Съставът на атмосферата на Марс и Земята. Атмосферата на Марс е химическата композиция, метеорологичните условия и климата в миналото
Атмосферата на Марс е по-малка от 1% от земята, така че не защитава планетата от радиацията на слънцето и не запазва топлината на повърхността. Така че накратко можете да го опишете, но нека го разгледаме по-подробно.
Атмосферата на Марс беше отворена преди полета на автоматичните междупланетинни станции до планетата. Благодарение на конфронтациите на планетата, които се случват на всеки три години и спектрален анализ, астрономите вече са знаели, че има много хомогенен състав, повече от 95% от които е CO2.
Цветът на марсианското небе от модула за кацане на Викинг Ландър 1. при 1742 г. Сол (денят на марсианския ден) е видим за прах буря.
През 20-ти век, благодарение на междупланетните сонди, научихме, че атмосферата на Марс и нейната температура са много взаимосвързани, защото благодарение на прехвърлянето на най-малките частици от железен оксид възникват огромни прахови бури, които могат да покрият половината от планетата , едновременно повдигане на температурата си.
Приблизителна композиция
Газовата обвивка на планетата се състои от 95% въглероден диоксид, 3% азот, 1,6% аргон и следи кислород, водна пара и други газове. В допълнение, тя е много пълна с малки прахови частици (главно от железен оксид), който й дава червеникав оттенък. Благодарение на информацията за частиците от железен оксид, отговорете на въпроса каква цветова атмосфера не е трудна.
Въглероден двуокис
Тъмни дюни - резултатът от сублимацията на замразения въглероден диоксид, който се стопи през пролетта и избяга в изхвърляната атмосфера, оставяйки зад такива следи.
Защо атмосферата на червената планета се състои от въглероден диоксид? Няма тактики на планетата за милиарди години. Липсата на движение на плочите позволи на вулканични точки да шпионират магма на повърхността на милиони години подред. Въглеродният диоксид също е изригващ продукт и това е единственият газ, който непрекъснато се актуализира от атмосферата, всъщност това всъщност е единствената причина, поради която тя съществува. Освен това планетата загуби своя магнитно полеКоито допринесоха за факта, че слънчевите газове бяха извършени от слънцето. Поради непрекъснати изригвания се появяват много големи вулканични планини. Mount Olympus е най-голямата планина в слънчевата система.
Учените смятат, че Марс загуби цялата си атмосфера, поради факта, че е загубил магнитосферата си преди около 4 милиарда години. След като газовата обвивка на планетата беше здраво и магнитосферата, защитена от слънчевия вятър към планетата. Слънчев вятър, атмосферата и магнитосферата са силно взаимосвързани. Слънчевите частици взаимодействат с йоносферата и вземат молекулата от нея, намалявайки плътността. Това е благодарение на въпроса, където се извършва атмосферата. Тези йонизирани частици са намерени от космически кораб, в пространството зад Марс. Това води до факта, че върху повърхностното налягане средно 600 PA, в сравнение със средния натиск върху Земята 101300 Pa.
Метан
Сравнително голямото количество метан е било открито сравнително наскоро. Тази неочаквана намерения показа, че атмосферата съдържа метан в съотношение от 30 части на милиард. Този газ се появява от различни региони на планетата. Данните сочат, че има два основни източника на метан.
Залез на слънцето, синьо небетъл се дължи, отчасти, наличието на метан
Смята се, че Марс произвежда около 270 тона метан годишно. В съответствие с условията на планетата, метанът се разпада бързо, около 6 месеца. За да съществува метан в установените количества, трябва да има активни източници под повърхността. Вулканичната активност и серпентина са най-вероятните причини за образуване на метан.
Между другото, метанът е една от причините, поради които атмосферата на планетата е синя при залез слънце. Метан разпръсква синьо, а не други цветове.
Метанът е страничен продукт от живота, както и резултат от вулканизъм, геотермални процеси и хидротермална активност. Метанът е нестабилен газ, така че планетата трябва да има източник, който непрекъснато го попълва. Тя трябва да бъде много активна, защото проучванията показват, че метанът е унищожен за по-малко от година.
Количествен състав
Химичният състав на атмосферата: той се състои от повече от 95% въглероден диоксид, 95.32%, ако сте точни. Газът се разпределя както следва:
Въглероден диоксид 95.32%
Азот 2.7%
Argon 1.6%
Кислород 0.13%
Въглероден оксид 0.07%
Водна пара 0.03%
Азотен оксид 0.0013%
Структура
Атмосферата е разделена на четири основни слоя: по-ниска, средна, горна и екосфера. Долните слоеве са топла зона (около 210 k). Нагрява се от прах във въздуха (прах 1.5 цт в диаметъра) и термично излъчване от повърхността.
Трябва да се отбележи, че въпреки много голямото рядкостта, концентрацията на въглероден диоксид, в газовата обвивка на планетата, е около 23 пъти повече, отколкото в нашата. Ето защо, не такава приятелска атмосфера на Марс, е невъзможно да дишате не само на хората, но и за други земни организми.
Средната стойност е подобна на земната. Горните слоеве на атмосферата се нагряват от слънчевия вятър и там температурата е много по-висока от повърхността. Топло причинява газ да напусне газовата обвивка. Екосферата започва на около 200 км от повърхността и няма ясна граница. Както виждате, разпределението на температурата по височина е доста предсказуемо за планетата на земната група.
Времето на Марс
Прогнозата за Марс обикновено е много лоша. Вижте прогнозата за времето на Марс за Марс. Времето се променя всеки ден, а понякога и на всеки час. Изглежда необичайно планетата, която има атмосфера на компонент от само 1% от земята. Въпреки това, климатът на Марс и обща температура Планетите също силно се повлияват като на земята.
Температура
През лятото, дневните температури в екватора могат да достигнат до 20 ° C. През нощта температурата може да бъде спусната до -90 p. 110 градуса на разликата в един ден, може да създаде прах торнади и прахови бури, които покриват цялата планета в продължение на няколко седмици. Зимните температури са изключително ниски -140 C. Въглероден диоксид замръзва и се превръща в сух лед. Мартейският северният полюс има метров слой от сух лед през зимата, докато Южният полюс постоянно се покрива с осем метра сух лед.
Облаци
Тъй като радиацията на слънцето и слънчевия вятър е постоянно бомбардираща планетата, течната вода не може да съществува, така че няма дъжд на Марс. Понякога обаче се появяват облаци и снегът започва да пада. Облаците на Марс са много малки и тънки.
Учените смятат, че някои от тях се състоят от малки частици вода. Атмосферата съдържа водни пари в малки количества. На пръв поглед може да изглежда, че облаците не могат да съществуват на планетата.
И все пак на Марс има условия за образуването на облаци. На планетата е толкова студено, че водата в тези облаци никога не пада под формата на дъжд, но тя отива под формата на сняг в горните слоеве на атмосферата. Учените го наблюдаваха няколко пъти и няма доказателства, че снегът не достига повърхността.
Прах
Тъй като атмосферата влияе на температурния режим, за да се види доста лесно. Най-значимото събитие е праховите бури, които локално отопляват планетата. Те се срещат поради температурната разлика на планетата, а повърхността е покрита със светлинен прах, който дори толкова слаб вятър повдига.
Тези бури са изкопани слънчеви панели, което прави невъзможно дългосрочното изследване на планетата. За щастие бурите се редуват с вятъра, който издухва натрупания прах от панелите. Но атмосферата на Curiiiti трябва да бъде предотвратена в позиция, напредналите американски ровер са оборудвани с ядрен термогенератор и за него, прекъсвания слънчева светлина Не е ужасно, за разлика от другата възможност, работещ на слънчеви панели.
Такъв Мерсие не се страхува без прах
Въглероден двуокис
Както вече споменахме, газовата обвивка на червената планета при 95 се състои от въглероден диоксид. Тя може да замръзне и да падне на повърхността. Приблизително 25% от атмосферния въглероден диоксид се кондензира в полярните шапки под формата на твърд лед (сух лед). Това се дължи на факта, че марсианските полюси не са изложени на слънчева светлина през зимния период.
Когато слънчевата светлина падне върху полюса, ледът влиза в газообразна форма и се изпарява назад. По този начин съществува значителна промяна в налягането на година.
Прах Солохи
Дъсти разкъсана с височина 12 километра и 200 метра в диаметър
Ако някога сте били в пустинен терен, тогава видяхте малки утайки от прах, които, сякаш произтичащи от нищото. Утайката от прах на Марс е малко по-грешници, отколкото на земята. В сравнение с нашата, атмосферата на планетата Krasnoyo има плътност 100 пъти по-малка. Затова торнадото е по-скоро като торнадо, който се издига на няколко километра във въздуха и с диаметър стотици метра. Това отчасти обяснява, че в сравнение с нашата планета атмосферата е червена - прашни бури и фин прах от железен оксид. Също така, цветът на газовата черупка на планетата може да се промени и двете при залез, когато слънцето седи, метанът разсее синята част на света е по-силна от останалите, така че залезът на планетата е син.
Марс - четвъртата за разстоянието от слънцето и седмата (предпоследна) в размера на планетата на слънчевата система; Масата на планетата е 10,7% от масата на земята. Наречен в чест на Марс - древния римски бог на войната, съответстващ на древния гръцки арест. Понякога Марс се нарича "червената планета" поради червеникав нюанс на повърхността, прикрепена към неговия железен оксид.
Марс - планета на земната група с разредена атмосфера (налягането на повърхността е 160 пъти по-малко от земята). Особеностите на повърхностния релеф на Марс могат да се считат за шокови кратери като лунни, както и вулкани, долини, пустини и полярни ледникови капачки като наземния.
Марс има два природни спътника - Фобос и Димимос (преведени от древното гръцки - "страх" и "ужас" - имената на двама ара, които го придружават в битка), които са сравнително малки (Фобос - 26x21 км, Димимос - 13 км в диаметър) и имат неправилна форма.
Големи конфронтации на Марс, 1830-2035.
| Година | дата | Разстояние, a. д. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 септември. | 0,388 |
| 1845 | 18 август | 0,373 |
| 1860 | 17 юли | 0,393 |
| 1877 | 5 септември | 0,377 |
| 1892 | 4 август | 0,378 |
| 1909 | 24 септември | 0,392 |
| 1924 | 23 август | 0,373 |
| 1939 | 23 юли | 0,390 |
| 1956 | 10 септември | 0,379 |
| 1971 | 10 август | 0,378 |
| 1988 | 22 септември | 0,394 |
| 2003 | 28 август | 0,373 |
| 2018 | 27 юли. | 0,386 |
| 2035 | 15 септември | 0,382 |
Марс - четвъртата за разстоянието от слънцето (след Меркурий, Венера и Земята) и седмия размер (надвишаването на масата и диаметъра на само живака) на планетата на слънчевата система. Масата на Марс е 10.7% от масата на Земята (6,423 · 1023 kg срещу 5,9736 · 1024 кг за Земята), обемът е 0.15 от обема на Земята, а средният линеен диаметър е 0.53 от диаметър на земята (6800 км).
Mars Relief има много уникални функции. Марката в Вулкан Олимп е най-високата планина в слънчевата система, а долината на Марин е най-големият каньон. Освен това през юни 2008 г. три статии, публикувани в списанието "Природа", представиха доказателства за съществуване в северното полукълбо на Марс от най-големия известен шоков кратер в слънчевата система. Дължината му е 10,600 км, а ширината е 8500 км, която е около четири пъти повече от най-големия шоков кратер, и също е открит на Марс близо до южния му полюс.
В допълнение към сходството на повърхностния релеф, Марс има период на въртене и промяна в сезоните на годината, подобна на земята, но климатът му е много по-студен и земя на сушата.
До първия участък от Марс космически кораб През 1965 г. Mariner-4 през 1965 г. вярва, че на повърхността му имаше вода. Това становище се основава на наблюдения за периодични промени в светли и тъмни зони, особено в полярните ширини, които са подобни на континентите и морето. Тъмните жлебове на повърхността на Марс бяха интерпретирани от някои наблюдатели като напоителни канали за течна вода. По-късно беше доказано, че тези бразди са оптична илюзия.
Благодарение на ниското налягане, водата не може да съществува в течно състояние на повърхността на Марс, но е вероятно в миналото условията да са различни и следователно наличието на примитивен живот на планетата не може да бъде изключено. На 31 юли 2008 г., водата в щата лед е открита на Марс Космическият кораб на НАСА "Феникс" (английски "Феникс).
През февруари 2009 г. орбиталната изследователска група в орбитата на Марс има три функционираща космически кораб: Марс Одисей, Марс-експрес и спътник на разузнаването на Марс, това е повече от всяка друга планета, в допълнение към земята.
Повдигането на Марс в момента е изследвано от два марговора: "дух" и "възможности". На повърхността на Марс има и няколко неактивни модула за кацане и изплакване, завършени проучвания.
Събраните от тях геоложки данни предполагат, че по-голямата част от повърхността на Марс преди това е покрила водата. Наблюденията през последното десетилетие позволяват да се открие слаба гейзерова активност на някои места на повърхността на Марс. Според наблюденията от космическата агенция "Марс глобален сървър", някои от южната полярна капачка на Марс постепенно се оттеглят.
Марс може да се види от земята с просто око. Неговата видима величина на звездите достига 2.91 м (с максимална конвергенция от Земята), давайки само Юпитер в яркост (и след това не винаги по време на голямата конфронтация) и Венера (но само сутрин или вечер). Като правило, по време на голямата конфронтация, Orange Mars е най-ярката цел на земното нощно небе, но това се случва само веднъж на всеки 15-17 години за една до две седмици.
Орбитални характеристики
Минималното разстояние от Марс до Земята е 55,76 милиона км (когато земята е точна между слънцето и Марс), максимумът е около 401 милиона км (когато слънцето е точно между Земята и Марс).
Средното разстояние от Марс до слънцето е 228 милиона км (1.52 а. Д.), периодът на лечение около слънцето е 687 дни на Земята. Орбитата на Марс има доста забележима ексцентричност (0.0934), така че разстоянието до слънцето варира от 206.6 до 249.2 мм 10 км. Наклоняването на орбитата на Марс е 1,85 °.
Марс е най-близо до земята по време на конфронтацията, когато планетата е в посока, противоположна на слънцето. Конфронтацията се повтаря на всеки 26 месеца в различни точки на орбитите на Марс и Земята. Но веднъж на всеки 15-17 години конфронтация се случва по времето, когато Марс е близо до перигелията му; В тези така наречени големи конфронтации (последната през август 2003 г.) разстоянието до планетата е минимално, а Марс достига най-големия ъглов размер от 25.1 "и яркост от 2,88 м.
Сравнение на размера на земята (среден радиус 6371 км) и Марс (среден радиус 3386.2 км)
Според линейния размер на Марс почти два пъти почва - екваториалният му радиус е 3396.9 км (53.2% от Земята). Повърхността на Марс е приблизително равна на квадрата на суши на земята.
Полярният радиус на Марс е около 20 км по-малко от екваториален, въпреки че периодът на въртене на планетата е по-голям от този на земята, който дава основание да се приеме промяната в скоростта на въртене на Марс с времето.
Масата на планетата е 6.418 · 1023 кг (11% от масата на земята). Ускоряването на свободното падане в екватора е 3.711 m / s (0.378 Земя); Първата космическа скорост е 3.6 km / s и втората - 5,027 km / s.
Периодът на въртене на планетата е 24 часа 37 минути 22,7 секунди. Така марсианската година се състои от 668.6 Марциански слънчеви дни (наречена Сола).
Марс се върти около оста, склонен към перпендикулярна орбита под ъгъл от 24 ° 56?. Наклонението на оста на ротацията на Марс осигурява промяна във времето на годината. В същото време удължението на орбитата води до голяма разлика в тяхната продължителност - така, северната пролетия и лятото, заедно, последните 371 соли, т.е. повече от половината от марсианската година. В същото време те падат на мястото на орбитата на Марс, отдалечени от слънцето. Ето защо, на Марс, Северното лято е дълго и хладно, а южната част е къса и печена.
Атмосфера и климат
Атмосферата на Марс, снимката на орбита "Викинг", 1976 г. ляво е видима "Кратер-усмивка" Гале
Температурата на планетата варира от -153 на полюса през зимата и до повече от +20 ° C в екватора по обяд. Средната температура е -50 ° С.
Атмосферата на Марс, състояща се главно от въглероден диоксид, е много решена. Налягането на повърхността на Марс е 160 пъти по-малка от земята - 6.1 mbar на средно ниво на повърхността. Поради голямата разлика във височината на Марс, повърхностното налягане се променя значително. Приблизителна дебелина на атмосферата - 110 км.
Според НАСА (2004) атмосферата на Марс се състои от 95,32% от въглеродния диоксид; Той също така съдържа 2,7% азот, 1.6% аргон, 0,13% кислород, 210 ppm водна пара, 0.08% въглероден оксид, азотен оксид (NO) - 100 ppm, neon (ne) - 2, 5 ppm, полудутващ вода водород-деутериев кислород (HDO) 0.85 ppm, crypton (kr) 0.3 ppm, ксенон (xe) - 0.08 ppm.
Според освободения апарат на AMS "Viking" (1976), около 1-2% аргон се определят в марсианската атмосфера, 2-3% от азота и 95% - въглероден диоксид. Според AMC "Mars-2" и "Mars-3", долната граница на йоносферата е разположена на надморска височина от 80 км, максималната концентрация на електрон от 1.7 · 105 електрон / cm3 е разположена на надморска височина от 138 км, Другите два Максима са на височини 85 и 107 км.
Радиостанцията на атмосферата на радиовълни 8 и 32 см AMC "Mars-4" 10 февруари 1974 г. показа присъствието на нощна йоносфера на Марс с основната максимална йонизация на надморска височина от 110 км и концентрацията на електронност 4,6 · 103 Електрон / cm3, както и вторична максимална височина 65 и 185 км.
Атмосферно налягане
Според НАСА за 2004 г. атмосферният натиск върху средния радиус е 6.36 MB. Плътността на повърхността е ~ 0.020 kg / m3, общото тегло на атмосферата ~ 2.5 · 1016 kg.
Промяна на атмосферното налягане на Марс, в зависимост от времето на деня, записано от модула за кацане на Mars Pathfinder през 1997 година.
За разлика от земята, масата на марсианската атмосфера варира значително през годината поради топенето и намерението на полярни шапки, съдържащи въглероден диоксид. През зимата 20-30 процента от цялата атмосфера се пържи върху полярната шапка, състояща се от въглероден диоксид. Падането на сезонно налягане, от различни източници, съставляват следните стойности:
Според НАСА (2004): от 4.0 до 8.7 mbar сред среден радиус;
Според Encarta (2000): от 6 до 10 mbar;
Според Zubrin и Wagner (1996): от 7 до 10 mbar;
Съгласно апарата за кацане Viking-1: от 6.9 до 9 mbar;
Според апаратурата за кацане Mars Pathfinder: от 6.7 mbar.
Hellas Impram Basin (Hellas Impact Basin) - най-дълбокото място, където можете да откриете най-високото атмосферно налягане на Марс
На мястото на засаждане на сондата AMC Mars-6 в района на Еритрея, налягането е записано на 6.1 милибар, което се счита за средно натиск върху планетата по това време и от това ниво, височини и дълбини на Марс бяха приложени. Съгласно този апарат, получен по време на спускане, тропопаузата се намира на височина около 30 км, където налягането е 5,10-7 g / cm3 (както на земята на височина 57 км).
Регионът на Елада (Марс) е толкова дълбок, че атмосферното налягане достига около 12,4 милибетални, което е над тройната водна точка (~ 6.1 MB) и под точката на кипене. При достатъчно висока температура там може да съществува вода в течно състояние; При такова налягане обаче водата кипи и се превръща в пара вече при +10 ° C.
На върха на най-високия 27-километров вулкан Olympus, налягането може да бъде от 0.5 до 1 mbar (Zurk 1992).
Преди кацане на повърхността на модулите за кацане, налягането се измерва поради отслабването на радиосигналите с AMS Mariner-4, Mariner-6 и Marinener-7, когато са открити за марсианския диск - 6.5 ± 2.0 MB в средното повърхностно ниво, което през 160 пъти по-малко земно; Същият резултат е показан от спектралните наблюдения на AMC Mars-3. В същото време, в средните области (например в Мартиан Амазония), натискът, според тези измервания, достига 12 MB.
От 30-те години. Съветските астрономи се опитаха да определят натиска на атмосферата чрез фотографска фотометрия, използвайки разпределението на яркостта по диаметъра на диска в различни диапазони на светлинни вълни. Френски учени b.lo и o.dolfyus, произведени за тази цел, за да спазват поляризацията на дифузната атмосфера на Марс от светлината. Обобщение на оптичните наблюдения е публикувано от американския астроном J.-de Vobuler през 1951 г. и има натиск от 85 MB, високо над 15 пъти поради шума от страната на атмосферния прах.
Климат
Микроскопична снимка на гемацитния бетон Размер 1.3 см, застрелян от рационалната "Oponununiti" на 2 март 2004 г., показва присъствието в миналото на течна вода
Климатът, като на Земята, е сезонен. В студения сезон дори извън полярните капачки на повърхността може да се образува от лек замръзване. Апаратът "Phoenix" записва снеговалежите, но снежинките се изпаряват, без да достигат повърхността.
Според NASA (2004) средната температура е ~ 210 K (-63 ° C). Според устройствата за засаждане, Viking, дневният температурен диапазон е от 184 K до 242 K (от -89 до -31 ° C) (Viking-1) и скорост на вятъра: 2-7 m / s (лято), 5 -10 m / c (есен), 17-30 m / s (прах буря).
Според сондата Mars-6, средната температура на марс тропосферата е 228 k, в тропосферата, температурата намалява средно от 2,5 градуса на километър и гореспоменатата тропопауза (30 км) от стратосферата почти постоянна температура от 144 K.
Според изследователите от Центъра, наречен на Карл Саган, през последните десетилетия, процесът на затопляне продължава. Други специалисти смятат, че такива заключения са все още рано.
Има информация, която в миналото атмосферата може да бъде по-гъста, а климатът е топъл и влажен, а течната вода съществуваше на повърхността на Марс и валеше. Доказателството за тази хипотеза е анализът на метеорита ALH 84001, който показва, че преди около 4 милиарда години температурата на Марс е 18 ± 4 ° C.
Прахове
Дъсти вирници, снимани от Мароу "Oponuniti" на 15 май 2005 г. Числата в долния ляв ъгъл показва времето за секунди от момента на първия кадър.
От 70-те години. В рамките на програмата Viking и многобройни прахови вихрушки бяха записани от програмата Viking и други устройства. Това са въздушни кълнати, произтичащи от повърхността на планетата и вдигане на голямо количество пясък и прах във въздуха. Вихрите често се наблюдават на Земята (в англоговорящи страни, те се наричат \u200b\u200bпрах демони - прах дявол), но те могат да постигнат много по-големи в Марс: 10 пъти по-висок и 50 пъти по-широк наземни. През март 2005 г. вихрушката изчисти слънчевите панели в Духардод.
Повърхност
Две трети от повърхността на Марс заемат ярки зони, които наричат \u200b\u200bконтинентите, около една трета от тъмните области, наречени моретата. Морето е концентрирано, главно в южното полукълбо на планетата, между 10 и 40 ° географски ширина. В северното полукълбо има само две големи морета - киселинен и голям вид.
Характерът на тъмните места все още подлежи на спорове. Те продължават, въпреки факта, че мръсните бури бушуват на Марс. По едно време тя служи като аргумент в полза на предположението, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега се смята, че това са просто парцели, от които, по силата на тяхното облекчение, прахът се движи лесно. Мащабните снимки показват, че всъщност тъмните зони се състоят от групи от тъмни ивици и петна, свързани с кратер, хълмове и други препятствия към вятърната пътека. Сезонните и дългосрочните промени в техния размер и форми са свързани, очевидно с промяна в съотношението на повърхностните площи, покрити със светлинни и тъмни вещества.
Полусферата на Марс е съвсем различна от природата на повърхността. В южното полукълбо, повърхността е на 1-2 км над средното ниво и гъсто изпъкнало с кратери. Тази част от Марс прилича на лунни континенти. На север, по-голямата част от повърхността е под средното ниво, тук има малко кратери, а основната част заемат относително гладки равнини, които вероятно са били оформени в резултат на наводненията на лава и ерозия. Такава разлика на полусфера остава обект на дискусия. Границата между полусфера трябва да бъде приблизително голям кръг, наклонен с 30 ° към екватора. Границата е широка и неподходяща и образува наклона към север. По него има най-ерозираните участъци на марсианската повърхност.
Две алтернативни хипотези, обясняващи асиметрията на полусфера. Според един от тях, в ранния геоложки етап, литосферните плочи "нарязани" (може би случайно) в едно полусфера, като континента на Пангея на земята, и след това "замразени" в тази позиция. Друга хипотеза включва сблъсък на Марс с космически размер на тялото с Плутон.
Топографска карта на Марс, според Mars Global Surveyor, 1999
Голям брой кратери в южното полусфера предполагат, че повърхността тук е древна - 3-4 милиарда години. Различават се няколко вида кратер: голям кратер с плоско дъно, по-малки и млади куфари, подобни на лунния, кратер, заобиколен от вал и повишен кратер. Последните два вида са уникални за Марс - кратерът с шахта е оформен там, където се образуват течни емисии, а повдигнатият кратер се образува там, където кръстосаните емисии покриват повърхността от вятърната ерозия. Най-голям детайл от шок е обикновен Allad (около 2,100 км в диаметъра).
В района на хаотичния пейзаж в близост до границата, полусферите на повърхността на полусфера са имали грешки и компресия на големи площи, които понякога следваха ерозия (поради свлачища или катастрофално освобождаване на подземни води), както и наводнения с течна лава. Хаотичните пейзажи често се намират при източника на големи канали, прерязани чрез вода. Най-приемливата хипотеза за тяхното съединение е внезапното топене на подземния лед.
Долината на Марин на Марс
В северното полукълбо, в допълнение към обширните вулканични равнини, има две големи вулкани - Фарида и Елизия. Farsida - обширна вулканична равнина с дължина 2000 км, достигайки височина 10 км над средното ниво. На него има три големи панелни вулкана - връх Арсия, Планински планина и Асихрия. В ръба на Фарсида е най-високата на Марс и в слънчевата система на планината Олимп. Olympus достига 27 км височина по отношение на базата си и 25 км спрямо средното ниво на повърхността на Марс и обхваща площ от 550 км с диаметър, заобиколен от скали, места, достигащи 7 км височина. Олимпа е 10 пъти по-висока от обема на най-големия вулкан на Земята Мауна Киа. Има и няколко по-малко големи вулкани. Elysius - надморска височина до шест километра над средното ниво, с три вулкана - куполни колан, псевдоним на монтиране и куполна оползотворяване.
Според други данни (FAURE и MENSING, 2007) височината на Olympus е 21,287 метра над нулевото ниво и 18 километра над околността, а диаметърът на основата е приблизително 600 км. Базата обхваща площ от 282600 км2. Калдера (задълбочаване в центъра на вулкан) има ширина 70 км и дълбочина 3 км.
Farcide Hill също се пресича от различни тектонските грешки, често много сложни и разширени. Най-големият от тях - долината на Маринер - се простира в ширина с почти 4000 км (четвърт от планетата кръг), достигайки ширината 600 и дълбочина 7-10 км; По размер този разлив е сравним с източноафрикански разрив на земята. В стръмните си склонове се среща най-голямото свлачище в слънчевата система. Долината на Маринер е най-големият известен каньон в слънчевата система. Каньонът, отворен от космическия кораб Mariner-9 през 1971 г., може да вземе цялата територия на САЩ, от океана до океана.
Панорама на Кратер Виктория, застрелян от "Възможността" от Мараун. Тя е заснет след три седмици, от 16 до ноември 2006 година.
Панорама на повърхността на Марс в района на мъжа, застрелян от «дух 23-28 на 2005 г.».
Loda и Polar Caps
Северна полярна шапка през лятото, снимка Марс Глобален сървърир. Дълъг широк разлив, разпространяваща капачка отляво - северния разрив
Външният вид на Марс варира значително в зависимост от времето на годината. На първо място, промените в полярните шапки са поразителни. Те растат и намаляват, създават сезонни явления в атмосферата и на повърхността на Марс. Южната полярна шапка може да достигне до 5 °, северната - и 50 °. Диаметърът на постоянната част на северната полярна капачка е 1000 км. Тъй като пролетта, полярната шапка в едно от полусферите се оттегля, детайлите на повърхността на планетата започват да потъмняват.
Полярните капачки се състоят от два компонента: сезонен - \u200b\u200bвъглероден диоксид и вековство - воден лед. Според данните от марс сателит експрес, дебелината на капачките могат да бъдат от 1 м до 3,7 км. Апаратът Марс Одисей е намерен на южната полярна капачка на Марс, действащи генератори. Според експертите на НАСА, струята въглероден диоксид с пружинно затопляне се издърпва на голяма височина, носейки с тях прах и пясък.
Снимки на Марс, на които можете да видите пясъчна буря. Юни - септември 2001 година
Пролетното топене на полярни капачки води до рязко увеличаване на налягането на атмосферата и движението на големи газови маси в противоположното полусфера. Скоростта на ветровете в същото време е 10-40 m / s, понякога до 100 m / s. Вятърът повдига голямо количество прах от повърхността, което води до прашни бури. Силните прашни бури почти напълно крият повърхността на планетата. Праховите бури имат забележим ефект върху температурното разпределение в атмосферата на Марс.
През 1784 г. астроном У. Хершел обърна внимание на сезонните промени в размера на полярните капачки, по аналогия с топенето и намерението на лед в земните полярни региони. През 1860-те години Френският астроном Е. лъжа наблюдаваше вълната на потъмняване около топящата пролетна полярна капачка, която след това се интерпретира от хипотеза за разпръскване на водите на стопилка и растяща растителност. Спектрометрични измервания, които бяха проведени в началото на XX век. В обсерваторията на Ловело в Flagstaff V. Slifer, обаче, не показва присъствието на хлорофилната линия - зеления пигмент на земните растения.
Според снимките, Mariner-7 успя да определи, че полярните капачки имат дебелина от няколко метра и измерената температура от 115 K (-158 ° C) потвърждава възможността тя да се състои от замръзнал въглероден диоксид - "сух лед".
Кота, наречена на Мичъл планина, разположена близо до южния полюс на Марс, когато се топи полярната капачка прилича на бял остров, защото в планините ледниците се разтопят по-късно, включително на Земята.
Данните на марсианския разузнавателен сателитен апарат позволяват да открият значителен слой лед под каменисти орали. Ледникът е стотици метри в хиляди квадратни километра, а по-нататъшното му проучване е в състояние да предостави информация за историята на марсианския климат.
Речни легла и други функции
На Марс има много геоложки образувания, наподобяващи водна ерозия, по-специално, сушени речни легла. Според една от хипотезите тези канали могат да бъдат оформени в резултат на краткосрочни катастрофални събития и не са доказателство за дългото съществуване на речна система. Най-новите данни обаче сочат, че реките преминават по време на геоложкически значими интервали от време. По-специално бяха намерени обърнати канали (т.е. леглата, повдигнати над околността). На Земята такива образувания се формират поради дългосрочното натрупване на плътен дънни седименти, последвани от сушене и атмосферни влияния около околните скали. В допълнение, има доказателства за пристрастността на леглото в речната делта с постепенно повдигане на повърхността.
В югозападното полукълбо, в кратера Ербервалд, е намерена делта на речната площ от около 115 км2. Реката продължи Делта, имаше дължина над 60 км.
Данните на НАСА "духа" и "възможности" показват също наличието на вода в миналото (открити минерали, които могат да бъдат оформени само в резултат на продължително излагане на вода). Апаратът Phoenix откри ледени находища директно в почвата.
В допълнение, тъмните ленти бяха намерени на склоновете на хълмовете, което показва появата на течна солена вода на повърхността в нашето време. Те се появяват скоро след началото на летния период и изчезват през зимата, "рационализирани" различни препятствия, сливат се и се различават. "Трудно е да си представим, че такива структури не могат да бъдат оформени от течността, а от нещо друго", каза офицерът на НАСА Ричард Зурак.
Има няколко необичайни дълбоки кладенци на вулканичното издигане на фарса. Съдейки по образа на апарата "марсиански разузнавателен сателит", направен през 2007 г., един от тях има диаметър 150 метра, а осветената част на стената преминава дълбоко в най-малко 178 метра. Изявена е хипотеза за вулканичния произход на тези образувания.
Грундиране
Елементарният състав на повърхностния слой на марсианската почва според данните на устройствата за кацане на неодинаките на различни места. Основният компонент на почвата - силициев диоксид (20-25%), съдържащ смес от хидрати от железни оксиди (до 15%), които придават на почвата червеникаво. Съществуват значителни примеси от серни съединения, калций, алуминий, магнезий, натрий (процентни единици за всеки).
Според сондата на НАСА "Феникс" (кацане за Марс на 25 май 2008 г.), съотношението pH и някои други параметри на марсианската почва са близо до земята, и те могат теоретично да бъдат отглеждани от растения. "Всъщност установихме, че почвата на Марс отговаря на изискванията, а също така съдържа необходимите елементи за появата и поддържането на живота както в миналото, така и в настоящето и бъдещето", каза водещият химически изследовател Сам Кунивс. Също така, според него, този алкален тип почва може да се срещне в "задния двор" и е подходящ за отглеждане на аспержи.
На мястото на кацане на апарата в земята има и значително количество воден лед. Орбиталната сонда "Марс Одисей" също установи, че под повърхността на червената планета има находища на воден лед. По-късно това предположение беше потвърдено от други устройства, но окончателният въпрос за наличието на вода върху Марс бе разрешен през 2008 г., когато "Phoenix" сондата, кърменето близо до Северния полюс на планетата, получи вода от марсианската почва.
Геология и вътрешна структура
В миналото на Марс, как и на земята се премества литосферни плочи. Това се потвърждава от особеностите на магнитното поле Марс, на поставянето на местоположението на някои вулкани, например, в Phaside провинция, както и формата на долината на Маринър. Сегашното състояние на нещата, когато вулканите могат да съществуват много по-дълго от дълго време, отколкото на земята и да постигнат гигантски размери, казва, че сега това движение е по-скоро отсъстващо. В полза на това, фактът, че вулканите за щит растяха в резултат на повтарящи се изригвания от същото в продължение на дълго време. На Земята, поради движението на литосферни плочи, вулканичните точки непрекъснато променят позицията си, което ограничава растежа на вулканите на щит и може да не им позволи да постигнат височини, както и на Марс. От друга страна, разликата в максималната височина на вулканите може да бъде обяснена с факта, че поради по-малката гравитация в Марс е възможно да се изградят по-високи структури, които не биха се срутили под собственото си тегло.
Сравнение на структурата на Марс и други планети на земната група
Съвременните модели на вътрешната структура на Марс предполагат, че Марс се състои от кора със средна дебелина от 50 км (и максимум до 130 км), силикатна мантия с дебелина 1800 км и ядро \u200b\u200bс радиус от 1480 км. Плътността в центъра на планетата трябва да достигне 8.5 g / cm2. Ядрото е частично течно и се състои главно от желязо с смес от 14-17% (по маса) на сяра, а съдържанието на светлинните елементи е два пъти по-високо, отколкото в ядрото на Земята. Според съвременните оценки формирането на ядрото съвпада с период на ранен вулканизъм и продължи около милиард години. Приблизително същото време взе частично топене на силикати. Поради по-малко гравитация на Марс, диапазонът на налягането в мантията на Марс е много по-малък, отколкото на земята, което означава, че има по-малко преходи. Предполага се, че преходът на оливина към модификацията на спинела започва на доста големи дълбочини - 800 км (400 км на Земята). Естеството на релефа и други признаци предполагат наличието на астеносфера, състояща се от части от частично разтопено вещество. За някои зони на Марс е съставена подробна геоложка карта.
Според наблюденията на орбитата и анализирането на колекцията на марсианските метеорити, повърхността на Марс е главно от базалт. Има някаква причина да се предположи, че от страна на марсианската повърхност материалът е повече кварцов, отколкото обикновен базалт и може да бъде подобен на тезгените на земята. Същите забележки обаче могат да бъдат интерпретирани в полза на присъствието на кварцово стъкло. Значителна част от по-дълбокия слой се състои от зърнест прах от железен оксид.
Магнитно поле на Марс
Марс имаше слабо магнитно поле.
Според индикациите на Mars-2 и Mars-3 станции, магнитното поле на напрежението в екватора е около 60 gamps, на полюс 120 гам, който е 500 пъти по-слаб от земята. Според AMC Mars-5, напрежението на магнитното поле в екватора е 64 гама и магнитния момент - 2.4 · 1022 Essted · cm2.
Магнитното поле на Марс е изключително нестабилно, в различни точки на планетата, напрежението му може да се различава от 1,5 до 2 пъти, а магнитните полюси не съвпадат с физическото. Това предполага, че ядрото на желязото на Марс е в сравнителна неподвижност към нейната кора, т.е. механизмът на планетарната динамо, отговорен за магнитното поле на Земята, не работи върху Марс. Въпреки че няма постоянно магнитно поле на Марс, наблюденията показват, че частите на планетарния кортекс са наименовани и че е наблюдавана промяната на магнитните полюси от тези части в миналото. Магнетизацията на тези части е подобна на лентата на магнитни аномалии в океана.
Според една теория, публикувана през 1999 г. и се потвърждава през 2005 г. (с помощта на безпилотна станция Mars Global Servetor), тези групи демонстрират в плоскостите на плочи преди 4 милиарда години преди динамовата планета да спре да изпълнява функцията си, която е предизвикала острия Отслабване на магнитното поле. Причините за такова рязко отслабване са неясни. Има предположение, че функционирането на машината на динамо е 4 метра. Тя се обяснява в присъствието на астероид, който се върти на разстояние 50-75 хиляди километра около Марс и причинява нестабилност в ядрото му. Астероидът падна до границата на Рош и се срина. Въпреки това, това обяснение съдържа неясни моменти и спорове в научната общност.
Геоложка история
Глобална мозайка от 102 образи на орбита Viking-1 от 22 февруари 1980 година.
Може би, в далечно минало, в резултат на сблъсък с голямо небесно тяло, ротацията на ядрото е спряна, както и загубата на основния обем на атмосферата. Смята се, че загубата на магнитното поле е настъпила преди около 4 милиарда години. Поради слабостта на магнитното поле, слънчевият вятър прониква в атмосферата на Марс и много от фотохимичните реакции под действието на слънчевата радиация, които се срещат на земята в йоносферата и по-горе, могат да бъдат наблюдавани на Марс почти в нейната повърхност.
Геоложката история на Марс завършва три от следните епохи:
Noyachian Epoch (на име "Ночай Земя", област Марс): Образуването на най-старата повърхност на Марс най-старата запазена до днес. Продължи в периода от 4,5 милиарда - 3,5 милиарда години. В тази епоха, повърхността се охлажда от множество шоков кратер. Платото на Phaside провинция вероятно е образувано през този период с интензивен воден поток по-късно.
Hesperian Era: Преди 3,5 милиарда години до 2.9 - 3,3 милиарда години. Тази ера е белязана от образуването на огромни полета за лава.
Amazonian Era (наречена на Amazon Plain на Mars): преди 2-3,3 милиарда години до наши дни. Областите, образувани в тази епоха, имат много малко метеорични кратери, но във всички останали те напълно се различават. Планината Олимп се образува през този период. По това време потоците на Лава бяха бутилирани в други части на Марс.
Марс сателити
Естествените спътници на Марс са фобос и Димимос. И двете са отворени от американския астроном Асаф Хол през 1877 година. Фобос и демимос имат неправилна форма и много малки размери. Според една от хипотезите, те могат да бъдат в капан от гравитационното поле на Марс астероиди като (5261) EUREKA от троянския група астероиди. Сателитите са кръстени на героите, придружаващи бог Арес (т.е. Марса), Фобос и Деймос, олицетворяващ страх и ужас, които помогнаха на Бога на войната в битките.
И двата сателита се завъртат около осите си със същия период на Марс, така че винаги се обръщат към планетата със същата страна. Приливният ефект на Марс постепенно забавя движението на фобос и в крайна сметка ще доведе до падане на сателита на Марс (при запазване на текущата тенденция), или на нейното разпадане. Напротив, Димим се отстранява от Марс.
И двата сателита имат форма, която се приближава към триосовия елипсоид, фобос (26.6x22.2x18.6 км) е малко по-голям от Daimos (15x12.2x10.4 км). Повърхността на Daimos изглежда много по-гладка поради факта, че повечето от кратерите са покрити с финозърнесто вещество. Очевидно е, че на фобос, по-близо до планетата и по-масивно, веществото се освобождава по време на ударите на метеоритите, или се прилагат повтарящи се удари на повърхността, или падна върху Марс, докато на деасос остава в орбита около сателита, постепенно се утаява и се утаява постепенно нередност на облекчаването.
Живот на Марс
Популярната идея, която Марс е обитавана от интелигентни марсианци, широко разпространена в края на XIX век.
Скиапарели наблюдения на така наречените канали, съчетани с Книгата на Першивал Лоуъл на една и съща тема, направиха популярна представа за планетата, чийто климат станал цялата земя, която умира и в която съществуваше древна цивилизация, произвеждайки напоителна работа.
Други многобройни наблюдения и съобщения на известни личности предизвикаха тази тема така наречената "марс треска" ("треска"). През 1899 г., по време на изследването на атмосферната намеса в радиосигнала, използвайки приемници в обсерваторията на Колорадо, изобретателят на Никола Тесла наблюдава повтарящ се сигнал. Тогава той предложи, че може да бъде радиосигнал от други планети, например Марс. В интервю за 1901 г. Тесла заяви, че има идеята, че намесата може да бъде причинена изкуствено. Въпреки че не можеше да дешифрира смисъла им, това беше невъзможно за него, че те напълно да станат случайни. Според него това е поздрав на една планета друга.
Тесла теорията предизвика гореща подкрепа за известната британска физика и физика и физика на Уилям Томсън (лорд Келвин), който посещава Съединените щати през 1902 г., каза, че според мнението си Тесла улови марсианския сигнал, изпратен в Съединените щати. Но тогава Цилин започна решително да отрече това изявление преди лявата Америка: "Всъщност казах, че жителите на Марс, ако съществуват, несъмнено могат да видят Ню Йорк, по-специално светлина от електричеството."
Към днешна дата състоянието за развитие и поддържане на живота на планетата е наличието на течна вода на повърхността му. Има и изискване орбитата на планетата да е в така наречената обитаема зона, която за слънчевата система започва зад Венера и завършва с голяма половин оста на орбитата на Марс. По време на перихелията, Марс е в тази зона, обаче, тънка атмосфера, с ниско налягане предотвратява появата на течна вода в значителна площ за дълъг период от време. Последните доказателства сочат, че всяка вода на повърхността на Марс е твърде солена и кисела за поддържане на постоянен живот.
Липсата на магнитосфера и изключително тънката атмосфера на Марс също са проблем за поддържане на живота. На повърхността на планетата има много слабо движение на топлинни потоци, лошо е изолирано от бомбардировките от частици със слънчев вятър, в допълнение, по време на нагряване, вода незабавно се изпарява, заобикаляйки течното състояние поради ниско налягане. Марс също е на ръба на t. "Геоложка смърт." Краят на вулканичната активност очевидно спираше цикъла на минералите и химичните елементи между повърхността и вътрешността на планетата.
Сертификатите показват, че планетата преди това е била много по-предразположена за присъствието на живот, отколкото сега. Днес обаче остатъците от организмите не са намерени на него. Според програмата Viking, внедрена в средата на 70-те години, се провеждат серия от експерименти за откриване на микроорганизми в марсианската почва. Той дава положителни резултати, например временно увеличаване на избора на CO2 при поставяне на почвените частици във вода и хранителна среда. Въпреки това, това свидетелство за живота на Марс беше предизвикано от някои учени [кой?]. Това доведе до дългосрочните им спорове с учени от НАСА Хилбърт Левин, който твърди, че Викинг е намерил живота. След преоценката на "викинг" данните в светлината на съвременните научни познания на Естрепилас беше установено, че експериментите не са били достатъчно перфектни, за да открият тези форми на живот. Освен това тези тестове могат дори да убиват организми, дори и да бъдат държани в проби. Тестовете, проведени по програмата Phoenix, показаха, че почвата има много алкален рН фактор и съдържа магнезий, натрий, калий и хлорид. Хранителните вещества в почвата са достатъчни за поддържане на живота, но жизнените форми трябва да бъдат защитени от интензивна ултравиолетова светлина.
Интересното е, че образованието е намерено в някои метеорити на марсиански произход, във форма, наподобяваща най-простите бактерии, макар и по-нисък от най-малките земни организми по размер. Един от тези метеорити е ALH 84001, намерен в Антарктика през 1984 година.
Според резултатите от наблюденията от Земята и данните на космическия кораб "Марс" в атмосферата на Марс, бе открит метан. Под Марс този газ се разлага много бързо, така че трябва да има постоянен източник на попълване. Такъв източник може да бъде или геоложка активност (но активните вулкани на Марс не са били открити) или жизненоважна активност на бактериите.
Астрономически наблюдения от повърхността на Марс
След засаждане на автоматични устройства повърхността на Марс изглеждаше способността да води астрономически наблюдения директно от повърхността на планетата. Благодарение на астрономическото положение на Марс в слънчевата система, характеристиките на атмосферата, периода на обжалване на Марс и нейните спътници, картината на нощното небе на Марс (и астрономически явления, наблюдавани от планетата), се различава от земята и до голяма степен представляваше необичайно и интересно.
Цвят на небето на Марс
По време на изгрева и залез, марсианското небе в зенита има червеникаво-розов цвят и в непосредствена близост до диска на слънцето - от синьо до виолетово, което е точно обратната картина на зората на Земята.
По обяд небето на Марса йелах-оранжев. Причината за такива различия от цветовата гама на земното небе е свойствата на тънък, рязък, който съдържа суспендиран прах на атмосферата на Марс. На Марс Райлей разпръскващите лъчи (което е на земята и причинява синьото небе) играе малка роля, нейният ефект е слаб. Предполага се, жълто-оранжевата боядисване на небето също е причинена от присъствието на 1% магнетит в праховите частици постоянно претеглени в марсианската атмосфера и се повдига от сезонни прахови бури. Twilight започне много преди изгрева и продължи дълго след това. Понякога цветът на марсианското небе придобива лилав нюанс в резултат на разпръскване на светлина върху микрочастиците на водата в облаците (последният е доста рядък феномен).
Слънце и планети
Ъгловият размер на слънцето, наблюдаван от Марс, е по-малко видим от земята и е 2/3 от последния. Меркурий от Марс ще бъде практически недостъпен за наблюдения чрез невъоръженото око, поради крайната интимност на Слънцето. Най-ярката планета в небето на Марс е Венера, на второ място - Юпитер (четирите му най-големи сателита могат да бъдат наблюдавани без телескоп), на третата - Земята.
Земята към Марс е вътрешната планета, както и Венера за земята. Съответно, от Марс Земя се наблюдава като сутрешна или вечерна звезда, възходяща преди зората или видима вечер в небето след залез слънце.
Максималното удължение на земята в небето на Марс ще бъде 38 градуса. За невъоръженото око земята ще се вижда като ярка (максимална видима стойност на звезда около -2.5) зеленикава звезда, която лесно се различава с жълтеникава и по-скучна (около 0.9) лунната звездичка. В телескопа и двата обекта ще покажат същите фази. Жалбата на Луната около Земята ще бъде наблюдавана от Марс, както следва: при максимално ъглово отстраняване на луната от земята, невъоръженото око лесно ще раздели Луната и земята: в седмицата "звезди" на Луната и Земята са донякъде в неразделното око на една звезда, след още една седмица Луната ще бъде видима отново на максимално разстоянието, но от другата страна на земята. Периодично наблюдателят на Марс ще може да види пасажа (транзит) на Луната на земния диск или, напротив, корицата на луната към земния диск. Максималното видимо отстраняване на луната от Земята (и тяхната видима яркост), когато се наблюдава от Марс, ще се промени значително в зависимост от взаимното положение на земята и Марс, и съответно разстоянията между планетите. В ерата на опозицията тя ще бъде около 17 минути дъга, при максимално отстраняване на Земята и Марс - 3,5 минути дъга. Земята, подобно на други планети, ще бъде наблюдавана в зодиакската съзвездие. Астрономът на Марс също ще може да наблюдава преминаването на земята на диска на слънцето, най-близката ще се случи на 10 ноември 2084 година.
Сателити - Фобос и Димимос
Преминаването на фобос на слънчевия диск. Снимки "възможности"
Фобос, когато се наблюдава от повърхността на Марс, има видим диаметър от около 1/3 от лунния диск на небесното небе и видимата величина на звездата на ред -9 (приблизително като луната през първата четвърт фаза). Фобос се връща на запад и седи на изток, за да падне отново след 11 часа, така че два пъти на ден пресича небето на Марс. Движението на тази бързо луна над небето ще бъде лесно забележимо за една нощ, точно като промяната на фазите. Голото око ще разграничи най-голям детайл от релефа на фобос - кратерът на дебненето. Даймос датира от изток и идва на запад, прилича на ярка звезда без забележителен видим диск, величина на звезда около -5 (малко по-светло Венера на земното небе), бавно пресичайки небето за 2.7 марсиански дни. И двата сателита могат да бъдат наблюдавани в нощното небе в същото време, в този случай Фобос ще се премести към Димимос.
Яркост и фобос, а действието е достатъчно, така че елементите на повърхността на Марс през нощта са изхвърлили ясни сенки. И двата сателита имат сравнително малък наклон на орбитата на екватора на Марс, който елиминира тяхното наблюдение в високите северни и южните географски ширини на планетите: така, Фобос никога не надхвърля хоризонта на север от 70,4 ° C. sh. или южно от 70.4 ° ш.; За Deimos тези стойности са 82.7 ° С. sh. и 82.7 ° sh. На Марс, затъмнението на фобос и деосос могат да бъдат наблюдавани на входа на сянката на Марс, както и за затъмнението на слънцето, което се оформя само с малкия ъглов размер на фобос в сравнение със слънчевия диск.
Небесна сфера
Северният полюс на Марс, поради наклона на ос на планетата, е в спечеленото съзвездие (екваториални координати: директно катерене 21h 10m 42s, упадък + 52 ° 53.0? И не е маркиран с ярка звезда: най-близкият до полюса - Тъгата звезда на шестия размер BD +52 2880 (други своята нотация - HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южният полюс на света (координира 9h 10m 42s и -52 ° 53.0) е в чифт степени от Звездната капа от платна (видими звезди 2.5) - по принцип може да се счита за южна полярна звезда Марс.
Зодиакалните съзвездия на марсиански еклиптики са подобни на наблюдаваните от Земята, с една разлика: при спазване на годишното движение на слънцето между съзвездията, то (като други планети, включително земя), излизаща от източната част на съзвездието Рибите, ще се проведат в рамките на 6 дни в северната част на съзвездието на Китай, преди да се присъединят отново към западната част на рибата.
История на изучаване на Марса
Проучването на Марс започна преди много преди много 3,5 хиляди години, в древен Египет. Първите подробни доклади за положението на Марс бяха съставени от вавилонски астрономи, които разработиха редица математически методи за предсказване на позицията на планетата. Използването на данните на египтяните и вавилонците, древните гръцки (елинистични) философи и астрономи разработиха подробен геоцентричен модел, за да обяснят движението на планетите. След няколко века индийски и ислямски астрономи бяха оценени с размера на Марс и разстоянието до него от земята. През XVI век Николай Коперник предложи хелиоцентричен модел да опише слънчевата система с кръгови планетарни орбити. Резултатите му бяха преразгледани от Йохан Кеплер, който въведе по-точна елиптична орбита на Марс, която съвпада с наблюдаваното.
През 1659 г. Франческо фонтан, като се има предвид Марс до телескопа, направи първия чертеж на планетата. Той изобразява черно място в центъра на ясно определена сфера.
През 1660 г., два полярни шапки, добавени от Жан Доминик Касини, добавени към черното петно.
През 1888 г. Джовани Скиапарели, който е учил в Русия, е дал първото име на индивидуални детайли на повърхността: морето на Афродита, Еритрея, Адриатика, Кимереан; Езера на слънцето, лунната и феникс.
Процъфтяването на телескопични наблюдения на Марс дойде край XIX. - средата на ХХ век. По много начини това се дължи на обществен интерес и добре познати научни спорове около наблюдаваните марсиански канали. Сред астрономите на презащитната епоха, които проведоха телескопичните наблюдения на Марс през този период, най-известния скиапарели, Першивал Ловел, Слитирач, Антониджи, Барнард, жхари-дъщери, Л. Еди, Тихов, возикатор. Това бяха онези, които бяха положени основите на ASCR и първата подробна карта на повърхността на Марс беше изготвена - въпреки че те бяха почти напълно неправилни след полетите за автоматични сонди Marsa.
Колонизация на Марс
Очаквана форма на Марс след тераулция
Сравнително близо до земното природни условия Няколко улесняват изпълнението на тази задача. По-специално, има места, в които естествените условия са подобни на марсиан. Изключително ниските температури в Арктика и Антарктика са сравними дори и с най-ниските температури на Марс, а на екватора на Марс през летните месеци тя също е топла (+20 ° C), както на земята. Също така на земята има пустини, подобни на формата с марсианския пейзаж.
Но между земята и Марс има значителни разлики. По-специално магнитното поле на Марс е по-слаба от 800 пъти. Заедно с спасените (стотици пъти в сравнение със Земята), това увеличава количеството на йонизиращо лъчение, постигнало неговата повърхност. Измерванията, извършвани от американския безпилотен апарат, Марс Одисей показа, че радиационният фон в орбитата на Марс е 2,2 пъти по-висок от радиационния фон на международния фонд космическа станция. Средната доза възлиза на около 220 милиона на ден (2,2 милиарда на ден или 0.8 сиво годишно). Обемът на облъчването, получен в резултат на престоя на фона за три години, се приближава към установените граници за сигурност за астронавтите. На повърхността на Марс, радиационният фон е малко по-нисък и дозата е 0.2-0.3 g годишно, като се променя значително в зависимост от терена, височината и местните магнитни полета.
Химичният състав на минералите, общ на Марс, е по-разнообразен от другите небесни тела близо до земята. Според четвъртата корпорация, те са достатъчни, за да доставят не само самите Марс, но и луната, земята и астероидния колан.
Времето за полет от Земята до Марс (с настоящи технологии) е 259 дни половин клетка и 70 - на Parabola. За да комуникира с потенциални колонии, може да се използва радиокомуникация, която има закъснение от 3-4 минути във всяка посока по време на максималното сближаване на планетите (което се повтаря на всеки 780 дни) и около 20 минути. С максимално отстраняване на планетите; Вижте конфигурацията (астрономия).
Към днешна дата не се предприемат практически стъпки за колонизацията на Марс, но за развитието на колонизацията, например стогодишнина космически корабРазвитие на жилищен модул за пребиваване на планетата за дълбоко пространство.
Днес не само науките в техните истории, но и истински учени, бизнесмени, политици говорят за полети за Марс и възможната му колонизация. Сондата и целурите даде отговори на геоложки функции. Въпреки това, за писане на мисии трябва да се сортират, ако Марс има атмосфера и какво е в нейната структура.
Общ
Марс има своя собствена атмосфера, но е само 1% от земята. Подобно на Венера, се състои главно от въглероден диоксид, но отново, много по-тънки. Сравнително плътният слой е 100 км (за сравнение, Земята е 500 до 1000 км с различни оценки). Поради това няма защита срещу слънчева радиация, а температурният режим на практика не е регулиран. Въздухът на Марс е в обичайното разбиране за нас.
Учените са създали точна композиция:
- Въглероден диоксид - 96%.
- Аргон - 2.1%.
- Азот - 1.9%.
През 2003 г. е намерен метан. Откриването предизвика интерес към Червената планета, много страни стартираха изследователски програми, довели до разговори за полети и колонизация.
Поради ниската плътност, температурният режим не е регулиран, така че разликите са средно 100 ° С през деня, има достатъчно удобни условия +30 0 s, а през нощта температурата на повърхността пада до -80 ° С. Налягането е 0,6 kPa (1/110 от фигурата на Земята). На нашата планета такива условия се намират на надморска височина от 35 км. Това е основната опасност за човек без защита - той ще бъде убит без температура или газове, но натиск.
Повърхността постоянно представлява прах. Поради малката гравитация на облаците се издигат до 50 км. Силните температурни разлики водят до ветрове с пориви до 100 m / s, така че праховите бури на Марс са често срещани. Това не е сериозна заплаха поради малката концентрация на частици във въздушните маси.
Какви слоеве са атмосферата на Марс?
Силата на гравитацията е по-малко наземна, следователно атмосферата на Марса не е толкова ясно разделена на слоеве на плътност и налягане. Хомогенният състав е запазен до 11 км, след което атмосферата започва да се разделя на слоеве. Над 100 km плътност намалява до минимални стойности.
- Тропосфера - до 20 км.
- Стратомезосфера - до 100 км.
- Термосферата е до 200 км.
- Йонсфера - до 500 км.
В горна атмосфера Има белодробни газове - водород, въглерод. Кислородът се натрупва в тези слоеве. Отделни частици атомен водород се разпределят на разстояние до 20 000 км, образувайки водородна корона. Ясно разделение между крайните региони и космическо пространство не.
Горна атмосфера
На знака на повече от 20-30 км има термосфера - горни зони. Съставът остава стабилен на височина 200 км. Има високо съдържание на атомния кислород. Температурата е достатъчно ниска - до 200-300 K (от -70 до -200 0 s). След това е йоносферата, в която йони реагират с неутрални елементи.
По-ниска атмосфера
В зависимост от времето на годината, границата на този слой се променя и тази зона се нарича тропопауз. След това простира стратомезосферата, температурата на която средно е -133 0 S. На Земята има озон, който предпазва от космическото излъчване. На Марс тя се натрупва на надморска височина от 50-60 км и след това практически отсъства.
Състава на атмосферата
Земната атмосфера се състои от азот (78%) и кислород (20%), в малки количества има аргон, въглероден диоксид, метан и др. Такива условия се считат за оптимални за живота. Съставът на въздуха на Марс е значително различен. Основният елемент на марсианската атмосфера е въглероден диоксид - около 95%. Азот представлява 3%, а на аргон 1.6%. Общото количество кислород е не повече от 0,14%.
Такъв състав се формира поради слабата атракция на червената планета. Най-стабилната се оказа тежка въглероден диоксид, която постоянно се обновява в резултат на вулканична активност. Леките газове се разсейват в пространството, поради ниската сила на привличане и отсъствие на магнитно поле. Азотът се държи чрез гравитация под формата на сходна молекула, но се разделя под влиянието на радиацията и формата на единични атома лети в пространството.
Подобна ситуация с кислород, но в горните слоеве реагира с въглерод и водород. Въпреки това, учените не разбират напълно характеристиките на реакциите. Според изчисленията количеството въглероден оксид газ трябва да бъде по-голямо, но в крайна сметка се окислява до CO2 въглероден диоксид и пада на повърхността. Отделно, O2 молекулен кислород се появява само след химичното разпадане на въглероден диоксид и вода в горните слоеве под влиянието на фотоните. Той принадлежи към некондензиране на марс вещества.
Учените смятат, че преди милиони години количеството кислород е сравнимо със земята - 15-20%. Все още не е известно точно защо условията са се променили. Въпреки това, отделни атоми не са толкова активно унищожени, и поради по-голямото тегло, то дори се натрупва. До известна степен има обратен процес.
Останали важни елементи:
- Озонът на практика липсва, има една област от клъстер 30-60 км от повърхността.
- Водата е 100-200 пъти по-малко съдържание, отколкото в сухо на земята.
- Метанът се наблюдава емисии от неизвестен характер и най-обсъжданото вещество за Марс.
Метанът на Земята принадлежи на биогенни вещества, така че потенциално може да бъде свързано с органичен. Естеството на външния вид и бързото унищожение все още не е обяснено, така че учените търсят отговори на тези въпроси.
Какво се случи с атмосферата на Марс в миналото?
През милиони години съществуването на планетата варира в състава и структурата. В резултат на изследване се появяват доказателства, че в миналото течни океани съществуват на повърхността. Въпреки това, сега водата остава в малки количества под формата на чифт или лед.
Причините за изчезването на течността:
- Ниското атмосферно налягане не може да поддържа вода в течно състояние за дълго време, както се случва на Земята.
- Гравитацията не е достатъчно силна, за да държи облаците от пара.
- Поради липсата на магнитно поле, веществото се извършва от частици от слънчев вятър в космоса.
- Със значителни спадове на температурата, водата може да се съхранява само в твърдо състояние.
С други думи, атмосферата на Марс не е достатъчно гъста, за да запази водата под формата на течност, а малката сила на привличането не може да поддържа водород и кислород.
Според експерти благоприятните условия за живеене на червена планета могат да бъдат оформени преди около 4 милиарда години. Може би по това време имаше живот.
Обадете се на следните причини за унищожаване:
- Липсата на защита срещу радиацията на слънцето и постепенно изчерпване на атмосферата през милиони години.
- Сблъсък с метеорит или друго космическо тяло, незабавно унищожи атмосферата.
Първата причина този момент Досега вероятно, тъй като следите от световната катастрофа все още не са открити. Такива заключения успяха да направят благодарност на изследването на автономната станция на любопитството. Rover постави точния състав на въздуха.
Древната атмосфера на Марс съдържаше много кислород
Днес учените практически нямат съмнение, че има вода пред Червената планета. На многобройни видове окръжни очертания. Визуалните наблюдения се потвърждават от специфични проучвания. Марсозите взеха грундираните тестове в долините на бившите морета и реките, а химическият състав потвърди първоначалните предположения.
В настоящите условия всяка течна вода на повърхността на планетата веднага ще се изпари, защото налягането е твърде ниско. Въпреки това, ако в древни времена са съществували океани и езера, тогава условията са различни. Един от предположенията е друг състав с фракция от кислород около 15-20%, както и повишени акции на азот и аргон. В тази форма Марс става почти идентичен с нашата местна планета - с течна вода, кислород и азот.
Други учени предполагат съществуването на пълноценно магнитно поле, което може да се защити от слънчевия вятър. Силата му е сравнима със земното и това е друг фактор, който говори в полза на условията за произхода и развитието на живота.
Причините за изчерпване на атмосферата
Верксът на развитието попада върху ерата на Gherryi (преди 3,5-2,5 милиарда години). На равнината беше солен океан, сравним по размер със северния леден океан. Температурата на повърхността достига 40-50 ° С и налягането е около 1 атм. Голяма вероятност за съществуването на живи организми по това време. Въпреки това, периодът на "просперитет" не е достатъчно дълъг, за да възникне сложен и по-разумен живот.
Една от основните причини е малкият размер на планетата. Марс по-малко земя, така че гравитацията и магнитното поле са по-слаби. В резултат на това слънчевият вятър активно извади частиците и буквално отрязал обвивката зад слоя. Съставът на атмосферата започва да се променя за 1 милиард години, след което климатичните промени са станали катастрофални. Намаляването на налягането доведе до изпаряване на падането на течност и температура.
Тъй като Марс е по-далеч от слънцето, отколкото земята, той може да вземе позицията в небето срещу Sun-CSU, тогава той е видим цяла нощ. Тази позиция на планетата е гола . \\ t. Marsa се повтаря на всеки две години и два месеца. Тъй като орбитата на Марс е опъната по-земна, а след това по време на опозициите на разстоянието между Мар-сом и земята може да бъде различна. Веднъж на 15 или 17 години, има голяма конфронтация, когато разстоянието между Земята и Марс е минимално и възлиза на 55 милиона км.
Канали на Марс
На снимките на Марс, направени от космическия телеком-ран Хъбъл, характерните черти на планетата са ясно видими. На червения фон на марсианските пустини, ясно видими за лудовата-зелени морета и ярка бяла полярна шапка. Известен канали Картината не е видима. С такова увеличение те наистина не се виждат. След като бяха получени големи снимки на Марс, мистерията на каналите на Мар Сиана най-накрая беше разрешена: каналите предсказват оптичната илюзия.
От голям интерес беше въпросът за възможността за земя живот на Марс. Проведени през 1976 г. на американските кучета "Викинг" проучвания дават, очевидно, прозорците - негативен резултат. Не е намерена следа от живота на Марс.
Въпреки това и в момента идва въртяща се дискусия за това. И двете страни, двете страни, и противниците на живота на Марс, водят аргуменците, които не могат да опровергаят опонентите си. За решението на този въпрос просто не е достатъчно експериментални данни. Остава само да се очаква, когато Марса е изпълнена и плочите ще дадат материали, потвърждаващи или опровергаят съществуването на живот на Марс в нашето време или в далечно минало. Материал от обекта.
Марс има две малки сателит - фобос (фиг. 51) и димимос (фиг. 52). Размерът им от 18 × 22 и 10 × 16 км, съответстващ на него. Фобос се намира от повърхността на планетата на Raz-стои само на 6000 км и се обръща около 7 часа, което е 3 пъти по-малко от марсианския ден. Димимос се намира на разстояние 20 000 км.
Редица загадки са свързани със сателити. Така че не е ясно за тяхното възникване. Повечето учени смятат, че това е сравнително наскоро заловени астероиди. Трудно е да си представим как Фобос е оцелял след удара на метеорита, който води кратера с диаметър 8 км от него. Не е ясно защо фобос е най-черното тяло, което ни е известно. Неговото отразяващо значение е 3 пъти по-малко от саждите. За съжаление, няколко полета от Фобос завършиха с провал. Окончателното решение на много въпроси като Fobosa и Mars тя се различава към експедицията на Марс, планирана на 30-те години на XXI век.
Приближава се ерата на колонизацията на Марс. НАСА планира първата експедиция на Червената планета през лятото на 2020 г. и е разпределена около два милиарда щатски долара. На фона на това, необходимостта от извличане на кислород, който в буквалния смисъл е жизненоважен за пребиваването на астронавтите на космическата станция. Изчисленията показват, че транспортирането на основния газ на човешкия газ от земята е твърде скъпо. Това послужи като началото на отражението на учените по темата: има ли кислород на Марс и, ако не е достатъчно, тогава как да го "измисли".
Колко кислород в атмосферата на Марс?
Преди събитията незабавно означават: кислородът на Марс обаче е в чист вид, сумата му е само 0,13%. Като вдишва веднъж марсиан въздух, човек ще загине незабавно. Повечето от кислорода в червената планета съществуват под формата на въглероден диоксид, което е 95% атмосфера на Марс. Останалата част е:
- 1.6% аргон;
- 3% азот;
- 0.27% - остатъци от водна пара и други газове.
Също така, кислородът може да съществува под формата на железен оксид, който дава на планетата червено.
Въпреки това, учените предполагат, че за много дълго време газовете около Марс имат много по-голям обем на кислород и че единствената причина, поради която Земята не се превърна в червена планета - растения, които постоянно абсорбират въглерод от въглероден диоксид. Това е екосистемата, която произвежда въздух, който дишаме. Ако Марс беше по-близо до слънцето (достатъчно топло за течна вода) и достатъчно голям, за да се задържи по-плътна атмосфера, растенията могат да растат, подобни на тези, които растат на земята. Но в настоящите условия ще има специален купол, отопление, вода и изкуствена светлина.
Как мога да получа кислород на Марс
Като се има предвид факта, че кислородът на Марс е нетипичен феномен, учените решават проблема с неговото възпроизвеждане. Предлагат се 3 основни начина за производство на въздух на червената планета:
- С помощта на бактерии, способни да абсорбират въздуха от въглероден диоксид.
- Горивната клетка, предложена от института Moxie Massachusetts.
- Използването на ниска температура, което може да използва частици, съдържащи се в йонизиран газ за извличане на кислородни йони.
Въздухът на Марс е необходим за непрекъснатата работа на изследователската станция. Възпроизвеждането му ще позволи астронавтите не само да дишат, но и зарежда ракети да се върнат на земята. Като се има предвид факта, че съставът на марсианския въздух и атмосферата се различава значително от земните, а транспортирането ще бъде много скъпо, посочените методи за получаване на O2 ще се превърнат в истинско голямо събитие в развитието на нови планети.
Бактерии за създаването на кислород
И сега ще опишем подробно методите за производство на въздух на Марс. Авиокосмическото развитие на Techshot се занимава с много интересно развитие за получаване на O2 на червената планета. Предполага се, че кислородът може да бъде получен от бактерии, които могат да абсорбират необходимия газ от въглероден диоксид. Една стая е създадена с имитация на атмосферата, дневния цикъл и радиация на повърхността на Марс, в която споменатата теория е успешно потвърдена.
Този метод на производство на кислород има глобално значение. Първо, транспортирането на такива бактерии изисква по-малки разходи и места. Второ, поради относителните орбити на Земята и Марс, запасите ще бъдат направени само веднъж на всеки 500 дни, което прави поколението на въздуха почти необходимо за колонизацията на червената планета. От своя страна е възможно да се предложи производството на кислород от лед или вода. Въпреки това, водните ресурси са твърде ценни, за да ги изпратят на избора на газ, необходим за дишането.
Мокси Експеримент
Основната задача на експедицията е изследването на пригодността на Марс за цял живот. За тази цел 4 планети Слънчева система Изпратеното любопитство на атомния Rover се изпраща, което не се нуждае не само да се издържи на червената планета за неговото изследване, но и че астронавтите имат достатъчно кислород върху пътя на връщане. Решението е намерено Масачузецки технологичен институт Мокси. Резултатът от тяхното развитие трябва да бъде горивна клетка, която може да отделя CO2 въглероден оксид и кислород, които впоследствие са изпратени в хранилището. На фона на други научни разработки, Moxie се откроява, че са насочени към практическо тестване. Плановете им включват създаването на автоматизирания производствен цех, който ще генерира предварително кислород за пристигащи астронавти.
Плазмената технология за производство на кислород
Учените от Португалия показват, че Марс е най-благоприятното място за реакцията на разлагане чрез не-равновесни плазмени. Термобарни интервали от параметри в червената планета атмосферното поле могат да причинят по-осезаеми трептения, водещи до асиметричното разтягане на молекулите, отколкото на земята. Това е, което Марс прави по-привлекателна планета за опит. В допълнение към кислорода, продуктът на плазменото разделяне на молекулите може да бъде газов газа, който ще се използва като ракетно гориво. Мениджърът на проекта, Васкона Хера вярва, че за производството на 8-16 кг въздух ще бъдат необходими само 150-200 W ще бъдат необходими в рамките на 4 часа на всеки двадесет и пет часа марсиански дни.
