda lat temu. Epoka ta charakteryzuje się powstawaniem ogromnych pól lawy.

Era Amazonii (nazwana na cześć „Równiny Amazonki” na Marsie): 2,9–3,3 miliarda lat temu do dnia dzisiejszego. Obszary utworzone w tej epoce mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym są zupełnie inne. W tym okresie powstała góra Olimp. W tym czasie strumienie lawy rozprzestrzeniały się w innych częściach Marsa.

Księżyce Marsa

Naturalnymi satelitami Marsa są Fobos i Deimos. Obydwa zostały odkryte przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla w 1877 roku. Fobos i Deimos mają nieregularny kształt i są bardzo małe. Według jednej z hipotez mogą one reprezentować planetoidy takie jak (5261) Eureka z trojańskiej grupy planetoid przechwyconych przez pole grawitacyjne Marsa. Satelity zostały nazwane na cześć postaci towarzyszących bogu Aresowi (czyli Marsowi), Fobosowi i Deimosowi, uosabiających strach i grozę, którzy pomagali bogu wojny w bitwach.

Oba satelity obracają się wokół swoich osi w takim samym okresie jak wokół Marsa, więc zawsze są zwrócone w tę samą stronę w stronę planety. Wpływ pływowy Marsa stopniowo spowalnia ruch Fobosa i ostatecznie doprowadzi do upadku satelity na Marsa (jeśli obecny trend się utrzyma) lub do jego rozpadu. Wręcz przeciwnie, Deimos oddala się od Marsa.

Obydwa satelity mają kształt zbliżony do trójosiowej elipsoidy, Fobos (26,6x22,2x18,6 km) jest nieco większy od Deimosa (15x12,2x10,4 km). Powierzchnia Deimosa wydaje się znacznie gładsza ze względu na fakt, że większość kraterów pokryta jest drobnoziarnistym materiałem. Oczywiście na Fobosie, który jest bliższy planety i bardziej masywny, substancja wyrzucona podczas uderzeń meteorytów albo spowodowała wielokrotne uderzenia w powierzchnię, albo spadła na Marsa, natomiast na Deimosie przez długi czas pozostawała na orbicie wokół satelity, stopniowo osiadając i ukrywanie nierównego terenu.

Życie na Marsie

Popularny pogląd, że Marsa zamieszkują inteligentni Marsjanie, rozpowszechnił się pod koniec XIX wieku.

Obserwacje Schiaparelliego dotyczące tzw. kanałów w połączeniu z książką Percivala Lowella na ten sam temat spopularyzowały ideę planety, której klimat stawał się coraz bardziej suchy, zimniejszy, umierający i na której istniała starożytna cywilizacja zajmująca się pracami irygacyjnymi.

Liczne inne obserwacje i ogłoszenia znanych osób dały początek tak zwanej „gorączce marsjańskiej” wokół tego tematu. W 1899 roku, badając zakłócenia atmosferyczne w sygnałach radiowych za pomocą odbiorników w Obserwatorium w Kolorado, wynalazca Nikola Tesla zaobserwował powtarzający się sygnał. Następnie zasugerował, że może to być sygnał radiowy z innych planet, takich jak Mars. W wywiadzie z 1901 roku Tesla powiedział, że przyszło mu do głowy, że zakłócenia mogą być spowodowane sztucznie. Choć nie potrafił rozszyfrować ich znaczenia, nie było dla niego możliwe, aby powstały zupełnie przez przypadek. Jego zdaniem było to powitanie z jednej planety na drugą.

Teoria Tesli wzbudziła entuzjastyczne poparcie słynnego brytyjskiego fizyka Williama Thomsona (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku powiedział, że jego zdaniem Tesla złapał sygnał od Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak Kelvin zaczął stanowczo zaprzeczać temu stwierdzeniu przed opuszczeniem Ameryki: „Właściwie powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, gdyby istnieli, z pewnością widzieliby Nowy Jork, zwłaszcza światło pochodzące z elektryczności”.

Obecnie obecność wody w stanie ciekłym na jej powierzchni uważa się za warunek rozwoju i utrzymania życia na planecie. Istnieje również wymóg, aby orbita planety znajdowała się w tzw. strefie zamieszkiwalnej, która dla Układu Słonecznego zaczyna się za Wenus, a kończy na półosi wielkiej orbity Marsa. Podczas peryhelium Mars znajduje się w tej strefie, ale cienka atmosfera o niskim ciśnieniu zapobiega pojawianiu się wody w stanie ciekłym na dużym obszarze przez długi czas. Najnowsze dowody sugerują, że jakakolwiek woda na powierzchni Marsa jest zbyt słona i kwaśna, aby mogło na niej istnieć trwałe życie podobne do ziemskiego.

Brak magnetosfery i wyjątkowo cienka atmosfera Marsa również stanowią wyzwanie dla utrzymania życia. Na powierzchni planety występuje bardzo słaby ruch przepływów ciepła, jest ona słabo izolowana przed bombardowaniem cząsteczkami wiatru słonecznego, ponadto po podgrzaniu woda natychmiast odparowuje, omijając stan ciekły z powodu niskiego ciśnienia. Mars znajduje się także na progu tzw. „śmierć geologiczna”. Koniec aktywności wulkanicznej najwyraźniej zatrzymał obieg minerałów i pierwiastków chemicznych pomiędzy powierzchnią a wnętrzem planety.

Dowody sugerują, że planeta była wcześniej znacznie bardziej podatna na podtrzymywanie życia niż obecnie. Jednak do chwili obecnej nie odnaleziono na nim żadnych pozostałości organizmów. W ramach programu Viking prowadzonego w połowie lat 70. XX wieku przeprowadzono serię eksperymentów mających na celu wykrycie mikroorganizmów w marsjańskiej glebie. Przyniosło to pozytywne rezultaty, takie jak tymczasowy wzrost emisji CO2 po umieszczeniu cząstek gleby w wodzie i podłożu uprawowym. Jednak niektórzy naukowcy [przez kogo?] zakwestionowali ten dowód życia na Marsie. Doprowadziło to do ich długiego sporu z naukowcem z NASA Gilbertem Levinem, który twierdził, że Viking odkrył życie. Po ponownej ocenie danych dotyczących Wikingów w świetle aktualnej wiedzy naukowej na temat ekstremofili ustalono, że przeprowadzone eksperymenty nie były wystarczająco zaawansowane, aby wykryć te formy życia. Co więcej, testy te mogą nawet zabić organizmy, nawet jeśli były one zawarte w próbkach. Badania przeprowadzone w ramach programu Phoenix wykazały, że gleba ma odczyn bardzo zasadowy i zawiera magnez, sód, potas i chlorki. W glebie jest wystarczająco dużo składników odżywczych, aby podtrzymać życie, ale formy życia należy chronić przed intensywnym światłem ultrafioletowym.

Co ciekawe, w niektórych meteorytach pochodzenia marsjańskiego odkryto formacje, które kształtem przypominają najprostsze bakterie, chociaż są mniejsze od najmniejszych organizmów lądowych. Jednym z takich meteorytów jest ALH 84001, znaleziony na Antarktydzie w 1984 roku.

Na podstawie obserwacji z Ziemi i danych ze statku kosmicznego Mars Express w atmosferze Marsa odkryto metan. W warunkach marsjańskich gaz ten rozkłada się dość szybko, dlatego musi istnieć stałe źródło jego uzupełniania. Źródłem takim może być albo aktywność geologiczna (na Marsie nie odkryto jeszcze aktywnych wulkanów), albo działalność bakterii.

Obserwacje astronomiczne z powierzchni Marsa

Po wylądowaniu automatycznych pojazdów na powierzchni Marsa możliwe stało się prowadzenie obserwacji astronomicznych bezpośrednio z powierzchni planety. Ze względu na astronomiczne położenie Marsa w Układzie Słonecznym, charakterystykę atmosfery, okres orbitalny Marsa i jego satelitów, obraz nocnego nieba Marsa (i zjawisk astronomicznych obserwowanych z planety) różni się od tego na Ziemi i pod wieloma względami wydaje się niezwykły i interesujący.

Kolor nieba na Marsie

Podczas wschodu i zachodu słońca marsjańskie niebo w zenicie przybiera barwę czerwono-różową, a w bezpośrednim sąsiedztwie dysku słonecznego – od błękitu do fioletu, co jest całkowitym przeciwieństwem obrazu ziemskich świtów.

W południe niebo Marsa jest żółto-pomarańczowe. Powodem takich różnic w kolorach ziemskiego nieba są właściwości rzadkiej, rozrzedzonej, zawierającej pył atmosfery Marsa. Na Marsie rozpraszanie promieni Rayleigha (które na Ziemi jest przyczyną niebieskiego koloru nieba) odgrywa niewielką rolę, jego działanie jest słabe. Prawdopodobnie żółto-pomarańczowy kolor nieba jest również spowodowany obecnością 1% magnetytu w cząsteczkach pyłu stale zawieszonych w marsjańskiej atmosferze i unoszonych przez sezonowe burze piaskowe. Zmierzch zaczyna się na długo przed wschodem słońca i trwa długo po zachodzie słońca. Czasami kolor marsjańskiego nieba przybiera fioletową barwę w wyniku rozproszenia światła na mikrocząsteczkach lodu wodnego w chmurach (to ostatnie jest zjawiskiem dość rzadkim).

Słońce i planety

Rozmiar kątowy Słońca obserwowanego z Marsa jest mniejszy niż rozmiar widoczny z Ziemi i stanowi 2/3 tego ostatniego. Merkury z Marsa będzie praktycznie niedostępny do obserwacji gołym okiem ze względu na jego ogromną bliskość do Słońca. Najjaśniejszą planetą na niebie Marsa jest Wenus, na drugim miejscu znajduje się Jowisz (jego cztery największe satelity można obserwować bez teleskopu), a na trzecim Ziemia.

Ziemia jest planetą wewnętrzną dla Marsa, tak jak Wenus dla Ziemi. W związku z tym z Marsa Ziemię obserwuje się jako gwiazdę poranną lub wieczorną, wschodzącą przed świtem lub widoczną na wieczornym niebie po zachodzie słońca.

Maksymalne wydłużenie Ziemi na niebie Marsa wyniesie 38 stopni. Gołym okiem Ziemia będzie widoczna jako jasna (maksymalna widzialna wielkość około -2,5 mag) zielonkawa gwiazda, obok której łatwo będzie widoczna żółtawa i słabsza (około 0,9) gwiazda Księżyca. Przez teleskop oba obiekty będą pokazywały te same fazy. Obrót Księżyca wokół Ziemi będzie obserwowany z Marsa w następujący sposób: przy maksymalnej odległości kątowej Księżyca od Ziemi gołym okiem z łatwością można oddzielić Księżyc od Ziemi: po tygodniu „gwiazdy” Księżyc i Ziemia połączą się w jedną gwiazdę, nierozłączną dla oka, a po kolejnym tygodniu Księżyc będzie ponownie widoczny w maksymalnej odległości, ale po drugiej stronie Ziemi. Od czasu do czasu obserwator na Marsie będzie mógł zaobserwować przejście (tranzyt) Księżyca przez dysk ziemski lub odwrotnie, zasłonięcie Księżyca przez dysk ziemski. Maksymalna pozorna odległość Księżyca od Ziemi (i ich pozorna jasność) obserwowana z Marsa będzie się znacznie różnić w zależności od względnych pozycji Ziemi i Marsa, a co za tym idzie, odległości między planetami. W epokach opozycji będzie to około 17 minut kątowych, przy maksymalnej odległości między Ziemią a Marsem – 3,5 minuty łuku. Ziemię, podobnie jak inne planety, będziemy obserwować w paśmie konstelacji zodiaku. Astronom na Marsie będzie mógł także obserwować przejście Ziemi przez dysk Słońca, najbliższe przejście nastąpi 10 listopada 2084 roku.

Satelity - Fobos i Deimos

Przejście Fobosa przez dysk słoneczny. Zdjęcia z Opportunity

Fobos obserwowany z powierzchni Marsa ma pozorną średnicę około 1/3 tarczy Księżyca na ziemskim niebie i pozorną jasność około -9 (w przybliżeniu taką samą jak Księżyc w pierwszej ćwiartce fazy). Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie, by wschodzić ponownie 11 godzin później, przecinając w ten sposób marsjańskie niebo dwa razy dziennie. Ruch tego szybkiego księżyca po niebie będzie łatwo zauważalny przez całą noc, podobnie jak zmieniające się fazy. Gołym okiem będzie można dostrzec największą płaskorzeźbę Fobosa – krater Stickney. Deimos wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie, pojawia się jako jasna gwiazda bez zauważalnego widocznego dysku, o wielkości około -5mag (nieco jaśniejsza niż Wenus na ziemskim niebie), powoli przecinająca niebo w ciągu 2,7 marsjańskich dni. Obydwa satelity można obserwować na nocnym niebie w tym samym czasie, w tym przypadku Fobos przesunie się w stronę Deimosa.

Zarówno Fobos, jak i Deimos są wystarczająco jasne, aby obiekty na powierzchni Marsa rzucały w nocy wyraźne cienie. Oba satelity mają stosunkowo niskie nachylenie orbity w stosunku do równika Marsa, co uniemożliwia ich obserwację na wysokich północnych i południowych szerokościach geograficznych planety: na przykład Fobos nigdy nie wznosi się nad horyzontem na północ od 70,4° N. w. lub na południe od 70,4° S. cii.; dla Deimosa wartości te wynoszą 82,7° N. w. i 82,7° S. w. Na Marsie można zaobserwować zaćmienie Fobosa i Deimosa, gdy wchodzą one w cień Marsa, a także zaćmienie Słońca, które jest jedynie pierścieniowe ze względu na mały rozmiar kątowy Fobosa w porównaniu z dyskiem słonecznym.

Sfera niebiańska

Biegun północny na Marsie, ze względu na nachylenie osi planety, znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia (współrzędne równikowe: rektascencja 21h 10m 42s, deklinacja +52° 53,0Ω i nie jest oznaczony jasną gwiazdą: najbliższa biegun to słaba gwiazda szóstej mag BD +52 2880 (inne jej oznaczenia to HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Południowy biegun niebieski (współrzędne 9h 10m 42s i -52° 53,0) znajduje się kilka stopni od gwiazdy Kappa Parus (pozorna jasność 2,5mag) - w zasadzie można ją uważać za gwiazdę bieguna południowego Marsa.

Konstelacje zodiakalne ekliptyki marsjańskiej są podobne do tych obserwowanych z Ziemi, z jedną różnicą: obserwując roczny ruch Słońca wśród konstelacji, ono (podobnie jak inne planety, w tym Ziemia) opuszcza wschodnią część konstelacji Ryb , będzie przechodzić przez 6 dni przez północną część konstelacji Wieloryba przed ponownym wejściem do zachodnich Ryb.

Historia eksploracji Marsa

Eksploracja Marsa rozpoczęła się dawno temu, bo 3,5 tysiąca lat temu, w starożytnym Egipcie. Pierwsze szczegółowe raporty na temat położenia Marsa zostały opracowane przez astronomów babilońskich, którzy opracowali szereg matematycznych metod przewidywania położenia planety. Wykorzystując dane pochodzące od Egipcjan i Babilończyków, starożytni greccy (hellenistyczni) filozofowie i astronomowie opracowali szczegółowy model geocentryczny wyjaśniający ruch planet. Kilka wieków później astronomowie indyjscy i islamscy oszacowali wielkość Marsa i jego odległość od Ziemi. W XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował model heliocentryczny opisujący Układ Słoneczny za pomocą kołowych orbit planet. Jego wyniki zostały zweryfikowane przez Johannesa Keplera, który wprowadził dokładniejszą eliptyczną orbitę Marsa, zbieżną z obserwowaną.

W 1659 roku Francesco Fontana, patrząc na Marsa przez teleskop, wykonał pierwszy rysunek planety. Przedstawił czarną plamę pośrodku wyraźnie określonej kuli.

W 1660 roku do czarnej plamy dodano dwie czapy polarne, dodane przez Jeana Dominique'a Cassiniego.

W 1888 r. Giovanni Schiaparelli, który studiował w Rosji, nadał pierwsze nazwy poszczególnym cechom powierzchni: morza Afrodyty, Morza Erytrejskiego, Adriatyckiego, Cymeryjskiego; jeziora Sun, Lunnoe i Phoenix.

Rozkwit teleskopowych obserwacji Marsa przypadł na koniec XIX - połowę XX wieku. Wynika to w dużej mierze z zainteresowania opinii publicznej i dobrze znanych kontrowersji naukowych wokół obserwowanych kanałów marsjańskich. Wśród astronomów ery przedkosmicznej, którzy w tym okresie prowadzili teleskopowe obserwacje Marsa, najbardziej znani to Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. To oni położyli podwaliny pod areografię i opracowali pierwsze szczegółowe mapy powierzchni Marsa - choć po przylocie na Marsa okazały się one niemal całkowicie błędne.

Kolonizacja Marsa

Szacowany wygląd Marsa po terraformowaniu

Warunki naturalne stosunkowo zbliżone do ziemskich ułatwiają to zadanie. W szczególności są miejsca na Ziemi, w których warunki naturalne są podobne do tych na Marsie. Ekstremalnie niskie temperatury w Arktyce i Antarktydzie są porównywalne nawet z najzimniejszymi temperaturami na Marsie, a równik Marsa może być w miesiącach letnich tak ciepły (+20°C), jak na Ziemi. Na Ziemi są także pustynie, które swoim wyglądem przypominają marsjański krajobraz.

Istnieją jednak znaczne różnice między Ziemią a Marsem. W szczególności pole magnetyczne Marsa jest około 800 razy słabsze niż ziemskie. W połączeniu z rozrzedzoną (setki razy w porównaniu z ziemską) atmosferą zwiększa to ilość promieniowania jonizującego docierającego do jej powierzchni. Pomiary wykonane przez amerykańską bezzałogową sondę kosmiczną Mars Odyssey wykazały, że promieniowanie tła na orbicie Marsa jest 2,2 razy wyższe niż promieniowanie tła na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. Średnia dawka wynosiła około 220 miliradów dziennie (2,2 miligramów dziennie lub 0,8 grejów rocznie). Ilość promieniowania otrzymanego w wyniku przebywania na takim tle przez trzy lata zbliża się do ustalonych limitów bezpieczeństwa dla astronautów. Na powierzchni Marsa promieniowanie tła jest nieco niższe i dawka wynosi 0,2-0,3 Gy rocznie i różni się znacznie w zależności od terenu, wysokości nad poziomem morza i lokalnych pól magnetycznych.

Skład chemiczny minerałów powszechnych na Marsie jest bardziej zróżnicowany niż w przypadku innych ciał niebieskich w pobliżu Ziemi. Według korporacji 4Frontiers jest ich wystarczająco dużo, aby zasilić nie tylko samego Marsa, ale także Księżyc, Ziemię i pas asteroid.

Czas lotu z Ziemi na Marsa (przy obecnych technologiach) wynosi 259 dni w przypadku półelipsy i 70 dni w przypadku paraboli. Do komunikacji z potencjalnymi koloniami można wykorzystać komunikację radiową, która ma opóźnienie 3-4 minut w każdym kierunku podczas największego zbliżenia planet (co powtarza się co 780 dni) i około 20 minut. w maksymalnej odległości planet; zobacz Konfiguracja (astronomia) .

Do chwili obecnej nie podjęto żadnych praktycznych kroków w celu kolonizacji Marsa, ale trwa rozwój kolonizacji, na przykład projekt Centenary Spaceship, opracowanie nadającego się do zamieszkania modułu do przebywania na planecie Deep Space Habitat.

Każda planeta różni się od pozostałych wieloma cechami. Ludzie porównują inne znalezione planety z tą, którą dobrze znają, ale nie doskonale - jest to planeta Ziemia. W końcu jest to logiczne, życie może pojawić się na naszej planecie, co oznacza, że \u200b\u200bjeśli będziesz szukać planety podobnej do naszej, wówczas będzie można tam również znaleźć życie. Z powodu tych porównań planety mają swoje własne charakterystyczne cechy. Na przykład Saturn ma piękne pierścienie, dlatego Saturn nazywany jest najpiękniejszą planetą Układu Słonecznego. Jowisz jest największą planetą w Układzie Słonecznym i jest to cecha Jowisza. Jakie są więc cechy Marsa? O tym właśnie jest ten artykuł.

Mars, podobnie jak wiele planet Układu Słonecznego, ma satelity. W sumie Mars ma dwa satelity: Fobos i Deimos. Satelity mają swoje nazwy od Greków. Fobos i Deimos byli synami Aresa (Marsa) i zawsze byli blisko swojego ojca, tak jak te dwa satelity zawsze były blisko Marsa. W tłumaczeniu „Phobos” oznacza „strach”, a „Deimos” oznacza „horror”.

Fobos to satelita, którego orbita jest bardzo blisko planety. Jest to najbliższy planety satelita w całym Układzie Słonecznym. Odległość od powierzchni Marsa do Fobosa wynosi 9380 kilometrów. Satelita okrąża Marsa z częstotliwością 7 godzin i 40 minut. Okazuje się, że Fobosowi udaje się wykonać nieco ponad trzy obroty wokół Marsa, podczas gdy sam Mars dokonuje jednego obrotu wokół własnej osi.

Deimos to najmniejszy księżyc w Układzie Słonecznym. Wymiary satelity to 15x12,4x10,8 km. Odległość od satelity do powierzchni planety wynosi 23 450 tys. Km. Okres obiegu Deimosa wokół Marsa wynosi 30 godzin i 20 minut, czyli nieco dłużej niż czas potrzebny planecie na obrót wokół własnej osi. Jeśli jesteś na Marsie, Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie, wykonując trzy obroty dziennie, podczas gdy Deimos, odwrotnie, wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie, dokonując tylko jednego obrotu wokół planety .

Cechy Marsa i jego atmosfery

Jedną z głównych cech Marsa jest to, że został stworzony. Atmosfera na Marsie jest dość interesująca. Teraz atmosfera na Marsie jest bardzo cienka, możliwe jest, że w przyszłości Mars całkowicie straci swoją atmosferę. Osobliwością atmosfery Marsa jest to, że dawno temu Mars miał tę samą atmosferę i powietrze, co na naszej rodzimej planecie. Ale podczas swojej ewolucji Czerwona Planeta straciła prawie całą swoją atmosferę. Teraz ciśnienie atmosfery Czerwonej Planety wynosi tylko 1% ciśnienia naszej planety. Osobliwością atmosfery Marsa jest również to, że nawet przy jednej trzeciej grawitacji planety w stosunku do Ziemi Mars może wywoływać ogromne burze piaskowe, unosząc tony piasku i gleby w powietrze. Burze piaskowe już nie raz popsuły nerwy naszym astronomom, ponieważ burze piaskowe potrafią być bardzo rozległe, obserwacja Marsa z Ziemi staje się niemożliwa. Czasami takie burze mogą trwać nawet miesiące, co znacznie psuje proces badania planety. Ale eksploracja planety Mars na tym się nie kończy. Na powierzchni Marsa znajdują się roboty, które nie przestają eksplorować planety.

Cechy atmosferyczne planety Mars oznaczają również, że domysły naukowców dotyczące koloru marsjańskiego nieba zostały obalone. Naukowcy wierzyli, że niebo na Marsie powinno być czarne, ale zdjęcia wykonane przez stację kosmiczną z planety obaliły tę teorię. Niebo na Marsie wcale nie jest czarne, jest różowe, dzięki cząsteczkom piasku i pyłu, które znajdują się w powietrzu i pochłaniają 40% światła słonecznego, co daje efekt różowego nieba na Marsie.

Cechy temperatury Marsa

Pomiary temperatury Marsa rozpoczęły się stosunkowo dawno temu. Wszystko zaczęło się od pomiarów Lamplanda w 1922 roku. Następnie pomiary wykazały, że średnia temperatura na Marsie wynosiła -28°C. Później, w latach 50. i 60. XX wieku, zgromadzono pewną wiedzę na temat reżimu temperaturowego planety, którą prowadzono od lat 20. do 60. XX wieku. Z tych pomiarów wynika, że w ciągu dnia na równiku planety temperatura może osiągnąć +27°C, ale wieczorem spadnie do zera, a rano osiągnie -50°C. Temperatura na biegunach waha się od +10°C w dzień polarny i do bardzo niskich temperatur w czasie nocy polarnej.

Reliefowe cechy Marsa

Powierzchnia Marsa, podobnie jak innych planet pozbawionych atmosfery, jest pokryta różnymi kraterami powstałymi w wyniku upadków obiektów kosmicznych. Kratery mogą być małe (o średnicy 5 km) lub duże (o średnicy od 50 do 70 km). Ze względu na brak atmosfery Mars był narażony na opady meteorytów. Ale powierzchnia planety zawiera więcej niż tylko kratery. Wcześniej ludzie wierzyli, że na Marsie nigdy nie było wody, ale obserwacje powierzchni planety mówią co innego. Na powierzchni Marsa znajdują się kanały, a nawet małe zagłębienia przypominające osady wodne. Sugeruje to, że na Marsie była woda, ale z wielu powodów zniknęła. Trudno teraz powiedzieć, co należy zrobić, aby na Marsie ponownie pojawiła się woda i mogliśmy oglądać zmartwychwstanie planety.

Na Czerwonej Planecie znajdują się także wulkany. Najbardziej znanym wulkanem jest Olimp. Wulkan ten znany jest wszystkim zainteresowanym Marsem. Ten wulkan jest największym wzgórzem nie tylko na Marsie, ale także w Układzie Słonecznym, to kolejna cecha tej planety. Jeśli staniesz u podnóża wulkanu Olimp, nie będzie można zobaczyć krawędzi tego wulkanu. Wulkan ten jest tak duży, że jego krawędzie sięgają poza horyzont i wydaje się, że Olimp nie ma końca.

Cechy pola magnetycznego Marsa

To być może ostatnia interesująca cecha tej planety. Pole magnetyczne jest obrońcą planety, które odpycha wszelkie ładunki elektryczne przemieszczające się w stronę planety i wypycha je z pierwotnej trajektorii. Pole magnetyczne jest całkowicie zależne od jądra planety. Jądro Marsa jest prawie nieruchome, dlatego pole magnetyczne planety jest bardzo słabe. Działanie pola magnetycznego jest bardzo interesujące, nie ma charakteru globalnego, jak na naszej planecie, ale ma strefy, w których jest bardziej aktywne, a w innych może go nie być wcale.

Zatem planeta, która wydaje nam się tak zwyczajna, ma cały zestaw własnych cech, z których niektóre są wiodące w naszym Układzie Słonecznym. Mars nie jest tak prostą planetą, jak mogłoby się wydawać na pierwszy rzut oka.

Doktor nauk geologicznych i mineralogicznych, profesor A. PORTNOV

„Czy na Marsie jest życie, czy na Marsie jest życie - nauka nieznana” - to nie tylko udany aforyzm z popularnej komedii filmowej „Noc karnawału”, która szeroko weszła w nasz potoczny język i stała się żartem. Najważniejsze jest to, że przez bardzo długi czas sformułowanie to odzwierciedlało nasz aktualny poziom wiedzy na temat istnienia życia na Czerwonej Planecie. I dopiero teraz, w ostatnich latach, kiedy zebrano i przetworzono najnowsze obserwacje naukowe, badania, fakty, wszystko to pozwala nam powiedzieć: „Na Marsie było życie!”

Dlaczego Mars jest czerwony?

Mars od niepamiętnych czasów nazywany był „Czerwoną Planetą”. Jasnoczerwony dysk wiszący na nocnym niebie w latach Wielkich Kontrowersji, kiedy planeta ta znajduje się jak najbliżej Ziemi, zawsze wywoływał u ludzi pewne uczucie niepokoju. To nie przypadek, że Babilończycy, a następnie starożytni Grecy i starożytni Rzymianie kojarzyli planetę Mars z bogiem wojny Aresem lub Marsem i wierzyli, że czas Wielkich Sporów kojarzy się z najbrutalniejszymi wojnami. Co dziwne, ten ponury znak czasami spełnia się w naszych czasach: na przykład Wielka Konfrontacja Marsa w latach 1940–1941 zbiegła się z pierwszymi latami II wojny światowej.

Ale dlaczego Mars jest czerwony? Skąd taki kolor krwi? Co dziwne, podobieństwo koloru planety i krwi tłumaczy się tym samym powodem: obfitością tlenku żelaza. Tlenki żelaza plamią hemoglobinę we krwi; Tlenki żelaza w połączeniu z piaskiem i pyłem pokrywają powierzchnię Marsa. Radzieckie i amerykańskie stacje kosmiczne lądujące na marsjańskich pustyniach przesłały na Ziemię kolorowe obrazy przedstawiające skaliste równiny pokryte czerwonym żelazistym piaskiem. Chociaż atmosfera marsjańska jest bardzo rzadka (jest tak gęsta jak atmosfera ziemska na wysokości 30 kilometrów), burze piaskowe są tutaj niezwykle silne. Czasem zdarza się, że z powodu pyłu astronomowie całymi miesiącami nie mogą zobaczyć powierzchni tej planety.

Stacje amerykańskie przekazały informacje o składzie chemicznym marsjańskiej gleby i podłoża skalnego: na Marsie dominują głębokie, ciemne skały - andezyty i bazalty o dużej zawartości tlenku żelaza (około 10 procent), który jest częścią krzemianów; skały te są przykryte ziemią – produktem wietrzenia głębokich skał. Zawartość tlenków siarki i żelaza w glebie gwałtownie wzrasta - do 20 procent. Wskazuje to, że czerwona gleba marsjańska składa się z tlenków i wodorotlenków żelaza z domieszką glin żelazistych oraz siarczanów wapnia i magnezu. Na Ziemi gleby tego typu również występują dość często. Nazywa się je czerwonymi skorupami wietrzenia. Powstają w warunkach ciepłego klimatu, obfitości wody i wolnego tlenu w atmosferze.

Najprawdopodobniej czerwono zabarwione skorupy atmosferyczne powstały w podobnych warunkach na Marsie. Mars jest czerwony, ponieważ jego powierzchnia pokryta jest grubą warstwą „rdzy”, która powoduje korozję ciemnych, głębokich skał. Tutaj można się tylko dziwić przenikliwości średniowiecznych alchemików, którzy uczynili astronomiczny znak Marsa symbolem żelaza.

W rzeczywistości „rdza” - warstwa tlenku na powierzchni planety - jest rzadkim zjawiskiem w Układzie Słonecznym. Istnieje tylko na Ziemi i Marsie. Na pozostałych planetach i licznych dużych satelitach planet, nawet tych, które uważa się za posiadające wodę (w postaci lodu), głębokie skały pozostają niezmienione przez prawie miliardy lat.

Czerwone piaski Marsa, rozproszone przez huragany, to cząsteczki wietrzącej skorupy głębokich skał. Na Ziemi w naszych czasach taki pył przeklinają kierowcy na gruntowych drogach Afryki i Indii. A w minionych epokach, kiedy na naszej planecie panował klimat szklarniowy, czerwone skorupy, niczym porosty, pokrywały powierzchnię wszystkich kontynentów. Dlatego czerwone piaski i gliny występują w osadach wszystkich epok geologicznych. Całkowita masa czerwonych kwiatów na Ziemi jest bardzo duża.

Czerwone skorupy rodzą się z życia

Czerwono zabarwione skorupy atmosferyczne pojawiły się na Ziemi bardzo dawno temu, ale dopiero po pojawieniu się w atmosferze wolnego tlenu. Szacuje się, że cały tlen w atmosferze ziemskiej (1200 bilionów ton) jest wytwarzany przez rośliny zielone niemal natychmiast według standardów geologicznych – w ciągu 3700 lat! Ale jeśli roślinność ziemi umrze, wolny tlen zniknie bardzo szybko: ponownie połączy się z materią organiczną, stanie się częścią dwutlenku węgla, a także utleni żelazo w skałach. Atmosfera Marsa składa się obecnie tylko z 0,1 procent tlenu i 95 procent dwutlenku węgla; reszta to azot i argon. Aby przekształcić Marsa w „Czerwoną Planetę”, obecna ilość tlenu w jego atmosferze byłaby wyraźnie niewystarczająca. W rezultacie „rdza” w tak dużych ilościach pojawiła się tam nie teraz, ale znacznie wcześniej.

Spróbujmy obliczyć, ile wolnego tlenu należało usunąć z atmosfery Marsa, aby powstały marsjańskie czerwone kwiaty? Powierzchnia Marsa stanowi 28 procent powierzchni Ziemi. Aby utworzyć wietrzejącą skorupę o całkowitej grubości 1 kilometra, z atmosfery Marsa usunięto około 5000 bilionów ton wolnego tlenu. Sugeruje to, że kiedyś w atmosferze Marsa było nie mniej wolnego tlenu niż na Ziemi. A więc było życie!

Zamarznięte rzeki Marsa

Na Marsie było dużo wody. Świadczą o tym zdjęcia uzyskane przez statek kosmiczny rozległej sieci rzecznej i wspaniałych dolin rzecznych, podobnych do słynnego Kanionu Kolorado w USA. Zamarznięte morza i jeziora Marsa są teraz prawdopodobnie pokryte czerwonym piaskiem. Wygląda na to, że Mars przeszedł wraz z Ziemią wielkie epoki lodowcowe. Na Ziemi ostatnie wielkie zlodowacenie zakończyło się zaledwie 12-13 tysięcy lat temu. A teraz żyjemy w epoce globalnego ocieplenia. Zdjęcia Marsa pokazują, że topnieje tam również wiele kilometrów wiecznej zmarzliny. Świadczą o tym gigantyczne osuwiska topniejącej czerwonej gleby wzdłuż zboczy dolin rzecznych. Ponieważ klimat Marsa jest znacznie chłodniejszy niż Ziemi, wychodzi on z epoki ostatniego zlodowacenia znacznie później niż my.

Zatem połączony wpływ wody i tlenu w atmosferze oraz jeszcze cieplejszy niż obecnie klimat mógł spowodować, że Mars pokrył się tak grubą warstwą „rdzy”, że jest teraz widoczny z wielu setek milionów kilometrów dalej jako „ czerwone oko". I jeszcze jeden warunek: ta „rdza” mogła powstać tylko wtedy, gdy „Czerwona Planeta” miała kiedyś bujną roślinność.

Czy są jakieś dowody na to, że tak było? Amerykanie odkryli meteoryt w lodzie Antarktydy, wyrzucony przez jakąś straszliwą eksplozję z powierzchni Marsa. W kamieniu tym zachowało się coś na kształt pozostałości prymitywnych bakterii. Ich wiek wynosi około trzech miliardów lat. Powłoka lodowa Antarktydy zaczęła się formować zaledwie 16 milionów lat temu. Nie wiadomo jednak, jak długo fragment marsjańskiej skały wirował w przestrzeni, zanim spadł na Ziemię. Według wielu ekspertów silne eksplozje na Marsie miały miejsce nie tak dawno temu - 30-35 milionów lat temu.

Historia rozwoju życia na Ziemi pokazuje, że w ciągu zaledwie 200 milionów lat prymitywne niebiesko-zielone algi prekambryjskie zamieniły się w potężne lasy okresu karbońskiego. Oznacza to, że na Marsie było więcej niż wystarczająco czasu na rozwój złożonych form życia (od prymitywnych bakterii odciśniętych na kamieniu po bujne, nieprzeniknione lasy).

Dlatego na pytanie: „Czy na Marsie jest życie?” – myślę, że powinniśmy odpowiedzieć: „Na Marsie było życie!” Teraz najwyraźniej praktycznie go nie ma, ponieważ zawartość tlenu w marsjańskiej atmosferze jest znikoma.

Co może zniszczyć życie na tej planecie? Jest mało prawdopodobne, aby stało się to z powodu Wielkiego Zlodowacenia. Historia Ziemi dość przekonująco pokazuje, że życie wciąż potrafi przystosować się do zlodowaceń. Najprawdopodobniej życie na „Czerwonej Planecie” zostało zniszczone przez uderzenia gigantycznych asteroid. Dowodem tych oddziaływań jest czerwony magnetyczny tlenek żelaza, który stanowi ponad połowę tlenków żelaza w czerwonych kwiatach Marsa.

Maghemite na Marsie i na Ziemi

Analiza czerwonych piasków Marsa ujawniła niesamowitą cechę: są magnetyczne! Czerwone kwiaty Ziemi, które mają ten sam skład chemiczny, są niemagnetyczne. Tę wyraźną różnicę we właściwościach fizycznych tłumaczy się faktem, że „barwnikiem” ziemskich czerwonych kwiatów jest tlenek żelaza - mineralny hematyt (od greckiego „hematos” - krew) z domieszką limonitu (wodorotlenek żelaza) i na Marsie głównym barwnikiem jest maghemit mineralny. Jest to czerwony magnetyczny tlenek żelaza o strukturze magnetycznego magnetytu mineralnego.

Hematyt i limonit to szeroko rozpowszechnione rudy żelaza na Ziemi, ale maghemit występuje rzadko wśród skał lądowych. Czasami powstaje podczas utleniania magnetytu. Maghemit jest minerałem niestabilnym, podgrzany powyżej 220 o C traci swoje właściwości magnetyczne i zamienia się w hematyt.

Współczesny przemysł produkuje duże ilości syntetycznego maghemitu – magnetycznego tlenku żelaza. Wykorzystuje się go np. jako nośnik dźwięku w taśmach. Czerwonawo-brązowy kolor taśm wynika z domieszki najdrobniejszego magnetycznego proszku tlenku żelaza, który otrzymuje się poprzez kalcynację wodorotlenku żelaza (analog minerału limonitu) do temperatury 800-1000 o C. Taki magnetyczny tlenek żelaza jest trwały i nie nie traci swoich właściwości magnetycznych po wielokrotnej kalcynacji.

Maghemit był uważany za rzadki minerał na Ziemi, dopóki geolodzy nie odkryli, że terytorium Jakucji było dosłownie pokryte ogromną ilością magnetycznego tlenku żelaza. Tego nieoczekiwanego odkrycia dokonała nasza grupa geologiczna, gdy podczas poszukiwań rur kimberlitowych zawierających diamenty odkryto wiele „fałszywych anomalii”. Były bardzo podobne do fajek kimberlitowych, różniły się jednak podwyższonym stężeniem magnetycznego tlenku żelaza. Był to ciężki czerwono-brązowy piasek, który po kalcynacji pozostawał magnetyczny, podobnie jak jego syntetyczny odpowiednik. Opisałem go jako nową odmianę minerału i nazwałem go „stabilnym maghemitem”. Pojawiło się jednak wiele pytań: dlaczego różni się właściwościami od „zwykłego” maghemitu, dlaczego jest podobny do syntetycznego magnetycznego tlenku żelaza, dlaczego jest go tak dużo w Jakucji, a nie wśród licznych czerwonych kwiatów starożytnych złóż lub w pas równikowy Ziemi?.. Czy to nie oznacza, że jakiś potężny strumień energii kalcynował kiedyś powierzchnię północno-wschodniej Syberii?

Odpowiedź widzę w sensacyjnym odkryciu gigantycznego krateru meteorytowego w dorzeczu syberyjskiej rzeki Popigai. Średnica krateru Popigai wynosi 130 km, a na południowym wschodzie znajdują się także ślady innych „ran gwiezdnych”, również dość dużych – o średnicy kilkudziesięciu kilometrów. Ta straszna katastrofa miała miejsce około 35 milionów lat temu. Być może wyznaczył granicę dwóch epok geologicznych - eocenu i oligocenu, na granicy których archeolodzy znajdują ślady gwałtownej zmiany typów życia.

Energia kosmicznego uderzenia była naprawdę potworna. Średnica asteroidy wynosi 8-10 km, jej masa około trzech bilionów ton, a prędkość 20-30 km/s. Przeszył atmosferę jak kula przez kartkę papieru. Energia uderzenia stopiła 4-5 tysięcy kilometrów sześciennych skał, mieszając ze sobą bazalty, granity i skały osadowe. W promieniu kilku tysięcy kilometrów wymarły wszystkie żywe istoty, wyparowała woda z rzek i jezior, a powierzchnia Ziemi została spalona przez kosmiczny płomień.

O tym, że temperatura i ciśnienie w momencie uderzenia były monstrualne, świadczą specjalne minerały, które obecnie znajdują się w skałach krateru Popigai. Mogły powstać jedynie przy „nieziemskim” ciśnieniu setek tysięcy atmosfer. Są to ciężkie modyfikacje krzemionki – koezyt i stiszowit, a także sześciokątna modyfikacja diamentu – lonsdaleit. Krater Popigai to największe na świecie złoże diamentów, ale nie sześcienne, jak w rurach kimberlitowych, ale sześciokątne. Niestety jakość tych kryształów jest tak niska, że nie nadają się one nawet do wykorzystania w technologii. I wreszcie kolejny wynik potężnej kalcynacji. Czerwono zabarwione skorupy limonitu, które wyszły na powierzchnię, zostały tak spalone, że wodorotlenki żelaza zamieniły się w czerwony magnetyczny tlenek żelaza – stabilny maghemit.

Odkrycie ogromnych ilości czerwonego magnetycznego tlenku żelaza w Jakucji jest kluczem do odkrycia magnetyzmu czerwonych skorup na Marsie. W końcu na tej planecie znajduje się ponad sto kraterów po meteorytach, z których każdy jest większy niż Popigaisky, a jest niezliczona ilość mniejszych.

Mars został mocno uderzony bombardowaniami meteorytowymi. Co więcej, wiele kraterów jest stosunkowo młodych. Ponieważ powierzchnia Marsa jest prawie czterokrotnie mniejsza od powierzchni Ziemi, jasne jest, że została poddana silnej kalcynacji, kosmicznemu spaleniu, podczas którego namagnesowane zostały żelaziste skorupy atmosferyczne. Zawartość maghemitu w glebie Marsa wynosi 5-8 proc. Obecną rozrzedzoną atmosferę tej planety można również wytłumaczyć atakiem asteroidy: gazy o wysokich temperaturach zamieniły się w plazmę i na zawsze zostały wyrzucone w przestrzeń kosmiczną. Tlen w atmosferze Marsa wydaje się być reliktowy: jest to nieznaczna pozostałość tlenu powstałego w wyniku życia zniszczonego przez asteroidy.

Trzeci satelita Marsa?

Dlaczego asteroidy tak gwałtownie zaatakowały Czerwoną Planetę? Czy tylko dlatego, że znajduje się najbliżej „pasa asteroid” – fragmentów tajemniczej planety Faeton, która być może kiedyś istniała na tej orbicie? Astronomowie sugerują, że księżyce Marsa, Fobos i Deimos, zostały kiedyś przechwycone przez pole grawitacyjne planety z pasa asteroid.

Fobos okrąża Marsa po orbicie kołowej w odległości zaledwie 5920 km od powierzchni planety. W ciągu marsjańskiej doby (24 godziny 37 minut) udaje mu się okrążyć planetę trzy razy. Według niektórych obliczeń Fobos znajduje się niemal bardzo blisko tzw. „granicy Roche’a”, czyli krytycznej odległości, przy której siły grawitacyjne rozrywają satelitę. Fobos ma kształt ziemniaka. Jego długość wynosi 27 km, szerokość - 19 km. Zapadnięcie się i upadek fragmentów tak gigantycznego „ziemniaka” spowoduje straszliwe skutki na Marsie i nową kalcynację jego powierzchni. Pozostałości atmosfery zostaną oczywiście oderwane i wystrzelone w przestrzeń kosmiczną w postaci strumienia gorącej plazmy.

Pojawia się pomysł, że Mars doświadczył już czegoś podobnego w przeszłości. Możliwe, że miał jeszcze co najmniej jednego towarzysza. Lepszym imieniem dla niego byłoby Thanatos – Śmierć. Thanatos przekroczył granicę Roche, wyprzedzając obecnie umierającego Fobosa. Bardzo możliwe, że to właśnie te szczątki zniszczyły całe życie na Marsie. Wymazali życie roślinne z powierzchni Marsa i zniszczyli gęstą atmosferę tlenową. Podczas ich upadku czerwona skorupa Marsa uległa namagnesowaniu.

Wystarczyło kilka następnych milionów lat, aby Mars zamienił się w martwą pustynię z zamarzniętymi morzami i rzekami pokrytymi czerwonym magnetycznym piaskiem. Podobne lub mniejsze kataklizmy wcale nie są cudem w świecie planet. Czy ktoś na Ziemi pamięta teraz, że na terenie gigantycznej Sahary zaledwie 6 tysięcy lat temu płynęły wezbrane rzeki, szumiały lasy i życie toczyło się pełną parą?..

Literatura

Portnov A. M., Fedotkin A. F. Minerały ilaste i maghemit jako przyczyna anomalii interferencji geofizycznej w powietrzu. Poszukiwanie i ochrona podłoża. „Nedra” nr 4, 1986.

Portnov A. M., Korovushkin V. V., Yakubovskaya N. Yu Stabilny maghemit w wietrzejącej skorupie Jakucji. Dokl. Akademia Nauk ZSRR, t. 295, 1987.

Portnov A. M. Magnetyczne czerwone kwiaty - wskaźnik ataku asteroidy. Wiadomości o uniwersytetach. Seria geologiczna. Nr 6, 1998.

Poznanie każdej planety zaczyna się od jej atmosfery. Otacza ciało kosmiczne i chroni je przed wpływami zewnętrznymi. Jeśli atmosfera jest bardzo rozrzedzona, to taka ochrona jest wyjątkowo słaba, ale jeśli jest gęsta, to planeta znajduje się w niej jak w kokonie - przykładem może być Ziemia. Jednak taki przykład jest odosobniony w Układzie Słonecznym i nie dotyczy innych planet ziemskich.

Dlatego atmosfera Marsa (czerwonej planety) jest niezwykle rzadka. Jego przybliżona grubość nie przekracza 110 km, a gęstość w porównaniu z atmosferą ziemską wynosi zaledwie 1%. Oprócz tego czerwona planeta ma wyjątkowo słabe i niestabilne pole magnetyczne. W rezultacie wiatr słoneczny atakuje Marsa i rozprasza gazy atmosferyczne. W rezultacie planeta traci od 200 do 300 ton gazów dziennie. Wszystko zależy od aktywności Słońca i odległości od gwiazdy.

Stąd nietrudno zrozumieć, dlaczego ciśnienie atmosferyczne jest bardzo niskie. Na poziomie morza jest to 160 razy mniej niż na Ziemi. Na szczytach wulkanicznych wynosi ona 1 mm Hg. Sztuka. A w głębokich zagłębieniach jego wartość sięga 6 mm Hg. Sztuka. Średnia wartość na powierzchni wynosi 4,6 mm Hg. Sztuka. To samo ciśnienie rejestruje się w atmosferze ziemskiej na wysokości 30 km od powierzchni ziemi. Przy takich wartościach woda nie może występować w stanie ciekłym na Czerwonej Planecie.

Atmosfera Marsa zawiera 95% dwutlenku węgla.. Oznacza to, że możemy powiedzieć, że zajmuje pozycję dominującą. Na drugim miejscu jest azot. Stanowi prawie 2,7%. Trzecie miejsce zajmuje argon - 1,6%. A tlen jest na czwartym miejscu - 0,16%. Tlenek węgla, para wodna, neon, krypton, ksenon i ozon są również obecne w niewielkich ilościach.

Skład atmosfery jest taki, że ludzie na Marsie nie mogą oddychać. Po planecie można poruszać się wyłącznie w skafandrze kosmicznym. Jednocześnie należy zaznaczyć, że wszystkie gazy są chemicznie obojętne i żaden z nich nie jest trujący. Jeżeli ciśnienie powierzchniowe wynosiło co najmniej 260 mm Hg. Art., wówczas można byłoby po nim poruszać się bez skafandra kosmicznego w zwykłym ubraniu, mając jedynie aparat do oddychania.

Niektórzy eksperci uważają, że kilka miliardów lat temu atmosfera Marsa była znacznie gęstsza i bogatsza w tlen. Na powierzchni znajdowały się rzeki i jeziora wodne. Wskazują na to liczne naturalne formacje przypominające wyschnięte koryta rzek. Ich wiek szacuje się na około 4 miliardy lat.

Ze względu na duże rozrzedzenie atmosfery temperatura na czerwonej planecie charakteryzuje się dużą niestabilnością. Występują ostre wahania dzienne, a także duże różnice temperatur w zależności od szerokości geograficznej. Średnia temperatura wynosi -53 stopnie Celsjusza. Latem na równiku średnia temperatura wynosi 0 stopni Celsjusza. Jednocześnie może wahać się w ciągu dnia od +30 do –60 w nocy. Ale na biegunach obserwuje się rekordy temperatury. Tam temperatura może spaść do -150 stopni Celsjusza.

Pomimo niskiej gęstości, w atmosferze Marsa często obserwuje się wiatry, tornada i burze. Prędkość wiatru osiąga 400 km/h. Wznosi różowy marsjański pył i zakrywa powierzchnię planety przed wścibskimi oczami ludzi.

Trzeba powiedzieć, że chociaż marsjańska atmosfera jest słaba, ma wystarczającą siłę, aby oprzeć się meteorytom. Nieproszeni goście z kosmosu, spadając na powierzchnię, częściowo się spalają, dlatego na Marsie nie ma zbyt wielu kraterów. Małe meteoryty spalają się całkowicie w atmosferze i nie wyrządzają szkody sąsiadowi Ziemi.

Władysław Iwanow