Sfarfallio nei giorni del confronto con un minaccioso colore rosso sangue e provocando paura mistica primitiva, la misteriosa e misteriosa stella, che gli antichi romani chiamavano in onore del dio della guerra Marte (Ares tra i greci), difficilmente si adatterebbe a un nome femminile. I Greci la chiamavano anche Fetonte per il suo aspetto "radiante e brillante", che la superficie di Marte deve al colore brillante e al rilievo "lunare" con crateri vulcanici, ammaccature da impatti di meteoriti giganti, valli e deserti.
Caratteristiche orbitali
L'eccentricità dell'orbita ellittica di Marte è 0,0934, causando così la differenza tra la distanza massima (249 milioni di km) e quella minima (207 milioni di km) dal Sole, a causa della quale la quantità di energia solare che entra nel pianeta varia tra 20-30%.
La velocità orbitale media è di 24,13 km/s. Martegira completamente attorno al Sole in 686,98 giorni terrestri, che supera due volte il periodo terrestre, e ruota attorno al proprio asse quasi allo stesso modo della Terra (in 24 ore 37 minuti). L'angolo di inclinazione dell'orbita rispetto al piano dell'eclittica, secondo varie stime, è determinato da 1,51 ° a 1,85 ° e l'inclinazione dell'orbita rispetto all'equatore è di 1,093 °. Rispetto all'equatore del Sole, l'orbita di Marte è inclinata di un angolo di 5,65° (e la Terra è di circa 7°). Una significativa inclinazione dell'equatore del pianeta rispetto al piano dell'orbita (25,2°) porta a significativi cambiamenti climatici stagionali.
Parametri fisici del pianeta
Marte tra i pianeti del sistema solare è al settimo posto in termini di dimensioni e in termini di distanza dal Sole occupa la quarta posizione. Il volume del pianeta è 1,638×1011 km³, e il peso è 0,105-0,108 masse terrestri (6,441023 kg), cedendo ad esso in densità circa il 30% (3,95 g/cm3). L'accelerazione di caduta libera nella regione equatoriale di Marte è determinata nell'intervallo da 3,711 a 3,76 m/s². La superficie è stimata in 144.800.000 km². La pressione atmosferica oscilla tra 0,7-0,9 kPa. La velocità richiesta per superare la gravità (secondo spazio) è di 5.072 m/s. Nell'emisfero australe, la superficie media di Marte è di 3-4 km più alta che nell'emisfero settentrionale.
Condizioni climatiche
La massa totale dell'atmosfera di Marte è di circa 2,51016 kg, ma durante l'anno varia notevolmente a causa dello scioglimento o del "congelamento" delle calotte polari contenenti anidride carbonica. La pressione media a livello della superficie (circa 6,1 mbar) è quasi 160 volte inferiore a quella in prossimità della superficie del nostro pianeta, ma in depressioni profonderaggiunge i 10 mbar. Secondo varie fonti, le perdite di carico stagionali variano da 4,0 a 10 mbar.
Il 95,32% dell'atmosfera di Marte è costituito da anidride carbonica, circa il 4% è argon e azoto e l'ossigeno insieme al vapore acqueo è inferiore allo 0,2%.
Un'atmosfera altamente rarefatta non può trattenere il calore a lungo. Nonostante il "colore caldo" che distingue il pianeta Marte dagli altri, la temperatura in superficie scende a -160°C al polo in inverno, e all'equatore in estate, la superficie può riscaldarsi solo fino a +30°C durante il giorno.
Il clima è stagionale, proprio come sulla Terra, ma l'allungamento dell'orbita di Marte porta a differenze significative nella durata e nel regime di temperatura delle stagioni. La fresca primavera e l'estate dell'emisfero settentrionale insieme durano molto più della metà dell'anno marziano (371 giorni di marzo), e l'inverno e l'autunno sono brevi e moderati. Le estati meridionali sono calde e brevi, mentre gli inverni sono freddi e lunghi.
I cambiamenti climatici stagionali si manifestano più chiaramente nel comportamento delle calotte polari, composte da ghiaccio con una mescolanza di fini particelle di roccia simili a polvere. La parte anteriore della calotta polare settentrionale può allontanarsi dal polo di quasi un terzo della distanza dall'equatore e il confine della calotta meridionale raggiunge la metà di questa distanza.
La temperatura sulla superficie del pianeta era stata determinata già nei primi anni '20 del secolo scorso da un termometro posizionato esattamente nel fuoco di un telescopio riflettente puntato su Marte. Le prime misurazioni (fino al 1924) mostravano valori da -13 a -28°C, e nel 1976 furono specificati i limiti di temperatura inferiore e superioreatterrato su Marte dalla navicella spaziale Viking.
Tempeste di sabbia marziane
L '"esposizione" delle tempeste di sabbia, la loro portata e il loro comportamento hanno rivelato un mistero a lungo custodito da Marte. La superficie del pianeta cambia misteriosamente colore, affascinando gli osservatori fin dai tempi antichi. Le tempeste di polvere si sono rivelate la causa del "camaleonismo".
Gli improvvisi sbalzi di temperatura sul Pianeta Rosso provocano venti violenti dilaganti, la cui velocità raggiunge i 100 m / s, e la bassa gravità, nonostante la sottigliezza dell'aria, consente ai venti di sollevare enormi masse di polvere ad un' altezza di oltre 10 km.
Le tempeste di polvere sono anche alimentate da un forte aumento della pressione atmosferica causato dall'evaporazione dell'anidride carbonica congelata dalle calotte polari invernali.
Le tempeste di polvere, come mostrano le immagini della superficie di Marte, gravitano spazialmente verso le calotte polari e possono coprire aree enormi, durando fino a 100 giorni.
Un altro spettacolo polveroso, che Marte deve agli sbalzi di temperatura anomali, sono i tornado, che, a differenza dei "colleghi" terrestri, vagano non solo nelle aree desertiche, ma ospitano anche sulle pendici dei crateri vulcanici e dei fumaioli d'impatto, inteso in salita fino a 8 km. Le loro tracce si sono rivelate essere giganteschi disegni a strisce ramificate che sono rimasti misteriosi per molto tempo.
Tempeste di polvere e tornado si verificano principalmente durante le grandi opposizioni, quando nell'emisfero australe cade l'estate nel periodo del passaggio di Marte attraverso il punto dell'orbita più vicino al Solepianeti (perielio).
Le immagini della superficie di Marte, scattate dalla navicella spaziale Mars Global Surveyor, , che orbita attorno al pianeta dal 1997, si sono rivelate molto fruttuose per i tornado.
Alcuni tornado lasciano tracce, spazzando via o risucchiando uno strato superficiale sciolto di particelle fini di terreno, altri non lasciano nemmeno "impronte digitali", altri, furiosamente, disegnano figure intricate, per cui sono stati chiamati diavoli di polvere. I vortici funzionano, di regola, da soli, ma non rifiutano nemmeno le "rappresentazioni" di gruppo.
Caratteristiche di rilievo
Probabilmente, tutti coloro che, armati di un potente telescopio, hanno guardato Marte per la prima volta, la superficie del pianeta somigliava immediatamente al paesaggio lunare, e in molte aree questo è vero, ma la geomorfologia di Marte è comunque peculiare e unico.
Le caratteristiche regionali del rilievo del pianeta sono dovute all'asimmetria della sua superficie. Le superfici piane predominanti dell'emisfero settentrionale sono 2–3 km al di sotto del livello condizionatamente zero e nell'emisfero meridionale la superficie complicata da crateri, valli, canyon, depressioni e colline è 3–4 km sopra il livello di base. La zona di transizione tra i due emisferi, larga 100–500 km, è morfologicamente espressa da una gigantesca scarpata fortemente erosa, alta quasi 2 km, che copre quasi i 2/3 del pianeta di circonferenza e tracciata da un sistema di faglie.
Sono presentate le morfologie predominanti che caratterizzano la superficie di Martecostellato di crateri di varia genesi, altopiani e depressioni, strutture di impatto di depressioni circolari (bacini multi-anello), altopiani allungati linearmente (creste) e bacini ripidi di forma irregolare.
Alture piatte con bordi ripidi (mesa), estesi crateri piatti (vulcani a scudo) con pendii erosi, valli tortuose con affluenti e rami, altipiani livellati (altopiano) e aree di valli simili a canyon alternate casualmente (labirinti) sono diffusi.
Caratteristiche di Marte sono le depressioni che sprofondano con un rilievo caotico e informe, gradini estesi e complessi (faglie), una serie di creste e solchi subparalleli, nonché vaste pianure dall'aspetto completamente "terrestre".
I bacini craterici anulari e i grandi crateri (di oltre 15 km di diametro) sono le caratteristiche morfologiche che definiscono gran parte dell'emisfero australe.
Le regioni più alte del pianeta con i nomi di Tharsis ed Elysium si trovano nell'emisfero settentrionale e rappresentano enormi altopiani vulcanici. L' altopiano di Tharsis, che si erge sopra la pianura circostante per quasi 6 km, si estende per 4000 km di longitudine e 3000 km di latitudine. Sull' altopiano si trovano 4 vulcani giganti con un' altezza da 6,8 km (Monte Alba) a 21,2 km (Monte Olimpo, diametro 540 km). Le cime dei monti (vulcani) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) e Arsia (Arsia) si trovano rispettivamente ad un' altitudine di 14, 18 e 19 km. Il monte Alba si erge solitario a nord-ovest di una rigida fila di altri vulcani eSi tratta di una struttura vulcanica a scudo con un diametro di circa 1500 km. Volcano Olympus (Olympus) - la montagna più alta non solo su Marte, ma nell'intero sistema solare.
Due vaste pianure meridionali confinano con la provincia di Tharsis da est e da ovest. I segni superficiali della pianura occidentale con il nome Amazonia sono vicini al livello zero del pianeta e le parti più basse della depressione orientale (Chris Plain) sono 2-3 km sotto il livello zero.
Nella regione equatoriale di Marte si trova il secondo altopiano vulcanico più grande dell'Elysium, con un diametro di circa 1500 km. L' altopiano sorge a 4–5 km sopra la base e ospita tre vulcani (il monte Elysium vero e proprio, l'Albor Dome e il monte Hekate). Il monte Elysium più alto è cresciuto fino a 14 km.
A est dell' altopiano di Tharsis nella regione equatoriale, un gigantesco sistema di valli (canyon) simile a una spaccatura Mariner si estende lungo la scala di Marte (quasi 5 km), superando la lunghezza di uno dei più grandi Canyon sulla terra di quasi 10 volte e 7 volte più ampi e profondi. La larghezza media delle valli è di 100 km e le cenge quasi a strapiombo dei loro lati raggiungono un' altezza di 2 km. La linearità delle strutture indica la loro origine tettonica.
Nelle altezze dell'emisfero australe, dove la superficie di Marte è semplicemente disseminata di crateri, ci sono le più grandi depressioni d'urto circolari del pianeta con i nomi di Argir (circa 1500 km) e Hellas (2300 km).
La Piana di Hellas è più profonda di tutte le depressioni del pianeta (quasi 7000 m sotto il livello medio), e l'eccesso della Piana di Argir èrispetto al livello della collina circostante è di 5,2 km. Una pianura arrotondata simile, la Piana di Iside (1100 km di diametro), si trova nella regione equatoriale dell'emisfero orientale del pianeta e confina con la Pianura Elisi a nord.
Su Marte, sono noti circa 40 altri bacini multi-anello di questo tipo, ma di dimensioni inferiori.
Nell'emisfero settentrionale c'è la più grande pianura del pianeta (pianura settentrionale), al confine con la regione polare. I segnalini delle pianure sono al di sotto del livello zero della superficie del pianeta.
Paesaggi eoliani
Sarebbe difficile descrivere la superficie della Terra in poche parole, riferendosi al pianeta nel suo insieme, ma per avere un'idea di che tipo di superficie ha Marte, se la chiami semplicemente è deserto sabbioso e roccioso bruno-rossastro, senza vita e asciutto, perché il rilievo sezionato del pianeta è levigato da depositi alluvionali sciolti.
I paesaggi eoliani, composti da materiale sabbioso-limoso fine con polvere e formati a seguito dell'attività del vento, coprono quasi l'intero pianeta. Si tratta di dune ordinarie (come sulla terra) (trasversali, longitudinali e diagonali) di dimensioni variabili da poche centinaia di metri a 10 km, nonché depositi stratificati eolico-glaciali delle calotte polari. Il rilievo speciale "creato da Eolo" è confinato a strutture chiuse - il fondo di grandi canyon e crateri.
L'attività morfologica del vento, che determina le caratteristiche peculiari della superficie di Marte, si è manifestata in un'intensaerosione (deflazione), che ha portato alla formazione di caratteristiche superfici "incise" con strutture cellulari e lineari.
Formazioni eolico-glaciali laminate, composte da ghiaccio misto a precipitazioni, ricoprono le calotte polari del pianeta. La loro potenza è stimata in diversi chilometri.
Caratteristiche geologiche della superficie
Secondo una delle ipotesi esistenti sulla moderna composizione e struttura geologica di Marte, il nucleo interno di piccole dimensioni, costituito principalmente da ferro, nichel e zolfo, si è prima sciolto dalla sostanza primaria del pianeta. Quindi, attorno al nucleo, si è formata una litosfera omogenea con uno spessore di circa 1000 km, insieme alla crosta, in cui, probabilmente, l'attività vulcanica attiva continua ancora oggi con l'espulsione in superficie di porzioni sempre nuove di magma. Lo spessore della crosta marziana è stimato in 50-100 km.
Da quando l'uomo ha iniziato a guardare le stelle più luminose, gli scienziati, come tutte le persone che non sono indifferenti ai vicini universali, tra gli altri misteri, erano principalmente interessati alla superficie di Marte.
Quasi l'intero pianeta è ricoperto da uno strato di polvere rosso-brunastro-giallastra mista a materiale fine limoso e sabbioso. I componenti principali del terreno sciolto sono i silicati con una grande miscela di ossidi di ferro, che conferiscono alla superficie una tinta rossastra.
Secondo i risultati di numerosi studi effettuati da veicoli spaziali, le fluttuazioni nella composizione elementare dei depositi sciolti dello strato superficiale del pianeta non sono così significative da suggerire un'ampia varietà di composizione minerale delle montagnerocce che compongono la crosta marziana.
Stabilito nel contenuto medio del suolo di silicio (21%), ferro (12,7%), magnesio (5%), calcio (4%), alluminio (3%), zolfo (3,1%), nonché potassio e cloro (<1%) hanno indicato che la base dei depositi sciolti della superficie sono i prodotti della distruzione di rocce ignee e vulcaniche della composizione di base, vicino ai bas alti della terra. In un primo momento, gli scienziati dubitano della significativa differenziazione del guscio di pietra del pianeta in termini di composizione minerale, ma gli studi sulle rocce di Marte condotti nell'ambito del progetto Mars Exploration Rover (USA) hanno portato alla scoperta sensazionale di analoghi di quelli terrestri andesiti (rocce di composizione intermedia).
Questa scoperta, poi confermata da numerosi ritrovamenti di rocce simili, ha permesso di giudicare che Marte, come la Terra, possa avere una crosta differenziata, come dimostrano i significativi contenuti di alluminio, silicio e potassio.
Sulla base di un enorme numero di immagini riprese da veicoli spaziali e che ha permesso di giudicare in cosa consiste la superficie di Marte, oltre alle rocce ignee e vulcaniche, la presenza di rocce vulcanico-sedimentarie e depositi sedimentari è evidente su il pianeta, che si riconoscono per la caratteristica separazione del piatto e per la stratificazione dei frammenti degli affioramenti.
La natura della stratificazione delle rocce può indicare la loro formazione nei mari e nei laghi. Aree di rocce sedimentarie sono state registrate in molti luoghi del pianeta e si trovano più spesso in vasti crateri.
Gli scienziati non escludono la formazione "secca" di precipitazioni della loro polvere marziana con il loro ulteriorelitificazione (pietrificazione).
Formazioni di permafrost
Un posto speciale nella morfologia della superficie di Marte è occupato dalle formazioni di permafrost, la maggior parte delle quali è apparsa in diversi stadi della storia geologica del pianeta a causa dei movimenti tettonici e dell'influenza di fattori esogeni.
Sulla base dello studio di un gran numero di immagini spaziali, gli scienziati hanno concluso all'unanimità che l'acqua gioca un ruolo significativo nel plasmare l'aspetto di Marte insieme all'attività vulcanica. Le eruzioni vulcaniche portarono allo scioglimento della copertura di ghiaccio, che, a sua volta, servì a sviluppare l'erosione dell'acqua, le cui tracce sono ancora visibili oggi.
Il fatto che il permafrost su Marte si sia formato già nelle prime fasi della storia geologica del pianeta è evidenziato non solo dalle calotte polari, ma anche da specifiche morfologie simili al paesaggio nelle zone di permafrost sulla Terra.
Formazioni simili a vortici, che nelle immagini satellitari sembrano depositi stratificati nelle regioni polari del pianeta, in primo piano sono un sistema di terrazze, sporgenze e depressioni che formano una varietà di forme.
Depositi di calotta polare spessi diversi chilometri sono costituiti da strati di anidride carbonica e acqua ghiacciata mescolati con materiale limoso e limoso fine.
Le morfologie a subsidenza caratteristica della zona equatoriale di Marte sono associate al processo di distruzione degli strati criogenici.
Acqua su Marte
Sulla maggior parte della superficie di Marte, l'acqua non può esistere allo stato liquidostato a causa della bassa pressione, ma in alcune regioni con un'area totale di circa il 30% dell'area del pianeta, gli esperti della NASA ammettono la presenza di acqua allo stato liquido.
Le riserve idriche stabilite in modo affidabile sul Pianeta Rosso sono concentrate principalmente nello strato superficiale del permafrost (criosfera) con uno spessore fino a molte centinaia di metri.
Gli scienziati non escludono l'esistenza di laghi relitti di acqua liquida e sotto gli strati delle calotte polari. Sulla base del volume stimato della criolitosfera marziana, le riserve di acqua (ghiaccio) sono stimate in circa 77 milioni di km³ e, se prendiamo in considerazione il probabile volume delle rocce scongelate, questa cifra potrebbe diminuire a 54 milioni di km³.
Inoltre, si ritiene che sotto la criolitosfera potrebbero esserci strati con colossali riserve di acqua salata.
Molti fatti indicano la presenza di acqua sulla superficie del pianeta in passato. I principali testimoni sono i minerali, la cui formazione implica la partecipazione dell'acqua. Innanzitutto ematite, minerali argillosi e solfati.
Nuvole marziane
La quantità totale di acqua nell'atmosfera del pianeta "essiccato" è più di 100 milioni di volte inferiore a quella della Terra, eppure la superficie di Marte è coperta, sebbene rare e poco appariscenti, ma vere e persino nuvole bluastre, tuttavia, costituito da polvere di ghiaccio. La nuvolosità si forma in un'ampia gamma di altitudini da 10 a 100 km ed è concentrata principalmente nella fascia equatoriale, superando raramente i 30 km.
Nebbie e nuvole ghiacciate sono comuni anche vicino alle calotte polari in inverno (foschia polare), ma qui possono"caduta" al di sotto di 10 km.
Le nuvole possono assumere un colore rosa pallido quando le particelle di ghiaccio si mescolano con la polvere sollevata dalla superficie.
Sono state registrate nuvole di un'ampia varietà di forme, tra cui ondulate, striate e cirri.
Paesaggio marziano dall' altezza umana
Per la prima volta vedere come appare la superficie di Marte dall' altezza di un uomo alto (2,1 m) ha permesso il "braccio" del rover curioso armato di telecamera nel 2012. Davanti allo sguardo stupito del robot, apparve una pianura "sabbiosa", ghiaiosa e ghiaiosa, costellata di piccoli ciottoli, con rari affioramenti piatti, forse substrato roccioso, rocce vulcaniche.
Un'immagine opaca e monotona da un lato era ravvivata dalla cresta collinare del bordo del cratere Gale, e dall' altro lato dalla massa leggermente in pendenza del Monte Sharp, alto 5,5 km, che fu oggetto di la caccia alla navicella spaziale.
Nel pianificare il percorso lungo il fondo del cratere, gli autori del progetto, a quanto pare, non sospettavano nemmeno che la superficie di Marte, presa dal rover Curiosity, sarebbe stata così varia ed eterogenea, contrariamente a quanto aspettativa di vedere solo un deserto monotono e monotono.
Sulla strada per il Monte Sharp, il robot ha dovuto superare superfici piatte e fratturate, dolci pendii a gradini di rocce vulcaniche-sedimentarie (a giudicare dalla trama stratificata sui frammenti), nonché crolli di blocchi di colore bluastro scuro rocce vulcaniche a superficie cellulare.
L'apparato lungo il percorso ha sparato a bersagli "indicati dall' alto" (ciottoli) con impulsi laser e ha perforato piccoli pozzi (profondi fino a 7 cm) per studiare la composizione materica dei campioni. L'analisi del materiale ottenuto, oltre al contenuto di elementi rocciosi caratteristici delle rocce di composizione basica (bas alti), ha evidenziato la presenza di composti di zolfo, azoto, carbonio, cloro, metano, idrogeno e fosforo, ovvero "componenti della vita".
Inoltre sono stati rinvenuti minerali argillosi, formati in presenza di acqua con acidità neutra e bassa concentrazione salina.
Sulla base di queste informazioni, insieme alle informazioni ottenute in precedenza, gli scienziati erano inclini a concludere che miliardi di anni fa c'era acqua liquida sulla superficie di Marte e la densità dell'atmosfera è molto più alta di quella odierna.
Stella del mattino di Marte
Da quando la navicella spaziale Mars Global Surveyor ha orbitato attorno al Pianeta Rosso a una distanza di 139 milioni di km intorno al mondo nel maggio 2003, ecco come appare la Terra dalla superficie di Marte.
Ma in effetti, da lì il nostro pianeta appare più o meno come vediamo Venere al mattino e alla sera, brillando solo nell'oscurità brunastra del cielo marziano, un puntino solitario (tranne che per la luna debolmente distinguibile) è leggermente più luminoso di Venere.
La prima immagine della Terra dalla superficie erarealizzato nelle prime ore del mattino dal rover Spirit nel marzo 2004, e la Terra ha posato "mano nella mano con la Luna" per la navicella Curiosity nel 2012 e si è rivelata persino "più bella" della prima volta.
