shimmering dienās konfrontācijas draudošs asins sarkanas un zvanītāja primitīvas mistisks bailes mīklaino un noslēpumaino zvaigzne, ka senie romieši nosaukts par godu kara dieva Marsa (Ares grieķi), ir maz ticams, ka sievietes vārds iestrēdzis.Grieķi arī to sauca par Phaeton par "starojošu un spīd" izskats, kas Mars ir pienākums spilgtu krāsu un "Mēness" reljefa vulkāna krāteri, iespiedumi no milzu meteorītu, ielejas un tuksnešos ietekmi.
Orbitālā īpašības
ekscentricitāte elipsveida orbītā Marsa ir 0,0934, radot tādējādi maksimālā atšķirība (249 miljoni km) un minimālo (207 miljoniem km) attālumā no Saules, kas ir iemesls, kāpēc summa ienākošo saules enerģijas uz planētastas svārstās no 20-30%.
orbitālais ātrums vidēji 24.13 km / s.Marss ir pilnīgi apņem saulē 686.98 Zemes dienu, kas pārsniedz Zemes periodu divreiz, un pagriežas ap savu asi, ir gandrīz tāds pats kā Zemes (24 stundas 37 minūtes).Leņķis slīpuma orbītā uz ecliptic plakni nosaka saskaņā ar dažādām aplēsēm no 1,51 ° līdz 1,85 °, un slīpumu orbītā uz ekvatora ir 1,093 °.Saule attiecībā pret ekvatoru Marsa orbītā ir noliekta leņķī 5,65 ° (un Zemes - aptuveni 7 °).Ievērojams slīpums ekvatora planētas uz orbitālo plakni (25,2 °), noved pie būtiskām sezonālām izmaiņām klimatā.
fiziskie parametri planētas Marss
starp planētām Saules sistēmas lielums ir septītajā vietā, un pēc attāluma no Saules ieņem ceturto.No planētas apjoms ir 1,638 × 1011 cu km, un svars 0,105-0,108 Zemes masa (6.44 * 1023 kg), dodot viņai blīvumu apmēram 30% (3.95 g / cm3).Paātrinājums no smaguma ekvatora Marsa ir noteikta robežās no 3.711 līdz 3.76 m / s².Virsmas laukums ir aptuveni 144 800 000 km².Atmosfēras spiediens svārstās no 0,7-0,9 kPa.Likme nepieciešams pārvarēt gravitāciju (bēgšanu) - 5072 m / s.Dienvidu puslodē Marsa virsmas vidējā līmenī 3-4 km augstāka nekā ziemeļos.
Klimatiskie apstākļi
kopējā masa Marsa atmosfēra ir aptuveni 2,5 * 1016 kg, bet gada laikā tas ievērojami atšķiras dēļ kušanas vai "interpretē kā iesaldēšanu", kurā oglekļa dioksīda polārās cepures.Vidējais spiediens līmenī virsmas (apmēram 6,1 mbar), pie gandrīz 160 reizes mazāks nekā ka tuvu virsmai mūsu planētas, bet dziļās baseiniem sasniedz 10 mbar.Saskaņā ar dažādiem avotiem, sezonas spiediena starpība svārstās no 4,0 līdz 10 mbar.
at 95.32% Marsa atmosfēra sastāv no oglekļa dioksīda, aptuveni 4% veidoja argona un slāpekļa, skābekļa un kopā ar ūdens tvaikiem, ir mazāks par 0,2%.
Silnorazrezhennaya atmosfēra nevar ilgi saglabāt siltumu.Neskatoties uz "karstajiem krāsas", kas izceļas starp citām planētas Marss, virsmas temperatūra pazeminās ziemā līdz -160 ° C temperatūrā Ziemeļpolu un ekvatora vasarā, dienas virsmu var uzsildīt tikai līdz + 30 ° C
klimats ir sezonāls raksturs, kā uz Zemes, bet pagarinājums no orbītas Marsa rada būtiskas atšķirības ilguma un temperatūras apstākļos gadalaikiem.Cool pavasaris un vasara Ziemeļu puslodē pēdējā kopumu ievērojami vairāk nekā pusi Marsa gada laikā (371 Mars. Dienā), ar rudenī un ziemā ir īss un vieglas.Dienvidu vasara ir karsts un īss, un ziema ir auksta un gara.
Sezonas klimata pārmaiņas visskaidrāk izpaužas uzvedībā polārās ledus cepures sastāv no ledus ar pieskārienu smalkas, putekļu līdzīgu daļiņu rock.No ziemeļu polārā vāciņu fasādes var noņemt no pole gandrīz par trešdaļu attālumu no ekvatora, un robeža dienvidu vāciņu sasniedz pusi šīs attālumu.
termometrs atrodas tieši uzmanības atspoguļojot teleskops, kura mērķis ir Marsa, temperatūra uz planētas virsmas tika noteikta sākumā 20s pagājušā gadsimta.Pirmie mērījumi (līdz 1924) parādīja vērtības -13 līdz -28 ° C, un 1976. gadā apakšējie un augšējie temperatūras robežas ir norādītas izkrauti uz Marsa kosmosa "Viking".
Marsa putekļu vētras
"atklājot" putekļu vētras, to lielumu un uzvedību palīdzēja atklāt noslēpumu, kas jau sen tur Marsu.No planētas virsma noslēpumaini maina krāsu, no seniem laikiem valdzinošu novērotājus.Iemesls "hameleonstva" bija putekļu vētras.
Pēkšņas temperatūras izmaiņas no sarkanās planētas var kļūt par cēloni nikns spēcīgs vējš ātrums līdz 100 m / s un zems smaguma, neskatoties uz zila gaisa ļauj vēji paaugstināt milzīgo masu putekļu ar augstumu vairāk nekā 10 km.
rašanos putekļu vētras arī veicina strauju pieaugumu atmosfēras spiedienu, ko rada iztvaikošana no saldētas oglekļa dioksīda ziemas polāros cepures.
putekļu vētras, kā liecina bildes no Marsa virsmas, telpa mēdz būt polārie cepures, un var aptvert milzīgu platību, kas ilgst līdz pat 100 dienām.
Vēl putekļainās interesanti, ka Mars ir pienākums patoloģiskas temperatūras izmaiņām, ir viesuļvētra, kas, atšķirībā no Zemes, "kolēģi", staigāt apkārt, ne tikai tuksnesī jomās, bet arī hosted uz nogāzes no krāteriem vulkāniem un ietekmes krāteriem, realizējot līdz 8 km.Tie jāapgriež milzi daiļrunīgi atkarīgās modeļi, kas jau sen palika noslēpumains.
putekļu vētras un tornado notiek galvenokārt laikā no lielas cīņas, kad dienvidu puslodē vasaras pārskatiem par periodu no Marsa, izmantojot tuvāko punktu pret sauli, planētas orbītā (turpmāk perihēlijs).
ļoti auglīga gada viesuļvētra parādījās attēlus no Marsa virsmas pieņemts kosmosa kuģa Mars Global Surveyor , kas riņķo ap planētu kopš 1997. gada.
Daži tornado atstāj pēdas, slaucīšana vai nepieredzējis vaļēju virsējo slāni smalko augsnes daļiņām, bet citi neatstājiet pat "pirkstu nospiedumu", un citi, nikns, zīmēt sarežģīts formas, par kurām tās ir nosauktas putekļu velnu.Virpuļu parasti strādāt vienatnē, bet arī par grupas "skatu" nav jāizmet.
Features reljefs
iespējams visiem, kas, bruņojušies ar spēcīgu teleskopu pirmo reizi paskatījās Marsu, planētas virsma reizi atgādināja Mēness ainavu, un daudzās jomās tā ir taisnība, bet tomēr savdabīgs Martian ģeomorfoloģija un unikāls.
Reģionālā iezīmes par atbrīvojumu no planētas, ko rada asimetrijas tā virsmas.Dominē plakanas virsmas ziemeļu puslodē zem nulles nosacīto 2-3 km, un dienvidu puslodē sarežģītiem krāteriem, ielejām, kanjoni, ielejas un kalni uz virsmas 3-4 km virs bāzes līnijas.Pāreja zona starp abām puslodēm platumu 100-500 km morfoloģiski pasliktināšanu milzu plecu augstums gandrīz 2 km, kas aptver gandrīz 2/3 no riņķa planētas, un izsekojamības sistēmas defektiem.
dominējošie formas reljefs, raksturo Marsa virsmas, izraibināta ar krāteriem pārstāv dažāda izcelsme, kalniem un lejām, šoks struktūras apļveida ieplakām (multi-gredzenu baseinos), lineāri iegarenas kalni (kores) stāvām nogāzēm un ieplakās neregulāras formas.
izplatīta augšupeja vienotas rotāta ar stāvām malām (mesas), plašas plakanas krāteriem (vairogs vulkāniem) ar pasliktināšanu nogāzēm un ielejām ar līkumo pietekas un piedurknes ar apdari Kalnu (plato) reģions un nejauši mijas kanjons ielejas (labirints).
pārstāvis Marsu nespēj un depresija ar haotiska un bezformīgs reljefs, gara, sarežģīta skatuves būvēts (izplūdes skaits), virkne sub-paralēli kalnu grēdām un vagām, un plašums diezgan "zemes" izskatu.
Ring krāteris baseini un liels (vairāk nekā 15 km diametrā) krāteris morfoloģiskās struktūras ir ļoti svarīgi, lai lielākā daļa no dienvidu puslodē.
augstākie reģioni planētas ar nosaukumiem Tharsis un Elysium ir ziemeļu puslodē un ir milzīgs vulkāna augstienes.Tharsis plato, ar skatu uz līdzenumu gandrīz 6 km, stiepjas gar garuma no 4000 km un 3000 km stiepjas platuma.Uz plato ir 4 milzu Vulkāns augstums 6,8 km (Mountain Alba) līdz 21.2 km (Olympia, 540 km diametrā).Par kalniem topi (vulkāni) Peacock / Pavonis (Pavonis), Askriyskaya (Ascraeus) un Arsiya (Arsia) atrodas pie augstumā 14, 18 un 19 km attiecīgi.Mount Alba stāv uz ziemeļrietumiem no stingrās citu vulkānu skaitu un vulkānisko panelis padomes struktūru, kura diametrs ir aptuveni 1500 km.Vulkāns Olympus (Olympus) - augstākais kalns ne tikai uz Marsa, bet visā Saules sistēmā.
no Austrumiem un Rietumiem uz Tharsis provinces blakus diviem plašiem dienvidnieks depresija.Atzīmējiet virsmu ar nosaukumu rietumu līdzenumos Amazon tuvu nulles līmenim planētas, bet zemākais porcijas austrumu depresijas (plain Chryse) zem nulles 2-3 km.
šajā plakanajā reģionā Marsa atrodas otra lielākā vulkāna Elysium plato aptuveni 1500 km diametrā.Plateau augšupeja plašu bāzi 4-5 km un veic trīs vulkāni (Proper kalnu Eliza Kupola un Mount Albore Hecate).Augstākais kalns Elysium palielinājies līdz 14 km.
Uz austrumiem no plato Tharsis šajā plakanajā reģionā stiepjas milzu mēroga Marsu (gandrīz 5 km) riftoobraznaya sistēmu ieleju (kanjoni) Mariner, pārsniedz garums ir viens no lielākajiem uz Zemes Grand Canyon gandrīz 10 reizes un 7 reizes platāks undziļāk.No ielejas vidējiem 100 km un gandrīz vertikālas līstes to malas platums sasniedz augstumu 2 km.Linear struktūras norāda to tektonisko izcelsmi.
ietvaros kalniem dienvidu puslodē, kur Marsa virsmas tikai dotted ar krāteriem, kas atrodas lielākā ietekme uz planētas apļveida depresiju ar nosaukumiem Argir (apmēram 1500 km) un Hellas (2300 kilometri).
Hellas Planitia dziļākās iedobumi planētas (gandrīz 7000 metrus zem vidējā rādītāja), un pārpalikums no plain Argir attiecībā pret līmeni apkārtējiem kalniem atrodas 5.2 km attālumā.Līdzīgi noapaļota zemiene plain of Isis (1100 km diametrā), kas atrodas vidus reģiona austrumu puslodē planētas un uz ziemeļiem no vienkāršā blakus Elysium.
Mars ir zināms par 40 multi-gredzena baseinos līdzīgs, bet mazāka izmēra.
ziemeļu puslodē ir lielākā planēta zemieņu (ziemeļu līdzenumiem), kas robežojas ar polāro reģionu.Marks līdzenumi ir zem nulles līdzenas virsmas.
Eolu ainavas
Būtu grūti dažos vārdos aprakstīt Zemes virsmu, kas nozīmē planētu kopumā, bet, lai iegūtu priekšstatu par to, Marsa virsmas, jūs varat, ja jūs vienkārši zvanīt viņai nedzīvs un sauss, sarkanbrūna, akmeņaina un smilšu tuksnesis, jo sadauzīja topogrāfiju planētas ir saplacināts mīksti aluviāli noguldījumus.
Eolu ainavas, kas sastāv no smilšu un putekļu tonkoalevritovym materiālu un veidojas kā rezultātā vēja darbības, aptver gandrīz visu planētu.Tas ir ierasts (uz zemes) kāpām (šķērsvirziena, garenvirziena un pa diagonāli), sākot ar izmēru no dažiem simtiem metru līdz 10 km, kā arī kārtains Aeolian-ledus noguldījumu polāros cepures.Īpaši atvieglojumu, "radīja Eolom", laikiestatīta uz slēgto struktūru - dibeni lielo kanjoniem un krāteri.
morfoloģiskā vēja darbība, kas nosaka savdabīga iezīmes Marsa virsmas, kas izpaužas intensīvas erozijas (deflācijas), kas noveda pie veidošanos raksturīga, "iegravēts" ar šūnu virsmām un lineāro struktūru.
Layered Aeolian-ledus veidošanās, kas sastāv no jauktas nokrišņu ar ledus klātā polāro cepures planētas.To jauda tiek lēsta pāris km.
Ģeoloģiskā virsmas īpašības
saskaņā ar jebkuru no pašreizējo hipotēzēm mūsdienu sastāvu un ģeoloģiju Mars, pirmais no primārā vielas zemeslodes iekšējo serdi kust mazs, kas sastāv galvenokārt no dzelzs, niķeļa un sēra atoma.Tad, ap kodols veidojas viendabīga masa litosfēras spējas kopā ar mizu apmēram 1000 km, kas ir iespējams, un šodien turpina vulkānisko aktivitāti uz virsmas ar atbrīvošanu jaunu partiju magma.No Marsa garozas biezums ir aptuveni 50-100 km.
Tā kā cilvēki sāka apskatīt spožākajām zvaigznēm, zinātnieki, kā arī visi kaimiņi nav vienaldzīgi pret vispārējo cilvēkiem, starp citu noslēpumus, jo īpaši interesē, ko Marsa virsmas.
Gandrīz visa planēta ir pārklāta ar slāni brūngani dzeltenīgi sarkana putekļiem ar maisījumu tonkoalevritovogo un smilšu materiāla.Galvenie komponenti irdenu augsni ir silikāti ar lielu piejaukumu dzelzs oksīdu, kas piešķir virsmai ar sarkanīgu nokrāsu.
Saskaņā ar daudziem pētījumiem veic kosmiskās vibrācijas elementu sastāva virsējā slāņa mīksti nosēdumiem planētas nav tik nozīmīgs kā ierosināt dažādas minerālu sastāva ieži, kas veido Marsa garoza.
uzstādīta augsnes vidēja silīcija saturu (21%), dzelzs (12,7%), magnija (5%), kalcija (4%), alumīnija oksīda (3%), sēra (3,1%) un kālijaun hlors (& lt; 1%) norādīja, ka, pamatojoties uz nekonsolidētajiem nogulumu veido virsmas gruveši un vulkāna vulkāniskie ieži pamata, basalts ir tuvu zemei.Sākumā, zinātnieki ir apšaubījis nozīmīga diferenciācija akmens apvalks minerālvielu sastāvu planētas, tomēr, ko veic saistībā ar Marsa izpētes Rover (ASV) pētījumi kļuvis par Marsa izraisīja sensacionālu atklājumu sauszemes analogiem andesites (vidējais sugu sastāvā).
Šis atklājums vēlāk apstiprina daudzas atradumu līdzīgu sugu, ļāva spriest, ka Marss, tāpat kā Zemei, var būt diferencētu garoza, par ko liecina ievērojamais saturs alumīnija, silīcija un kālija.
Pamatojoties uz milzīgu skaitu attēliem, kas uzņemti ar kosmosa un ļāva spriest, kāda ir Marsa virsmas, izņemot vulkāniskie un vulkāna ieži uz planētas ir acīmredzami par volcanogenic-nogulumiežu un nogulumu klātbūtne, kas ir atzītas par raksturīgo pecīlijas atsevišķi un layering gab riska darījumiem.
raksturs stratifikācijas ieži var norādīt to veidošanos jūrām un ezeriem.Jomas nogulumu reģistrēti daudzās planētas, un visbiežāk tie ir atrodami milzīgo krāteri.
zinātnieki neizslēdz "sausā" dūņu veidošanos Marsa putekļu ar to tālākai lithification (sastingums).
permafrost izglītība
īpaša vieta morfoloģijas Marsa virsmas aizņem mūžīgā sasaluma veidošanos, no kuriem lielākā daļa parādījās dažādos posmos ģeoloģisko vēsturi planētas, kā rezultātā tektonisko kustību un ietekmē ārēji faktori.
Pētot lielu skaitu satelītattēlu, zinātnieki vienprātīgi secināja, ka, veidojot Martian vulkānisko aktivitāti kopā ar nozīmīga loma ūdens.Vulkānu izvirdumi noveda pie polārā ledus segumu, kas, savukārt, kalpo attīstību ūdens erozijas, pēdas, kuras var redzēt šodien.
Tas mūžīgais sasalums uz Marsa veidojas sākumposmā ģeoloģisko vēsturi planētas, liecina ne tikai polārajos ledus cepures, bet arī īpašas formas reljefa, līdzīgi ainavas jomās mūžīgajā sasalumā uz Zemes.
swirls izglītība, kāds ir skatīties uz satelītattēlu kārtojumu noguldījumus polārajos reģionos planētas, netālu veido sistēmu, terasēm, līstes un ieplakas, veidojot dažādas formas.
noguldījumi polāro cepures varas dažus kilometrus sastāv no slāņiem oglekļa dioksīda un ūdens ledus sajauc ar sanesām un tonkoalevritovym materiālu.
ar procesu iznīcināšanas kriogēnās slāņiem saistās provalno iegrimšana landforms tipisks vidus zonā Marsa.
Ūdens uz Marsa
Lielākajā Marsa virsmas ūdens var pastāvēt šķidrā veidā sakarā ar zema spiediena, bet dažos kopējo platību aptuveni 30% no planētas daļās, NASA eksperti atzīst, ka pastāv šķidrs ūdens.
ticami izveidots pašreizējais ūdens piegāde uz sarkanās planētas galvenokārt koncentrējas virsējā slānī mūžīgā sasaluma (turpmāk Cryosphere) varu daudziem simtiem metru.
