Шта је површина Марса? Изгледа да на површину Марса?

Схиммеринг у данима сукоба злокобног крви-црвена и саговорник примитивне мистично страха мистерозно звезде да су стари Римљани именован у част бога рата Марс (Арес на грчком), тешко да би доликује име жене. Грци такође је позвао Тоуарег за "блиставу и блиставог" изгледу да је површина Марса је дужан да светле боје и "Лунар" терену са вулканских кратера, удубљења од удараца џиновски метеора, долине и пустиње.

Орбиталне карактеристике

Ексцентричност елиптичне орбите је 0.0934 Март, изазивајући на тај начин максималну разлику (249 милиона КМ) и минимум (207 милиона КМ) растојања од Сунца, према којима се због количина долазног соларне енергије на планети варира у распону од 20-30%.

орбитална брзина у просеку 24,13 км / с. Кобиле потпуно окружује Сунце за земаљских дана 686.98, који превазилази период Земље два пута, и окреће око своје осе је скоро исти као земље (24 х 37 мин). Склоност на еклиптике различитих процена се одређује из 1,51 ° до 1,85 ° и склоност ка екватора 1.093 °. Сунце у односу на екватор на Марс орбите нагнута на 5,65 ° (и Земље - око 7 °). Значајан склоност планетарни екватор у орбити равни (25,2 °) доводи до суштинских промена у сезонског климе.

Физички параметри планете

Марс међу планетама Сунчевог система величине је седми и по удаљености од Сунца заузима четврту позицију. Планет запремина је 1.638 × 1011 кубних километара, а тежина 0,105-0,108 земљина маса (6.44 * 1023 кг), дајући јој густину од око 30% (3,95 г / цм ^3). Гравитационо убрзање на екватору Марса одређује у распону од 3.711 до 3.76 м / с². Површина се процењује на 144 800 000 км². Атмосферски притисак варира између 0.7-0.9 кПа. Брзина је потребно да се превазиђу гравитације (други простор) - 5072 м / с. У јужној хемисфери Марса површине у просеку од 3-4 км већи него на северу.

климатски услови

Укупна маса Марс атмосфере је око 2,5 к 1016 кг, већ током целе године да варира у великој мери због топљења или "тумачи као замрзавање" садржи угљен диоксида поларне капе. Притисак Средња на нивоу површине (око 6,1 мбар) на готово 160 пута мање него близу површине наше планете, али у дубоким базенима достигне 10 мбар. Према различитим изворима, сезонске разлике притиска од 4.0 до 10 мбара.

Ат 95.32% Марс атмосфера састоји од угљендиоксида, око 4% од аргон фракције и азота и кисеоника заједно са воденом паром је мање од 0,2%.

Силноразрезхеннаиа атмосфера не може дуго задржати топлоту. Упркос "топле боје", који истиче између осталог планете Марс, површинска температура падне зими на -160 ° Ц на пола и екватора, у лето, површина може само топла до + 30 ° Ц у току дана.

Клима је сезонска, као и на Земљи, али издужења орбите Марса доводи до знатних разлика у условима Трајање и температура на доба. Цоол пролеће и лето на северној хемисфери у последњем сету знатно више од пола Марсовог године (371 Март. Дневно), а зиме до јесени су кратке и благе. Јужна топла лета и кратке, а зима је хладна и дуга.

Сезонске климатске промене најјасније огледа у понашању поларних капа слажу лед допираних са финим, прашине као честица стена. Предњи део северне поларне капе могу да се уклоне из стуба за готово једну трећину удаљености од екватора и јужне границе капе долази до половине ове дистанце.

Термометар налази управо у фокусу рефлектор који има за циљ Марс, температура на површини планете је већ одређен у раним 20-тих година прошлог века. Прва мерења (до 1924) показали су вредности -13 до -28 ° Ц, а 1976. су наведена разматрају доње и горње границе температуре пале на Марс летилице "Викинг".

Мартиан олује

"Разоткривање" олује прашине, њихова величина и понашање помогао открије мистерију која већ дуго задржао Марс. Површина планете мистериозно мења боју од давнина бевитцхинг посматрача. Узрок "хамелеонства" су пешчане олује.

Нагле промене температуре су планета Црвена пијанка узроковати насилне ветрове, који брзина до 100 м / с, док је ниска гравитација, упркос клима скромношћу омогућава ветрови да подигне велике масе прашине до висине од преко 10 км.

Нуцлеатион олује доприноси драматичном повећању атмосферског притиска изазване испаравањем залеђених угљендиоксид зимских поларним капама.

Прашине олује као што је показано снимки на површини Марса, просторно гравитирају поларним капама и може да покрије огроман простор, настављајући да 100 дана.

Још једна атракција прашине, која мора Марс ненормални температурне промене су торнада, који за разлику од копнених "колега" лутају не само у пустих области, али такође био домаћин на обронцима вулканских кратера и утицаја кратера, схватајући до 8 км. Њихове нумере су елоквентно тракасте огромне цртеже који су дуго остали мистериозно.

Прашине олује и торнада јављају углавном у великим борбама када је на јужној хемисфери летње рачуна за период од Марса кроз најближе тачке на Сунце, планете орбите (перихел).

Плодоносна на торнада су слике површине Марса коју је летелице Марс Глобал Сурвеиор, која је у орбити планету од 1997. године.

Неки торнада оставити трагове, очистити или сисају у лабаве површинског слоја ситних честица земљишта, други ни не оду "отиске прстију", и друге, бесни, цртање сложене личности, за које су именоване ђаволи прашине. Вортицес раде, обично сам, али и на групу "идеја" не одустајте.

карактеристике рељефа

Можда сви они који, наоружан са моћним телескопом, прво погледао Марс, површина планете одмах подсетио Месечев пејзаж, а у многим областима то је истина, али ипак геоморфологија Марса препознатљив и јединствен.

Регионални рељеф има планету асиметрија због њене површине. Преовлађујући равну површину северне хемисфере испод нуле условно ниво 2-3 км, а на јужној хемисфери компликованих кратера, долине, кањони, долина и брда на површини 3-4 км изнад основне линије. Прелаз зона између ширине две хемисфере од 100-500 км снажно изражена морфолошки еродира џиновски висине рамена од око 2 км, покрива скоро 2/3 обим планете и додирује грешке система.

Преовлађујући облици рељефа, карактеристичне површину Марса, представља различите генезе флецкед кратера, шупљине и неравнине, шок структуре кружне депресије (мултиринг базени), линеарно издужене избочине (испусти) и неправилног облика депресије стрмим падинама.

Распрострањена уплифт флат-топпед са стрмим ивицама (Месас), огромним равним кратера (Схиелд вулкана) са еродираних падинама, намотаја долину са притокама и рукавима обложене Упланд (плато) и области насумично наизменично кањон-лике Валлеи (лавиринт).

Карактеристика Марс отказују и депресија са хаотично и без облика рељефа, дуге, компликоване структуре Стаге (пражњења), низа подзаконских паралелни гребена и жљебова, као и простране равнице прилично "земаљски" изглед.

Кружне кратера базена и велики (више од 15 км у пречнику) кратера одређују морфолошке структуре за већину јужне хемисфере.

Највиши региони планете са именима Тхарсис и Елисиум су на северној хемисфери и да су огромни вулкански плато. Тхарсис плато, са погледом на обичне околину скоро 6 км протеже дуж дужини од 4000 км и 3000 км протеже у географске ширине. На платоу постоје 4 гигант висина вулкан 6.8 км (Моунт Алба) до 21,2 км (Олимпиа, 540 км на пречнику). Врхови планина (вулкана) Павлин / Павонис (Павонис), Аскриискаиа (Асцраеус) и Арсииа (Арсиа) су на надморској висини од 14, 18 и 19 км, респективно. Моунт Алба стоји на северо-западно од строгог броја других вулкана и вулканског панел одбора је структура око 1500 км у пречнику. Вулкан Никон (Никон) - највиша планина не само на Марсу, али у целом Сунчевом систему.

Са истока и запада на Тхарсис суседне две широке меридијалног депресије. Марко површина западних равница Амазона са називом приближно на нивоу планете нула, и најнижим деловима источне депресије (обичан Цхрисе) испод нивоа нуле на 2-3 км.

У еквадоријалној региону Марса одлаже другог по величини вулкански Елисиум плато око 1500 км у пречнику. Плато јуттинг изнад базе 4-5 км и носи три вулкана (заправо Моунт Елиза Албор Тхолус и планински Хецате). Највиши планински рај повећао на 14 км.

Источно од платоа Тхарсис у екваторијалној региону простире огромну скалу Март (скоро 5 км на) рифтообразнаиа систем долина (кањона) Маринер, дужи него једна од највећих на Земљи Гранд Цанион је скоро 10 пута и 7 пута шире и дубље. Ширина долина у просеку 100 КМ, а готово вертикалне стране њихових носача достићи висину од 2 км. Линеарни структура указује да су тектонског порекла.

У оквиру висоравни на јужној хемисфери, где је површина Марса само препун кратера, су највећа на планети циркуларности утицаја депресије са именима Аргир (око 1500 км) и Хеллас (2300 километара).

Плаин Еллада најдубље депресије планета (скоро 7.000 метара испод просека) и равнице Аргире вишак у односу на ниво околних узвишења је 5,2 км. Слично заокружен низије Исис (1100 км у пречнику), који се налази у еквадоријалној региону источне хемисфере планете и на северу равници поред до Елисиум.

Марс је увек познат око 40 таквих мулти-прстену басене, али мање величине.

северна хемисфера је највећи на планети Плаин (Северна Плаин), на граници поларног региона. Маркери су једноставне испод површине нивоа нула.

аеолиан пејзажи

Било би тешко у неколико речи да окарактерише површину Земље, који се односи на планети у целини, али да би добили идеју о томе шта је површина Марса, можете, ако само зови је беживотно и суво, црвенкасто-браон, каменита и пјешчана пустињу, јер Диссецтед топографија планете је сравњена са земљом лабаве алувијалне наслаге.

Липарска пејзажи састављене од песка и прашине тонкоалевритовим материјала и формирани као резултат активности ветра, покривају скоро целу планету. Овај конвенционалне (на земљи) Дунес (попречна, уздужни и дијагонални) величине од неколико стотина метара до 10 километара, као и ламината Еолиан-ледена депозити поларне капе. Посебно ослобођење, "створена Еолом", темпирано у затвореним структурама - на дну великих кањона и кратера.

Морфолошке операције винд, утврђивање посебне карактеристике Марса, испољава и интензивна ерозија (дефлација), што је довело до формирања карактеристичних "угравирано" ћелијски површина и линеарних структура.

Лаиеред еолиан-глациал формација искључен помеша са падавина леденом поклопцем поларне капе планете. Њихов капацитет је процењена на неколико километара.

Геолошке карактеристике површине

Према једном постојећем модерне хипотезе састава и геолошке структуре Марс Прва основна супстанца осећао иннер планете малог језгру се састоји углавном од гвожђа, никла и сумпора. Затим, око језгра формирана дебљине хомогена састава литосфере са кором од око 1000 км, што је вероватно и данас наставља да вулканске активности на површини са издавањем свих нових делова магме. Дебљина Марса коре се процењује на 50-100 км.

Јер људи су почели да погледате најсјајнијих звезда, научника, као и све комшије нису равнодушни према универзалним људима, између осталог мистеријама, првенствено заинтересовани за оно што површини Марса.

Готово цела планета обложени слој Крем боја-црвена прашина адитив са тонкоалевритового и пешчаном материјала. Главне компоненте су лабаве силикати земљишта са великим примесама гвожђа оксида, које дају површини црвенкасту нијансу.

Према бројним студијама које спроводи летелице, вибрације на елементарни састав неконсолидованог седимент површинског слоја планете није тако велика као да сугерише широк спектар минералног састава стена које формирају Марса кору.

Инсталиран у земљишту просечног силицијума (21%), гвожђе (12,7%), магнезијума (5%), калцијума (4%), глинице (3%), сумпора (3,1%) и калијума и хлора (<1%) указује да је основа површина неконсолидованих седимената представљају производе разарања и еруптивне стене магматских основне композиције близу земље базалта. Испрва, научници су испитивали суштинску диференцијацију каменог омотача планете у њиховој минералног састава, медјутим, изведена у оквиру Марс Екплоратион Ровер (УСА) темељ Марс истраживања довела до сензационалног открића земаљских аналога андезити (просек састав стена).

Овај налаз, накнадно потврђен као налаза бројни раса давања оценио да Марс, попут Земљине коре могу имати диференцирају, што доказује значајан садржај алуминијума, силицијума и калијума.

На основу великог броја слика које су предузете и летилице ће проценити шта представља површину Марса, међу магматских и вулканским стенама, на планети јасно присуство волцаноседиментари стене и седименти који су признати од стране карактеристичном Плати одвојено и ламинацију пласмана фрагменте.

Природа слојевитости стена може да укаже на њихово формирање у морима и језерима. Области седимента забележен у многим деловима планете, а најчешће се могу наћи у великим кратерима.

Научници не искључују и "суво" формирање муља Марсовог прашине са њиховим даљим литхифицатион (окамењавање).

мраз формирање

Посебно место у површини Марса морфологији да смрзавања формирање, од којих је већина појавио у различитим фазама геолошке историје планете као резултат тектонских покрета и утицајем егзогених фактора.

На основу великог броја сателитских снимака, научници једногласно закључио да је формирање појаве Марса, уз вулканска активност значајна улога припада воду. вулканске ерупције довело до отапања леда, који, заузврат, је развој водне ерозије, од којих трагови и данас може видети.

Чињеница да је Пермафрост на Марсу формирана у најранијим фазама геолошке историје планете, у складу са не само поларних капа, али и специфичним облицима рељефа, сличних станица у регионима тјела на Земљи.

Ковитла, образовање, што је поглед на сателитских снимака слојевитим депозите у поларним подручјима планете, у близини су систем терасе, гребенима и увалама, формирање разних облика.

Депозити полар цапс повер оф слојева неколико километара чине угљен диоксид и воденог леда, помешане са муља и тонкоалевритовим слике.

Са Криогени процес ребра секвенци повезане Ландформс провално-опуштене својствени екваторијалне зоне Марса.

Вода на Марсу

У већини површине Марса, вода може постојати у течном стању због ниског притиска, али у неким областима, укупне површине од око 30% површине планете НАСА стручњаци дозвољавају течну воду.

Поуздано утврђен у садашњим резервама воде на Марсу су углавном концентрисане у површинском слоју тјела (криосферу) са капацитетом до више стотина метара.

Научници не искључују постојање реликтних језера течне воде и испод слојева поларних капа. На основу обрачунате обима цриолитхоспхере прибор Март вода (лед) процењена је на 77 милиона кубних километара, а ако се узме у обзир могући обим одмрзнутих стена, ова цифра може да се сведе на 54 милиона кубних километара.

Поред тога, сматра се да под цриолитхоспхере могу акумулација за огромне резерве слане воде.

Много доказа указује на присуство воде на површини планете у прошлости. Главни сведоци су минерали, од којих је формирање подразумијева учешће воде. Ово је првенствено хематит, минерали глине и сулфати.

Мартиан облаци

Укупна количина воде у атмосфери, "осушени" планета више од 100 милиона пута мања него у свету, а ипак је површина Марса је покривена и нека ретка неупадљиво, али чак и ове плавичасте облака, међутим, састоји се од леда прашине. Снег је формиран у широком распону од висине од 10 до 100 км и фокусира углавном у екваторијалној појасу, ретко диже изнад 30 км.

Лед магла и облаци су честе и код поларних капа зими (поларни мрак), али овде могу "потонути" испод 10 км.

Облака могу боје бледо розе боје када се честице лед помешани са прашином подигао са површине.

Рецордед облаци различитих облика, укључујући и таласаста, пругаста и перјем.

Мартиан Ландсцапе са висине од људског раста

За први пут да видимо, Изгледа да на површину Марса са висине једног високог човека (2,1 м) дозвољено оружани камера "рука" ровер радозналост у 2012. години. Пре него што су запањени очи робота појавио "песак", шљунковито, шљунковито обичан, прошарана ситним шљунком, са повременим изданцима равних, можда аутохтоних, вулканских стена.

Досадан и монотон шара на једној страни оживљена брдовит гребен ивицу кратера Гале, а на другој - пологосклоннаиа хулк планине Схарп 5.5 км висине, што је предмет лова свемирски брод.

Описујући руту на дну кратера, аутори пројекта, очигледно није знао да је површина Марса, узети Ровер Радозналост, ће бити разноврстан и хетероген, супротно очекивању да виде само досадна и монотон пустињу.

На путу за монтирање Схарпе робота морао да превазиђе сломљена, Плати Планар површине степенасте поднео падине волцаноседиментари (судећи по слојевима текстуру на чиповима) стене, и коцкасто распао тамне плавичасте волцанитес месх површину.

Уређај у току испаљен "наведене на врху" мета (Цобблес) ласерски пулсеви и буши малу рупу (до 7 цм дубоко) за проучавање материјалног састава узорака. Анализа овог материјала, поред садржаја елемената стена формирају карактеристичне базних стена (базалт), показала присуство сумпорних једињења, азот, угљеник, хлор, метан, водоник и фосфора, односно "живе компоненте".

Такође, пронађени су минерали глине формирана у присуству воде у вредности неутралним киселине и мали концентрације соли.

На основу ових података у комбинацији са претходно добијених података савијене Научници су закључили да милијарди година раније на површини Марса било ликвидно воде и густина атмосфере је много већа струја.

Јутарња звезда Марс

Од маја 2003. године, свет је обишао слике плава полумесеца Земљу, направио од Марс Глобал Сурвеиор летелице у орбити Црвену планету у даљину 139 милиона КМ и многи, чини се да је управо оно што је Земља изгледа из површини Марса.

Али, у ствари, наша планета изгледа одатле о начину видимо Венеру у јутарњим и вечерњим сатима, сија само у браон црне Марсовском неба сама (не рачунајући мало уочљив месец), мали тачку мало светлији од Венере.

Прва фотографија Земље из површине је изведена у раним јутарњим сатима на броду Дух ровер у марту 2004. године, као летелице Радозналост Еартх "на руци Месеца" постављено у 2012. години и добио више "леп" него први пут.