Марс

ВС О ПЛАНЕТЕ МАРС Масса 0,107 массы Земли, то есть 6,4х10 кг Диаметр 0,53 диаметра Земли, то есть 6670 км Плотность 3,95 гсм Температура поверхности -23С на большей части поверхности, -150С на полюсах, -0С на экваторе Период обращения относительно звезд продолжительность суток 24,6229 часа Расстояние от Солнца в среднем 1,5237 а.е. 228 млн. км Период обращения по орбите год 687 дней Марс расположен от Солнца в полтора раза дальше и, значит, получает от Солнца в 2,3 раза меньше света и тепла.Расстояние Марса от Солнца составляет в среднем 228 млн. км, тогда как Земля отстоит от дневного светила на 150 млн. км. Марс может изменять сво расстояние от Солнца в довольно широких пределах.

Расстояние в ближайшей к Солнцу точке орбиты перигелии меньше среднего на 21 млн. км. Кратчайшее расстояние Марса от Солнца равно 207 млн. км, а наибольшее- 249 млн. км. Эти величины относятся как 11,2 , а поток солнечного света и тепла на единицу поверхности Марса в перигелии и афелии как 1,441. Эпоха соединения - самый неблагоприятный период для наблюдения Марса, а эпоха противостояния, наоборот, самый благоприятный.

По условиям видимости не все противостояния равноценны по двум причинам.Во-первых, из-за эксцентриситета орбиты Марса его расстояние от Земли в момент противостояния может меняться от 56 до 100 млн. км. Во-вторых, склонение, а значит, и высота планеты над горизонтом различны для разных противостояний. Те противостояния, при которых расстояние до Марса не превышает 60 млн. км, принято называть великими.

Очевидно, в период великих противостояний Марс должен быть вблизи перигелия. Если соединить перигелий орбиты Марса с Солнцем прямой линией, то она пересечт орбиту Земли в той точке, которую Земля проходит 29 августа.Поэтому даты великих противостояний Марса приходятся обычно на август или сентябрь исключением был 1939 г когда великое противостояние наступило 23 июля. Великие противостояния следуют с интервалом 15 или 17 лет. Марс вращается вокруг своей оси почти так же, как и Земля его период вращения равен 24 час. 37 мин. 23 сек что на 41 мин.19 сек. больше периода вращения Земли. Ось вращения наклонена к плоскости орбиты на угол 65, почти равный углу наклона земной оси 66,5. Это значит, что смена дня и ночи, а так же смена времн года на Марсе протекает почти так же, как на Земле. Там есть и тепловые пояса, подобные земным.

Но есть и отличия.Прежде всего, из-за удалнности от Солнца климат, вообще суровее Земного.

Далее год Марса почти вдвое длиннее земного, а значит, дольше длятся и сезоны. Наконец из-за эксцентриситета орбиты длительность и характер сезонов заметно отличаются в северном и южном полушариях планеты. Таким образом, в северном полушарии лето долгое, но прохладное, а зима короткая и мягкая, тогда как в южном полушарии лето короткое, но тплое, а зима долгая и суровая.Состав и внутреннее строение Химический состав Марса типичен для планет Земной группы, хотя, конечно, существуют и специфические отличия.

Здесь также происходило раннее перераспределение вещества под воздействием гравитации, на что указывают сохранившиеся следы первичной магматической деятельности сейчас имеется слабое магнитное поле, сила которого составляет около 2 от поля Земли с противоположной земному полярностью и совпадением северных полюсов.Из-за намагниченности пород в некоторых областях локальные магнитные поля выше основного поля. По-видимому, имеющее относительно низкую температуру около 1300 К и низкую плотность, ядро Марса богато железом и серой т.е. жидкое и электропроводимое и невелико по размерам его радиус порядка 800-1000 км, а масса около одной десятой всей массы планеты. Формирование ядра, согласно современным теоретическим оценкам, продолжалось около миллиарда лет и совпало с периодом раннего вулканизма.

Еще такой же по длительности период заняло частичное плавление мантийных силикатов, сопровождавшееся интенсивными вулканическими и тектоническими явлениями.Около 3 млрд. лет назад завершился и этот период, и хотя еще по крайней мере в течение миллиарда лет продолжались глобальные тектонические процессы в частности, возникали огромные вулканы, уже началось постепенное охлаждение планеты, продолжающееся и поныне.

На Марсе зарегистрированы марсотрясения.Мантия Марса обогащена сернистым железом, заметные количества которого обнаружены и в исследованных поверхностных породах, тогда как содержание металлического железа заметно меньше, чем на других планетах Земной группы.

Толщина литосферы Марса несколько сотен км, включая примерно 100 км ее коры. Кора богата оливином и железистыми окислами, которые и придают планете ржавый цвет. Химический состав поверхностного слоя кремния 21, железа 12,7, серы 3,1. Поверхность. Экваториальный радиус планеты равен 3394 км, полярный 3376,4 км. Уровень поверхности в южном полушарии в среднем на 3-4 км выше, чем в северном.Участки поверхности Марса, покрытые кратерами, похожи на лунный материк. Если мысленно разделить планету пополам большим кругом, наклоненным на 35 к экватору, то между двумя половинами Марса имеется заметное различие в характере поверхности.

Южная часть имеет в основном древнюю поверхность, сильно изрытую кратерами.В этом полушарии расположены главные ударные впадины - равнины Эллада, Аргир и Исиды. На севере доминирует более молодая и менее богатая кратерами поверхность. Значительная часть поверхности Марса представляет собой более светлые участки материки, которые имеют красновато-оранжевую окраску 25 поверхности более темные моря серо-зеленого цвета, уровень которых ниже, чем материков.

Перепады высот весьма значительны и составляют в экваториальной области примерно 14-16 км, но имеются и вершины, вздымающиеся значительно выше. Самые высокие области - большие вулканические купола гор Фарсида и равнины Элизий.Над обеими областями доминируют несколько огромных потухших вулканов, самым большим из которых является Арсия 27 км и Олимп 26 км в возвышенной области Тараис в северном полушарии.

Это самые высокие вулканы в Солнечной системе щитовые. Для сравнения щитовые вулканы Гавайских островов на Земле возвышаются над морским дном всего на 9 км. Щитовые вулканы растут в высоту постепенно, в результате повторных извержений из одного и того же жерла.Хотя в настоящее время эти вулканы, по-видимому, уже не являются действующими, они, вероятно, образовались раньше и были активными намного дольше, чем любые вулканы на Земле. При этом горячие вулканические точки на Земле с течением времени изменяли свое местоположение из-за постепенного движения континентальных плит, так что для построения очень высокого вулкана в каждом отдельном случае времени не хватало.

Кроме того, низкое тяготение позволяет изверженному веществу образовывать на Марсе намного более высокие структуры, которые не обрушиваются под собственной тяжестью.Наблюдения Марса со спутников обнаруживают отчетливые следы вулканизма и тектонической деятельности разломы, ущелья с ветвящимися каньонами, некоторые из них имеют сотни километров в длину, десятки в ширину и несколько километров в глубину.

Эти вулканические области расположены на восточном и западном концах огромной системы каньонов - долины Маринер, которая простирается на 5000 км вдоль экваториальной области и при ширине до 120км имеет среднюю глубину 4-5 км. Полагают, что она возникла в результате разлома, связанного с надвигом купола Фарсида.Ударные кратеры на Марсе мельче, чем на Луне и Меркурии, но глубже, чем на Венере.

Однако вулканические кратеры достигают огромных размеров. Крупнейшие из них Арсия, Акреус, Павонис и Олимп достигают 500-600 км в основании. Диаметр кратера у Арсии 100, а у Олимпа 60 км для сравнения у величайшего на Земле вулкана Мауна-Лоа на Гавайских островах диаметр кратера 6,5 км. Исследователи пришли к выводу, что вулканы были действующими еще сравнительно недавно, а именно несколько сотен миллионов лет назад.Имеются свидетельства сохранившиеся русла потоков - длинные ветвящиеся системы долин протяженностью в сотни километров, весьма похожие на высохшие русла земных рек, причем перепады высот отвечают направлению течений, что на поверхности Марса в свое время существовала жидкая вода. Кажется, что эти русла, идущие от долины Маринер, возникли в ходе какого-то внезапного наводнения.

Кроме того, в сильно изрытых кратерами областях найдены извилистые следы высохших рек со многими притоками. Некоторые особенности рельефа явно напоминают выглаженные ледниками участки.

Судя по хорошей сохранности этих форм, не успевших ни разрушиться, ни покрыться последующими наслоениями, они имеют относительно недавнее происхождение в пределах последнего миллиарда лет. Где же теперь марсианская вода Есть все основания полагать, что воды на Марсе немало.Высказываются предположения, что вода существует и сейчас в виде мерзлоты. При весьма низких температурах на поверхности Марса в среднем ок. 220 К в средних широтах и лишь150 К в полярных областях на любой открытой поверхности воды быстро образуется толстая корка льда, которая, к тому же, через короткое время заносится пылью и песком.

Летом температура на экваторе чуть выше 0оС, а на большей части поверхности средняя 23оС. Не исключено, что благодаря низкой теплопроводимости льда под его толщей местами может оставаться и жидкая вода и, в частности, подледные потоки воды продолжают и теперь углублять русла некоторых рек. Некоторые крупные области поверхности Марса. Гора Олимп Olympus Mons - Самый высокий пик на Марсе и самый большой вулкан Солнечной системы.

Возвышается на 27 км выше опорного уровня определенного по измерениям атмосферного давления. Этот гигантский щитовой вулкан, имеющий в поперечнике около 700 км, подобен вулканам на Земле, но его объем по крайней мере в пятьдесят раз превышает самый близкий земной эквивалент.Кальдера имеет диаметр около 90 км, причем гора окружена откосом высотой по крайней мере 4 км. Более старые вулканические породы, сглаженные и разрушенные ветром, окружают главный пик, образуя область ореала.

Гора Олимп расположена в северо-западной части гор Фарсида и ранее называлась Олимпийские снега, поскольку облака, постоянно клубящиеся над этой областью, для земных наблюдателей выглядели как светлое пятно. Плато Солнца Solis Planum - Древняя вулканическая равнина на Марсе, лежащая к югу от долины Маринер.При визуальном наблюдении внутри этой области видно изменяющееся темное пятно озеро, благодаря чему вся структура получила популярное название Марсианский глаз. Равнина Амазония Amazonis Planitia- Слабоокрашенная равнина в северной экваториальной области Марса. Довольно молода, породы имеют возраст 10-100 млн. лет. Часть этих пород представляют собой застывшую вулканическую лаву. Как таковых вулканов в виде гор с кратерами в центре здесь нет, а лава изливалась из трещин марсианской коры. Особенно интересно то, что были найдены следы обширных разливов лавы, которые происходили неоднократно, и лава текла по той же системе протоков, что и вода или лед. На основании исследований этих многослойных структур, образовавшихся в результате повторяющихся извержений, можно сделать вывод о том, что, вполне возможно, вулканические процессы идут на Марсе и сейчас, и относительно скоро через несколько десятков миллионов лет по поверхности Марса может снова потечь лава. Земля Аравия - после измерений, проведнных Mars Global Surveyor, стало известно, что она находится километром ниже окрестных плоскогорий.

Учные полагают, что это свидетельствует о том, что регион подвергался эрозии.

Эрозия могла быть вызвана разными причинами вулканической деятельностью, ледниками, ветром.

Однако, по мнению учных, огромные размеры области, подвергшейся е воздействию, свидетельствуют, что эрозия на Земле Аравия была вызвана текущей водой. Подтверждение этому, возможно, будет получено через три года. Весьма вероятно, что именно Земля Аравия станет одной из точек, в которой в 2004 году совершит посадку аппарат Mars Rover. Равнина Аргир Argyre Planitia - Круглая ударная впадина 900 км в диаметре, расположенная в южном полушарии Марса. Равнина Аркадия Arcadia Planitia - Равнина в северном полушарии Марса. Равнина Утопия Utopia Planitia - Обширная равнина с небольшим количеством кратеров в северном полушарии Марса. Место посадки АМС Викинг-2. Панорамные изображения, переданные на Землю спускаемым аппаратом Викинга, показали поверхность усеянную множеством валунов, сложенных из текстурированных пород.

Равнина Хриса Chryse Planitia - Круглое плато, почти наверняка ударный бассейн, в северной экваториальной области Марса. Место посадки зонда Викинг-1. Равнина Элизий Elysium Planitia - Большая вулканическая равнина более 5000 км в поперечнике.

Равнина Эллада Hellas Planitia - Ударная впадина почти круглой формы диаметром 1800 км на поверхности Марса. Равнина Эллада, выделяющаяся светлым цветом, уже давно нанесена на карты Марса. Раньше ее называли просто Эллада.

ТЕМПЕРАТУРНЫЙ РЕЖИМ ПЛАНЕТЫ Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещнного в фокусе телескопа- рефлектора, проводились ещ в начале 20-х годов.Измерения В. Лампланда в 1922г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245К -28С, Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924г. 260К -260С. Более низкое значение получили в 1960г. У. Синтон и Дж. Стронг 230К -43С. Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток.

Из этих измерений следовало, что днм на экваторе температура может доходить до 300К 27С, но уже к вечеру она падает до нуля, а к утру до 223К -50С. На полюсах температура может колебаться от 10С в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи. В 1956 г. к измерению температур был применн новый метод радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне.

Его принято называть тепловым радиоизлучением, в отличие от нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты. Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. Мак Каллаф и Р. Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса 218К, т.е. заметно ниже, по инфракрасному излучению.Измерения, проведнные в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и ещ более низкие температуры, доходящие до 140К - ниже точки замерзания углекислого газа. Многочисленные ряды измерений радиотемператур Марса выполнены советскими учными А. Д. Кузьминым, Ю. Н. Ветухновской, Б. Я. Лосовским, Б. Г. Кутузой и другими.

Во время великого противостояния 1971 г по их измерениям, средняя температура Марса составляла 198К. Различие температур дня и ночи, полярных и тропических районов, зимы и лета приводит к возникновению ветров, имеющих подчас скорости 40-50 мсек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными методами многими учными.

Важный вклад в развитие теории циркуляции марсианской атмосферы внс советский учный, специалист по физике атмосферы Г. С. Голицин. Он показал, при каких условиях в атмосфере Марса могут возникать ветры, имеющие силу урагана, и формироваться смерчи.Среди образований, обнаруженных на поверхности Марса, всеобщее внимание русло образные протоки, или меандровые долины.

Их внешний вид, наличие притоков вряд ли можно объяснить иначе, чем, предложив, что это русла рек. Однако на Марсе в настоящее время реки течь не могут, там вообще не может быть жидкой воды. Причина этого состоит в том, что при тех низких давлениях, которые господствуют на Марсе, вода закипает при очень низких температурах.Никакая другая жидкость не могла образовать наблюдаемых русел лава быстро застывает, а жидкая углекислота даже в земных условиях не может существовать.

Итак, единственное возможное объяснения меандров на Марсе это образование водных потоков, рек. Сейчас для него нет необходимых условий значит, они были в прошлом. Для этого нужно допустить, что в более ранние эпохи атмосферное давление на Марсе было значительно выше, чем в настоящее время.АТМОСФЕРА И ФИОЛЕТОВЫЙ СЛОЙ МАРСА В великое противостояние 1909г. в Пулковской обсерваториигде работал Г.А. Тихонов были впервые получены снимки Марса со светофильтрами.

Г. А. Тихонову удалось получить большую серию снимков Марса с различными светофильтрами от красного до зелного. Их обработка позволила обнаружить три явления, получившие названия эффектов Тихонова. 1. Моря Марса кажутся особенно тмными в красный светофильтр и сравнительно слабее выделяются на фоне материков в зелный светофильтр.Иначе говоря, контраст между морями и материками увеличивается с переходом от зелных лучей к красным. 2. Полярные шапки резче всего выделяются на фоне материков в зелных лучах и значительно слабее в красных. 3. Резкость деталей на диске планеты постепенно снижаются к краю диска это явление особенно заметно на снимках, сделанных в зелных лучах и гораздо слабее в красных.

В 1924г. в год великого противостояния снимки Райта и Росса не только подтверждали результаты Тихонова, но и позволили обнаружить два новых эффекта.Во-первых, в синих, фиолетовых и ультрафиолетовых лучах никакие детали поверхности не просматривались были видны только полярные шапки.

Во-вторых, диаметр диска Марса в фиолетовых лучах был заметно больше, чем в красных.Это явление получило название эффекта Райта. Разность диаметров диска Марса в ультрафиолетовых и инфракрасных лучах на снимке Райта и Росса достигала 200-300 км. Если это результат рассеивания солнечных лучей в плотной атмосфере Марса, то е высота должна быть равна половине этой величины, т.е. 100-150 км. Отсюда Райт сделал вывод, что Марс окружн весьма плотной и протяжнной атмосферой.

Советские астрономы-фотометристы Н. П. Барабашов и В. В. Шаронов в1950 году дали объяснение эффекта Райта. Дело было вс-таки в фотографической иррадиации, но в сочетании с законом падения яркости к краю диска Марса. В красных лучах яркость падает к краям диска довольно сильно, поскольку мы наблюдаем здесь шарообразную поверхность планеты.Наоборот, в фиолетовых лучах, диск Марса кажется освещнным более равномерно, и его края довольно ярки. Поэтому в фиолетовых лучах иррадиация будет сильнее, чем в красных, что и вызовет эффект Райта. Объяснение эффекта Райта Н. П. Барабашовым и В. В. Шароновым было совершенно правильным, за одним исключением.

Распределение яркости по диску Марса в фиолетовых лучах они приписывали целиком рассеянию света в атмосфере Марса. В действительности же главную роль здесь играли фотометрические свойства поверхности планеты. В 1972 г. проблемой фиолетового слоя занялся американский астроном Д. Томпсон.Изучив всю имевшуюся литературу по этой проблеме и использовав фотографическую коллекцию Международного планетного патруля, Томпсон пришл к простому и неожиданному выводу.

Вид Марса в фиолетовых лучах это его нормальный вид, без всякой дымки. Просто в этих лучах контрасты между морями и материками слишком малы и мы их не различаем. Более того, из наблюдений в ультрафиолетовых лучах выяснилось, что в этих лучах вс выглядит наоборот-моря кажутся светлее материков.Эти явления объясняются исключительно цветовыми особенностями пород, слагающих марсианские моря и материки, и атмосфера тут не при чм. Так разрешилась проблема фиолетового слоя. Полярные шапки - белые пятна на глобусе Марса и в буквальном, и в переносном смысле слова, это очень заметные детали даже с Земли, меняющие свои очертания в зависимости от времен года на Марсе - то разрастающиеся, то почти исчезающие.

Когда на одном полушарии планеты на смену осени приходит зима, соответствующая шапка начинает расти, на другом полушарии в это время лето и там протекает обратный процесс.

При этом в южном полушарии зимой холоднее, но зато летом теплее, чем в северном. С приходом весны полярная шапка начинает уменьшаться и к концу марсианского июля она почти исчезает на южном полюсе, северная же шапка намного больше. Такая картина повторяется из года в год. В середине зимы полярные шапки занимают поверхность до 50 по широте. Нетающие, остаточные части шапок сформированы из мощных слоистых отложений.На снимках cделанных издалека они выглядят как вихреобразные образования, которые на более детальных снимках превращаются в систему уступов, террас и депрессий. Отложения, слагающие остаточные полярные шапки планеты, представляют собой слои льда, смешанного с тонкозернистым и лессоподобным материалом.

Судя по температурному режиму полярных областей, в формировании остаточных вечных полярных шапок главную роль играет лед Н2O. Инфракрасное картирование поверхности Марса показало, что в летний период температура северной полярной шапки не опускается ниже -70 С. Это исключает возможность устойчивого существования в этот период года на шапках льда CO2. Северная остаточная шапка Марса в настоящее время гораздо крупнее около 1000 км в поперечнике своего южного аналога около 300 км, поскольку южное полушарие в летний период находится в перигелии, т. е. заметно ближе к Солнцу.

Также, этому могло способствовать более низкое положение поверхности северного полушария.Здесь расположены обширные низменности, в которых в течение миллионов лет могли накапливаться мощные толщи тонкозернистого материала, сносимого с материковых возвышенностей южного полушария Такие осадочные отложения в условиях сурового климата Марса и могли стать наиболее крупным потенциальным резервуаром для накопления льда. Таким образом, предполагается, что полярные образования Марса представляют собой вместилище значительных запасов водяного льда. При этом полярные шапки Марса состоят из двух слоев.

Нижний, основной слой, c толщиной оцениваемой в сотни метров, образован обычным водяным льдом, смешанным с пылью, который сохраняется и в летний период.

Это постоянные шапки. Наблюдаемые сезонные изменения полярных шапок происходят за счет верхнего слоя толщиной менее 1 метра, состоящего из твердой углекислоты, так называемого сухого льда. Покрываемая этим слоем площадь быстро растет в зимний период, достигая параллели 50 градусов, а иногда и переходя этот рубеж.Весной с повышением температуры этот слой испаряется и остается лишь постоянная шапка.

На этом снимке вверху , сделаннном 13 марта 1999 г в начале этапа картографирования Марса Глобал Сервейором, представлена Северная полярная шапка в ее летнем виде. Светлые области - остаточный водяной лед, который лежит все лето. Полоса темного материала, окружающего полярную шапку - песчаные ветровые дюны. Диаметр полярной шапки составляет примерно 1100 км в поперечнике.Вот еще один снимок справа северной полярной шапки, сделанный весной 1999-го - в северном полушарии лето и полярная шапка заметно отступила.

Снимок высокого разрешения показывает край отступающей шапки - ветровые светлые полосы слева снизу. Гряды и маленькие бугры и ямы сверху и справа - части слоистых отложений полярной шапки - наслоения пыли и льда, откладываемые тысячелетиями. Поле снимка - 2.6 км шириной, освещение - справа сверху.Ниже находится мозаика снимков южного полюса Марса, сделанных аппаратом Викинг 2 в сентябре 1977г. Южный полюс находится ниже центра кадра у нижнего правого края полярной шапки.

Поперечник шапки на этой мозаике порядка 400 км. Следующая фотография справа внизу также показывает южную полярную шапку Снимок, полученный космическим аппаратом Марс Глобал Сервейор Mars Global Surveyor демонстрирует район, окружающий марсианскую полярную шапку, которая в разгар весны южного полушария имеет поперечник около 400 километров.В этот период ледяная шапка, состоящая в основном из замерзшего углекислого газа сухого льда с примесью водяного льда начинает уменьшаться в размерах, по мере того как льды сублимируются, т.е. переходят из твердого состояния сразу в газообразное.

Вдоль нижней части снимка простираются туман и облака, состоящие из ледяных кристаллов, а справа вверху ближе к ночной стороне Красной планеты видны более темные области, уже освобожденные ото льда. Данные, собранные Марс Глобал Сервейором, позволяют проследить, как меняются во времени размеры и плотность ледяных шапок.Результаты последних исследований говорят, что вдобавок к сезонным изменениям южная полярная шапка Марса в течение последних нескольких лет сократилась в размерах, что является ярким свидетельством изменения марсианского климата.

При измеренной скорости уменьшения полярной шапки рост содержания углекислого газа в атмосфере может заметно увеличить атмосферное давление Марса, удвоив его за время порядка сотен или тысяч марсианских лет. Следующий снимок слева показывает участок остаточной летней южной полярной шапки Марса. Ее поверхность покрыта полигональной сетью мелких канав и большими округлыми ямами, образовавшимися из-за провалов.

Неизвестно как образовались эти ямы и откуда у них такая удивительная округлая копытообразная форма. Ясно, что это провалы, значит какой-то материал снизу был устранен - вероятно лед. Глубина ям - несколько метров. Размер снимка 3 на 3 км, разрешение - 1,5 м на пиксель.Похоже на предыдущее и следующее изображение ниже - трудно объясним и загадочен механизм образования ландшафта, состоящего из плоских возвышенностей высотой около 4 метров и кругых впадин поперечником более 100 метров.

Такая уникальная сырная топография встречается только на южной полярной шапке Марса. Предполагается, что в химическом составе поверхности здесь доминирует замерзший углекислый газ сухой лед, которая и может играть существенную роль и в процессе возникновения странного ландшафта.На приведенном изображении, солнечный свет падает на марсианскую поверхность справа сверху. Данный снимок был получен в августе 1999 года космическим аппаратом Марс Глобал Сэрвейер.

На Земле геологи используют слоистые породы для чтения геологической истории. Еще один вид такой летописи представляют собой льды Гренландии и Антарктиды. Слоистые скалы и слоистые полярные отложения на Марсе могут сохранить аналогичную запись геологической истории планеты. Марсианские северная и южная полярные шапки на больших площадях покрыты слоистыми отложениями.Cо времени открытия в начале 1970-х на эти полярные отложения ссылались как на свидетельство того, что марсианский климат циклически менялся.

Предполагается, что детальное исследование полярных слоев выявило бы климатическую историю Марса так же, как колонки антарктического льда помогают выявить историю земного климата.Данный снимок сделанный 30 июля 1998 г. показывает край постоянной полярной шапки. На склоне можно различить десятки слоев - намного больше, чем было видно на снимках Викингов в 1970-х. У слоев разная толщина, у некоторых меньше 10 метров, и разные физические свойства.

Некоторые слои обрываются круче других, что означает большую прочность против эрозии. Более прочные слои, вероятно, чем-то сцементированы, скорее всего льдом. У всех слоев грубая текстура - результат эрозии.Большое количество слоев отложений - важный факт, дающий надежду, что будущие исследования полярных отложений посадочными аппаратами и возможно человеком в конце концов прояснят историю марсианского климата, записанную в них. Приблизительные оценки дают скорость отложений порядка 0.1 миллиметра в год. Значит 10-метровый слой накапливается за 100 000 лет - это совпадает с оценками цикличности марсианского климата, связанных с прецессией оси вращения планеты. Весна на Марсе - время пылевых бурь снимок внизу . Они возникают, когда испаряется замерзшая углекислота зимних полярных шапок, которые простираются до средних широт.

Несколько факторов, складываясь, приводят к пылевым бурям - атмосферное давление увеличивается с сублимацией замерзшего СО2, в более плотной атмосфере легче поднимается и дольше держится пыль устанавливается высокий температурный контраст между покрытой углекислотной изморозью и рядом лежащей оттаявшей поверхностями. Это вызывает ветры, дующие с краев полярной шапки - аналогично возникают ветры с высоких центральных областей шапок к более темным низким и теплым окраинным областям.

БОЛЬШАЯ ПЫЛЕВАЯ БУРЯ И Е ПРИЧИНЫ В июле 1971 г согласно наблюдениям на Шемахинской астрофизической обсерватории атмосфера планеты была во всех длинах волн, и в ней не наблюдалось ни синих, ни жлтых облаков.

Южная полярная шапка чтко выделялась на фоне материков, превышая их по яркости втрое. Была видна и северная полярная шапка.Контраст морей и материков в красных лучах составлял около 30 и был примерно таким, как в первой половине августа 1956 г до начала пылевой бури. В конце августа начале сентября 1956 г. в южном полушарии разыгралась сильная пылевая буря, скрывшая на две недели южную полярную шапку и резко понизившая контрасты моря-материки.

Новая пылевая буря, только ещ большего масштаба, разыгралась на Марсе во второй половине сентября 1971 г. В отличие от 1956 г на этот раз пылевая буря была более длительной и устойчивой. Она началась 22 сентября, а 11 ноября, когда Маринер-9 на подлте начал фотографировать Марс, пылевая буря продолжалась.Она была столь интенсивной, что, по отзывам американских специалистов, планета имела венероподобный вид. 15-20 ноября наступило, казалось, просветление. Но потом вс началось снова, и буря затрудняла научные иследования поверхности Марса. Лишь около 10 января 1972 г. пылевая буря прекратилась, и планета приняла свой обычный вид. Какие же причины вызвали столь мощную и пылевую бурю Американские учные К. Саган, Дж. Веверка и П. Гираш на основании теоретического исследования ветровых режимов на Марсе пришли к выводу, что наиболее эффективным механизмом подъма пыли с марсианской поверхности являются смерчи или пылевые дьяволы.

Образование смерчей зимой невозможно из-за слабого солнечного нагрева.

Летом и в экваториальных районах на плоских пространствах смерчи должны образовываться благодаря интенсивной инсоляции, на склонах же их могут подавлять наклонные ветры.Для подъма пыли нужна скорость ветра в 80мсек. На Марсе имеются области, где такие скорости наблюдаются. Смерчи образуются преимущественно вблизи перигелия, когда интенсивность инсоляции на 23 больше, чем во время среднего противостояния, и на 47 больше, чем в афелии.

Вот почему чаще всего пылевые бури бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий. Астрономы ожидали новую пылевую бурю в июле-августе 1973 г когда Марс должен был снова пройти через перигелий, но буря опоздала она началась лишь 13 октября появлением трх пылевых облаков.По мнению американских астрономов пылевая буря 1973 г продолжавшаяся до ноября, уступает лишь большой пылевой буре 1971 г. и превосходит бурю 1956 г. Исследование рельефа Марса радиолокационным методом и по интенсивности полос СО2 в спектре планеты над различными областями подтверждают предположения о том, что моря - не низины, как считали Поллак и Саган, в области перепада уровней. Материки покрыты слоем тонко раздробленной светлой пыли, моря более крупными зрнами, возможно, иного состава.

Таково в настоящее время наиболее вероятное объяснение природы марсианских морей.СПУТНИКИ МАРСА 11 и 17 августа 1877 г. Асаф Холл на Вашингтонской обсерватории открыл два маленьких спутника Марса Фобос и Деймос.

Размеры их дисков были не различимы ни в один телескоп, а блеск в среднем противостоянии соответствовал 11,6 и 12,8 звздной величины. Это свидетельство об их весьма малых размерах. Блеск Марса в среднем противостоянии равен 1,65 , звздной величины, значит, Марс в 200 000 раз ярче Фобоса и в 600 000 раз ярче Деймоса.Отсюда следует, что диаметры обоих спутников меньше диаметра Марса в 450 и 770 раз соответственно, т.е. раны 15 и 9 км. В действительности, как показали фотографии Маринера-9 в 1971 году , оба спутника больше.

Фобос имеет размеры 27 на 20 км, Деймос 15 на 11 км. Недооценка размеров спутников получилась потому, что их поверхность оказалась темнее Марсианской.Фобос имеет размеры 27 на 20 км , Деймос 15 на 11 км. Периоды обращения спутников вокруг планеты составляют 7 час. 39 мин. у Фобоса и30 час. 21 мин. у Деймоса, их расстояние от центра планеты 9400 и 23500км. Орбиты почти круговые, их наклон к экватору Марса у Фобоса 1, у Деймоса 2,7. Таким образом, Фобос совершает обращение вокруг планеты втрое быстрее, чем сам Марс вращается вокруг своей оси. За сутки Марса Фобос успевает совершить три полных оборота и успевает пройти ещ дугу в 78. Для Марсианского наблюдателя он восходит на западе и заходит на востоке.

Между последовательными верхними кульминациями Фобоса проходит 11 часов 07 минут. Совсем иначе движется по небу Деймос.Его период обращения больше периода вращения Марса, но ненамного.

Поэтому он хотя и нормально восходит на востоке и заходит на западе, но движется по небу Марса крайне медленно. От одной верхней кульминации до следующей проходит 130 часов пять с лишним суток В 1945 г. американский астроном Б. Шарплес обнаружил вековое ускорение в движении Фобоса по орбите.Это означало, что Фобос, строго говоря, движется по очень пологой спирали, постепенно приближаясь к поверхности Марса. Если так будет продолжаться и дальше, то через 15 млн. лет срок с космогонической точки зрения весьма небольшой Фобос упадт на Марс. Однако только через 14 лет на это обратили внимание. К тому времени появились небесные тела, двигавшиеся точно таким же образом.

Это были первые искусственные спутники Земли. Торможение в земной атмосфере заставило их снижаться, а приближение к центру Земли вызвало ускорение их движения.Известный советский учный И. С. Шкловский попытался в 1959г. подсчитать, не может ли торможение в самых верхних слоях атмосферы Марса, быть причиной векового ускорения Фобоса.

Результат был неожиданным это возможно только в том случае если Фобос полый. Тогда он, подобно воздушному шару, будет испытывать заметное сопротивление окружающей газовой среды. Однако эта гипотеза, наделавшая в сво время много шума, не подтвердилась.Фотографии Маринера-9 показали, что Фобос и Деймос имеют вид громадных каменных глыб. Наблюдения Маринера-9 показали, что оба спутника обращены к Марсу одной стороной как Луна к Земле. Непосредственные фотографии, фотоэлектрические и поляризационные наблюдения указывают на то, что наружный слой поверхности обоих спутников мелко раздробленная пыль, слой которой имеет толщину около 1 мм. Е состав, по-видимому, базальтовый со значительной примесью карбонатов.

Инфракрасные наблюдения свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности наружного покрова, что подтверждает гипотезу о пылевом слое. Марсианская луна раскололась на куски Спутники Марса Фобос и Деймос - остатки некогда существовавшей одной луны, такую необычную гипотезу высказал американский ученый.

Когда-то у Марса была одна большая луна, от которой остались лишь две небольшие глыбы - Фобос и Деймос. Такую новую гипотезу происхождения этих двух спутников красной планеты высказал профессор Вирджинского университета Фред Сингер.Большинство ученых до сих склоняется к мнению, что Фобос и Деймос - это астероиды, попавшие в свое время в гравитационный плен Марса. Однако эта теория, как рассказал в среду репортерам Сингер, вступает в противоречие с законами физики и не может объяснить, почему оба спутника двигаются вокруг планеты по почти круглым и почти экваториальным орбитам.

Решение загадки орбит спутников дает ключ к понимаю их происхождения отметил профессор. Он считает, что уже во время процесса формирования планеты или сразу же по его завершении у Марса появилась луна, которая разрушилась под воздействием гравитационных сил планеты.Ее самые массивные части были притянуты к поверхности высказал мнение профессор Небольшие же части остались на орбите.

Их в 1877 году открыл американский астроном Асаф Холл, давший им названия - Фобос и Деймос. По словам Сингера, компьютерное моделирование подтверждает его гипотезу. Но лучшим доказательством будет сравнение химического состава образцов грунта спутников.Профессор также высказал предположение, что более крупный спутник - Фобос его наибольший поперечник - около 26 км через несколько миллионов лет прекратит свое существование.

На Деймосе же Сингер предлагает создать постоянную базу и именно оттуда, используя роботы, вести исследования Марса.