Enciklopedinis „YouTube“.

1 / 5

✪ Projektas DISCOVER-AQ – atmosferos tyrimai (NASA rusų k.)

✪ NASA rusų kalba: 01/18/13 – NASA savaitės vaizdo santrauka

✪ neigiama masė [Mokslo ir technologijų naujienos]

✪ Marsas, 1968 m., mokslinės fantastikos filmų esė, režisierius Pavelas Klushantsevas

✪ 5 gyvybės Marse ženklai – Countdown Nr. 37

Subtitrai

Studija

Marso atmosfera buvo atrasta dar prieš automatinių tarpplanetinių stočių skrydžius į planetą. Spektrinės analizės ir Marso opozicijų su Žeme dėka, kurios įvyksta kartą per 3 metus, astronomai jau XIX amžiuje žinojo, kad jo sudėtis yra labai vienalytė, kurios daugiau nei 95% sudaro anglies dioksidas. Palyginti su 0,04 proc. anglies dvideginisŽemės atmosferoje paaiškėja, kad Marso atmosferos anglies dioksido masė beveik 12 kartų viršija Žemės masę, taigi, kai Marsas yra teraformuojamas, anglies dioksido indėlis į šiltnamio efektą gali sukurti žmonėms patogų klimatą. šiek tiek anksčiau pasiekiamas 1 atmosferos slėgis, net ir atsižvelgiant į didesnį Marso atstumą nuo Saulės.

1920-ųjų pradžioje pirmieji Marso temperatūros matavimai buvo atlikti naudojant termometrą, įdėtą į atspindinčio teleskopo židinį. V. Lamplando 1922 m. matavimai parodė, kad vidutinė Marso paviršiaus temperatūra buvo 245 (–28 °C), E. Pettit ir S. Nicholson 1924 m. – 260 K (–13 °C). Mažesnę vertę 1960 m. gavo W. Sinton ir J. Strong: 230 K (–43 ° C). Pirmieji slėgio įverčiai – vidurkis – buvo gauti tik šeštajame dešimtmetyje naudojant antžeminius IR spektroskopus: 25 ± 15 hPa slėgis, gautas išplėtus Lorenco anglies dioksido linijas, reiškė, kad tai buvo pagrindinis atmosferos komponentas.

Vėjo greitį galima nustatyti pagal spektrinių linijų Doplerio poslinkį. Taigi, tam buvo matuojamas linijos poslinkis milimetro ir submilimetro diapazone, o matavimai interferometru leidžia gauti greičių pasiskirstymą visame didelio storio sluoksnyje.

Detaliausius ir tiksliausius duomenis apie oro ir paviršiaus temperatūrą, slėgį, santykinę drėgmę ir vėjo greitį nuolat matuoja Rover Environmental Monitoring Station (REMS) prietaisai, esantys marsaeigyje Curiosity, kuris Gale krateryje veikia nuo 2012 m. O nuo 2014-ųjų aplink Marsą skriejantis erdvėlaivis MAVEN yra specialiai sukurtas išsamiai ištirti viršutinius atmosferos sluoksnius, jų sąveiką su saulės vėjo dalelėmis, o ypač sklaidos dinamiką.

Nemažai procesų, kuriuos sunku arba dar neįmanomi tiesiogiai stebėti, yra modeliuojami tik teoriškai, bet taip pat svarbus metodas tyrimai.

Atmosferos struktūra

Apskritai Marso atmosfera skirstoma į apatinę ir viršutinę; pastaruoju laikomas virš 80 km virš paviršiaus esantis regionas, kuriame aktyviai dalyvauja jonizacijos ir disociacijos procesai. Skyrius yra skirtas jos tyrimui, kuris paprastai vadinamas aeronomija. Paprastai žmonės, kalbėdami apie Marso atmosferą, turi omenyje žemesnę atmosferą.

Taip pat kai kurie tyrinėtojai išskiria du didelius apvalkalus – homosferą ir heterosferą. Homosferoje cheminė sudėtis nepriklauso nuo aukščio virš jūros lygio, nes šilumos ir drėgmės perdavimo atmosferoje procesus bei jų vertikalų apykaitą visiškai lemia turbulentinis maišymasis. Kadangi molekulinė difuzija atmosferoje yra atvirkščiai proporcinga jos tankiui, tai nuo tam tikro lygio šis procesas tampa vyraujančiu ir yra pagrindinis viršutinio apvalkalo - heterosferos, kur vyksta molekulinis difuzinis atskyrimas, bruožas. Šių apvalkalų sąsaja, esanti 120–140 km aukštyje, vadinama turbopauze.

žemesnė atmosfera

Nuo paviršiaus iki 20-30 km aukščio driekiasi troposfera kur temperatūra mažėja didėjant aukščiui. Viršutinė troposferos riba kinta priklausomai nuo metų laiko (temperatūros gradientas tropopauzėje svyruoja nuo 1 iki 3 laipsnių/km, vidutinė vertė 2,5 laipsnio/km).

Virš tropopauzės yra izoterminė atmosferos sritis - stratomesosfera driekiasi iki 100 km aukščio. Vidutinė stratomesosferos temperatūra yra išskirtinai žema ir siekia -133°C. Skirtingai nuo Žemės, kur stratosferoje daugiausia yra visas atmosferos ozonas, Marse jo koncentracija yra nereikšminga (paskirstoma nuo 50–60 km aukščio iki paties paviršiaus, kur ji yra didžiausia).

viršutinė atmosfera

Virš stratomesosferos tęsiasi viršutinis atmosferos sluoksnis - termosfera. Jai būdingas temperatūros padidėjimas aukštyje iki didžiausios vertės (200–350 K), po kurio ji išlieka pastovi iki viršutinės ribos (200 km). Šiame sluoksnyje buvo užregistruotas atominio deguonies buvimas; jo tankis 200 km aukštyje siekia 5-6⋅10 7 cm −3 . Sluoksnio, kuriame dominuoja atominis deguonis (taip pat tai, kad pagrindinis neutralus komponentas yra anglies dioksidas), buvimas sujungia Marso atmosferą su Veneros atmosfera.

Jonosfera- regionas su dideliu jonizacijos laipsniu - yra maždaug 80–100–500–600 km aukštyje. Jonų kiekis yra minimalus naktį ir didžiausias dieną, kai pagrindinis sluoksnis susidaro 120-140 km aukštyje dėl anglies dioksido fotojonizacijos. ekstremalus ultravioletinis saulės spinduliuotė CO 2 + hν → CO 2 + + e -, taip pat reakcijos tarp jonų ir neutralių medžiagų CO 2 + + O → O 2 + + CO ir O + + CO 2 → O 2 + + CO. Jonų, iš kurių 90 % O 2 + ir 10 % CO 2 +, koncentracija siekia 10 5 kubiniame centimetre (kituose jonosferos plotuose ji yra 1-2 eilėmis mažesnė). Pažymėtina, kad O 2 + jonai vyrauja beveik visiškai nesant Marso atmosferoje tinkamo molekulinio deguonies. Antrinis sluoksnis susidaro 110–115 km atstumu dėl minkštųjų rentgeno spindulių ir išmuštų greitųjų elektronų. 80-100 km aukštyje kai kurie tyrinėtojai išskiria trečiąjį sluoksnį, kartais pasireiškiantį dalelių įtakoje. kosmoso dulkės, atnešdami į atmosferą metalo jonus Fe + , Mg + , Na +. Tačiau vėliau buvo ne tik patvirtintas pastarųjų atsiradimas (be to, beveik visame viršutiniame atmosferos sluoksnyje) dėl meteoritų ir kitų kosminių kūnų, patenkančių į Marso atmosferą, substancijos abliacijos, bet ir nuolatinis jų buvimas. apskritai. Tuo pačiu metu dėl Marso nebuvimo magnetinis laukas jų pasiskirstymas ir elgsena gerokai skiriasi nuo to, kas stebima žemės atmosferoje. Virš pagrindinio maksimumo dėl sąveikos su saulės vėju gali atsirasti ir kitų papildomų sluoksnių. Taigi O+ jonų sluoksnis ryškiausias 225 km aukštyje. Be trijų pagrindinių jonų tipų (O 2 +, CO 2 ir O +), palyginti neseniai H 2 + , H 3 + , He + , C + , CH + , N + , NH + , OH + , H 2 O + , H 3 O + , N 2 + /CO + , HCO + /HOC + /N 2 H + , NO + , HNO + , HO 2 + , Ar + , ArH + , Ne + , CO 2 ++ ir HCO2+. Virš 400 km kai kurie autoriai skiria „jonopauzę“, tačiau dėl to dar nėra bendro sutarimo.

Kalbant apie plazmos temperatūrą, jonų temperatūra šalia pagrindinio maksimumo yra 150 K, o 175 km aukštyje padidėja iki 210 K. Aukščiau smarkiai pažeidžiama jonų termodinaminė pusiausvyra su neutraliomis dujomis, jų temperatūra staigiai pakyla iki 1000 K 250 km aukštyje. Elektronų temperatūra gali būti keli tūkstančiai kelvinų, matyt, dėl magnetinio lauko jonosferoje, ji auga didėjant saulės zenito kampui ir nėra vienoda šiauriniame ir pietiniame pusrutuliuose, o tai gali būti dėl liekamojo asimetrijos. Marso plutos magnetinis laukas. Apskritai galima išskirti net tris didelės energijos elektronų populiacijas su skirtingais temperatūros profiliais. Magnetinis laukas turi įtakos ir horizontaliam jonų pasiskirstymui: virš magnetinių anomalijų susidaro didelės energijos dalelių srautai, besisukantys išilgai lauko linijų, todėl didėja jonizacijos intensyvumas, stebimas padidėjęs jonų tankis ir lokalios struktūros.

200-230 km aukštyje yra viršutinė termosferos riba - egzobazė, virš kurios egzosfera Marsas. Jį sudaro lengvos medžiagos – vandenilis, anglis, deguonis – kurios atsiranda dėl fotocheminių reakcijų pagrindinėje jonosferoje, pavyzdžiui, disociatyvios O 2 + rekombinacijos su elektronais. Nuolatinis atominio vandenilio tiekimas į viršutinę Marso atmosferą atsiranda dėl vandens garų fotodisociacijos netoli Marso paviršiaus. Dėl labai lėto vandenilio koncentracijos mažėjimo didėjant aukščiui šis elementas yra pagrindinis planetos atmosferos atokiausių sluoksnių komponentas ir sudaro vandenilio vainiką, kuris tęsiasi apie 20 000 km atstumu, nors nėra griežtos ribos, o dalelės. iš šio regiono tiesiog palaipsniui išsisklaido į aplinkinę kosminę erdvę.

Marso atmosferoje jis taip pat kartais išsiskiria chemosfera- sluoksnis, kuriame vyksta fotocheminės reakcijos, o kadangi dėl ozono ekrano trūkumo, kaip ir Žemėje, ultravioletinė spinduliuotė pasiekia patį planetos paviršių, jos galimos ir ten. Marso chemosfera tęsiasi nuo paviršiaus iki maždaug 120 km aukščio.

Žemutinio atmosferos sluoksnio cheminė sudėtis

Nepaisant stipraus Marso atmosferos retėjimo, anglies dioksido koncentracija joje yra apie 23 kartus didesnė nei žemėje.

• Azotas (2,7%) šiuo metu aktyviai sklaidosi kosmose. Dviatominės molekulės pavidalu azotas stabiliai sulaikomas planetos traukos dėka, tačiau saulės spinduliuotės dėka jis suskaidomas į atskirus atomus, lengvai paliekant atmosferą.
• Argoną (1,6 %) atstovauja santykinai išsklaidymui atsparus sunkusis izotopas argonas-40. Šviesos 36 Ar ir 38 Ar yra tik milijoninėmis dalimis
• Kitos tauriosios dujos: neonas, kriptonas, ksenonas (ppm)
• Anglies monoksidas (CO) - yra CO 2 fotodisociacijos produktas ir yra 7,5⋅10 -4 pastarojo koncentracijos - tai nepaaiškinamai maža reikšmė, nes atvirkštinė reakcija CO + O + M → CO 2 + M yra draudžiama, ir turėjo sukaupti daug daugiau CO. Buvo pasiūlyta įvairių teorijų, kaip anglies monoksidas dar gali būti oksiduojamas iki anglies dioksido, tačiau visos jos turi vienokių ar kitokių trūkumų.
• Molekulinis deguonis (O 2) – atsiranda dėl CO 2 ir H 2 O fotodisociacijos viršutinėje Marso atmosferoje. Šiuo atveju deguonis difunduoja į apatinius atmosferos sluoksnius, kur jo koncentracija siekia 1,3⋅10 -3 paviršinės CO 2 koncentracijos. Kaip ir Ar, CO ir N 2, tai Marse nesikondensuojanti medžiaga, todėl jos koncentracija taip pat kinta sezoniškai. Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, 90–130 km aukštyje, O 2 kiekis (dalis, palyginti su CO 2) yra 3–4 kartus didesnis už atitinkamą žemutinio atmosferos sluoksnio vertę ir vidutiniškai yra 4⋅10 -3, svyruojant diapazonas nuo 3,1⋅10 -3 iki 5,8⋅10 -3. Tačiau senovėje Marso atmosferoje buvo didesnis deguonies kiekis, palyginti su jo dalimi jaunoje Žemėje. Deguonis, net ir atskirų atomų pavidalu, dėl didesnio atominio svorio, leidžia jam kauptis, nebeišsisklaido taip aktyviai kaip azotas.
• Ozonas – jo kiekis labai skiriasi priklausomai nuo paviršiaus temperatūros: lygiadienio metu jis yra minimalus visose platumose ir didžiausias ašigalyje, kur žiema, be to, atvirkščiai proporcinga vandens garų koncentracijai. Yra vienas ryškus ozono sluoksnis maždaug 30 km aukštyje, o kitas – 30–60 km aukštyje.
• Vanduo. Marso atmosferoje H 2 O yra apie 100-200 kartų mažiau nei sausiausių Žemės regionų atmosferoje ir vidutiniškai sudaro 10-20 mikronų nusodinto vandens stulpelio. Vandens garų koncentracija smarkiai skiriasi sezoniškai ir paros metu. Oro prisotinimo vandens garais laipsnis yra atvirkščiai proporcingas dulkių dalelių, kurios yra kondensacijos centrai, kiekiui, o kai kuriose vietose (žiemą, 20-50 km aukštyje) buvo užfiksuoti garai, kurių slėgis viršija sočiųjų garų slėgį 10 kartų – daug daugiau nei žemės atmosferoje.
• Metanas. Nuo 2003 m. yra pranešimų apie nežinomo pobūdžio metano emisijų registravimą, tačiau nė vienas iš jų negali būti laikomas patikimu dėl tam tikrų registravimo metodų trūkumų. Šiuo atveju kalbame apie itin mažas reikšmes - 0,7 ppbv (viršutinė riba - 1,3 ppbv) kaip foninę vertę ir 7 ppbv epizodiniams serijoms, kurios yra ant skiriamosios gebos ribos. Kadangi kartu buvo paskelbta informacija apie CH 4 nebuvimą, patvirtintą kitais tyrimais, tai gali reikšti tam tikrą metano šaltinį, taip pat tam tikrą greito jo sunaikinimo mechanizmą. fotocheminis šios medžiagos sunaikinimas vertinamas 300 metų. Šiuo metu diskusijos šiuo klausimu yra atviros ir yra ypač įdomios astrobiologijos kontekste, atsižvelgiant į tai, kad Žemėje ši medžiaga yra biogeninės kilmės.
• kai kurių pėdsakų organiniai junginiai. Svarbiausios yra viršutinės H 2 CO, HCl ir SO 2 ribos, kurios atitinkamai rodo, kad nėra reakcijų su chloru, taip pat vulkaninį aktyvumą, ypač ne vulkaninę metano kilmę, jei jis yra patvirtino.

Dėl Marso atmosferos sudėties ir slėgio žmonės ir kiti sausumos organizmai negali kvėpuoti. Norint dirbti planetos paviršiuje, būtinas skafandras, nors ir ne toks didelis ir apsaugotas kaip Mėnuliui ir atvira erdvė. Pati Marso atmosfera nėra nuodinga ir susideda iš chemiškai inertinių dujų. Atmosfera šiek tiek pristabdo meteoritų kūnus, todėl Marse kraterių yra mažiau nei Mėnulyje ir jie yra ne tokie gilūs. O mikrometeoritai visiškai išdega, nepasiekdami paviršiaus.

Vanduo, debesys ir krituliai

žemas Tankis netrukdo atmosferoje susidaryti didelio masto reiškiniams, turintiems įtakos klimatui.

Vandens garų Marso atmosferoje yra ne daugiau kaip tūkstantoji procento dalis, tačiau, remiantis naujausių (2013 m.) tyrimų rezultatais, tai vis dar daugiau, nei manyta anksčiau, ir daugiau nei viršutiniuose Žemės atmosferos sluoksniuose, ir esant žemam slėgiui ir temperatūrai, jis yra artimos soties būsenos, todėl dažnai kaupiasi debesyse. Paprastai vandens debesys susidaro 10–30 km aukštyje virš paviršiaus. Jie daugiausia susitelkę ties pusiauju ir stebimi beveik ištisus metus. Matyti debesys aukštus lygius atmosferoje (daugiau nei 20 km) susidaro dėl CO 2 kondensacijos. Tas pats procesas yra atsakingas už žemų (mažiau nei 10 km aukštyje) debesų susidarymą poliariniuose regionuose žiemą, kai atmosferos temperatūra nukrenta žemiau CO 2 užšalimo taško (-126 ° C); vasarą panašūs ploni dariniai susidaro iš ledo H 2 O

• 1978 metais fotografuojant šiaurinį poliarinį regioną buvo aptiktas vienas iš įdomių ir retų atmosferos reiškinių Marse ("Vikingas-1"). Tai cikloninės struktūros, kurias nuotraukose aiškiai atpažįsta sūkurinės debesų sistemos, kurių cirkuliacija prieš laikrodžio rodyklę. Jie buvo rasti 65-80° šiaurės platumos zonoje. sh. „šiltuoju“ metų periodu, nuo pavasario iki ankstyvo rudens, kai čia įsitvirtina poliarinis frontas. Jo atsiradimą lemia ryškus paviršiaus temperatūros kontrastas šiuo metų laiku tarp ledo kepurės krašto ir aplinkinių lygumų. Su tokiu frontu susiję oro masių bangų judėjimai lemia mums taip pažįstamų cikloninių sūkurių atsiradimą Žemėje. Marse aptinkamų sūkurinių debesų sistemų dydis svyruoja nuo 200 iki 500 km, jų judėjimo greitis siekia apie 5 km/h, o vėjo greitis šių sistemų periferijoje siekia apie 20 m/s. Atskiro cikloninio sūkurio egzistavimo trukmė svyruoja nuo 3 iki 6 dienų. Centrinės Marso ciklonų dalies temperatūros reikšmės rodo, kad debesys yra sudaryti iš vandens ledo kristalų.

  Sniegas išties buvo pastebėtas ne kartą. Taigi 1979 metų žiemą Viking-2 nusileidimo zonoje iškrito plonas sniego sluoksnis, kuris gulėjo kelis mėnesius.

  Dulkių audros ir dulkių velniai

  Būdingas Marso atmosferos bruožas yra nuolatinis dulkių buvimas; pagal spektrinius matavimus dulkių dalelių dydis yra 1,5 µm. Maža gravitacija leidžia net retesniems oro srautams pakelti didžiulius dulkių debesis iki 50 km aukščio. O vėjai, kurie yra viena iš temperatūrų skirtumo apraiškų, dažnai pučia virš planetos paviršiaus (ypač vėlyvą pavasarį – vasaros pradžioje pietų pusrutulyje, kai temperatūrų skirtumas tarp pusrutulių ypač aštrus), o jų greitis siekia 100 m/s. Taip susidaro plačios dulkių audros, kurios nuo seno stebimos pavienių geltonų debesų pavidalu, o kartais – ištisinio geltono šydo, dengiančio visą planetą, pavidalu. Dažniausiai dulkių audros kyla prie poliarinių kepurių, jų trukmė gali siekti 50-100 dienų. Silpna geltona migla atmosferoje, kaip taisyklė, pastebima po didelių dulkių audrų ir lengvai aptinkama fotometriniais ir poliarimetriniais metodais.

  Dulkių audros, kurios buvo gerai stebimos vaizduose, darytose iš orbiterių, pasirodė vos matomos fotografuojant iš nusileidimo aparatų. Dulkių audrų praėjimas šių nusileidimo vietose kosminės stotys buvo užfiksuotas tik smarkiai pasikeitus temperatūrai, slėgiui ir labai nežymiai patamsėjus bendram dangaus fonui. Dulkių sluoksnis, nusėdęs po audros vikingų nusileidimo aikštelių apylinkėse, siekė vos kelis mikrometrus. Visa tai rodo gana mažą Marso atmosferos laikomąją galią.

  Nuo 1971 metų rugsėjo iki 1972 metų sausio Marse kilo pasaulinė dulkių audra, kuri net neleido nufotografuoti paviršiaus iš zondo Mariner 9. Dulkių masė atmosferos stulpelyje (optinis storis nuo 0,1 iki 10) šiuo laikotarpiu svyravo nuo 7,8⋅10 -5 iki 1,66⋅10 -3 g/cm 2 . Taigi bendras Marso atmosferoje esančių dulkių dalelių svoris pasaulinių dulkių audrų laikotarpiu gali siekti iki 10 8 - 10 9 tonų, o tai proporcinga bendram dulkių kiekiui Žemės atmosferoje.

  • Aurora pirmą kartą buvo užfiksuota SPICAM UV spektrometru Mars Express erdvėlaivyje. Tada jį ne kartą stebėjo MAVEN aparatas, pavyzdžiui, 2015 metų kovą, o 2017 metų rugsėjį kur kas galingesnį įvykį užfiksavo marsaeigio Curiosity Radiation Assessment Detector (RAD). Aparato MAVEN duomenų analizė taip pat atskleidė iš esmės kitokio tipo – difuzines – auroras, atsirandančias žemose platumose, srityse, kurios nėra susietos su magnetinio lauko anomalijomis ir kurias sukelia labai didelę energiją turinčių dalelių prasiskverbimas, apie 200 keV, į atmosferą.

    Be to, ekstremali Saulės ultravioletinė spinduliuotė sukelia vadinamąjį savąjį atmosferos švytėjimą (angl. airglow).

    Optinių perėjimų registravimas auroros ir vidinio švytėjimo metu suteikia svarbios informacijos apie viršutinių atmosferos sluoksnių sudėtį, temperatūrą ir dinamiką. Taigi, azoto oksido emisijos γ ir δ juostų tyrimas nakties laikotarpiu padeda apibūdinti cirkuliaciją tarp apšviestų ir neapšviestų regionų. O spinduliuotės registravimas 130,4 nm dažniu su savo švytėjimu padėjo atskleisti aukštos temperatūros atominio deguonies buvimą, o tai buvo svarbus žingsnis siekiant suprasti atmosferos egzosferų ir koronų elgesį apskritai.

    Spalva

    Marso atmosferą užpildančios dulkių dalelės dažniausiai yra geležies oksidas, suteikiantis jai rausvai oranžinį atspalvį.

    Remiantis matavimais, atmosferos optinis storis yra 0,9, o tai reiškia, kad tik 40% krentančios saulės spinduliuotės pasiekia Marso paviršių per jo atmosferą, o likusius 60% sugeria ore kabantys dulkės. Be jo Marso dangus būtų maždaug tokios pat spalvos kaip žemės dangus 35 kilometrų aukštyje. Pažymėtina, kad tokiu atveju žmogaus akis prisitaikytų prie šių spalvų, o baltos spalvos balansas būtų automatiškai sureguliuotas taip, kad dangus būtų matomas taip pat, kaip ir antžeminio apšvietimo sąlygomis.

    Dangaus spalva yra labai nevienalytė, o nesant debesų ar dulkių audrų nuo santykinai šviesaus horizonto, jis smarkiai tamsėja ir gradientu link zenito. Palyginti ramiu ir nevėjuotu metų laiku, kai dulkių mažiau, dangus zenite gali būti visiškai juodas.

    Nepaisant to, marsaeigių vaizdų dėka tapo žinoma, kad saulėlydžio ir saulėtekio metu aplink Saulę dangus pasidaro mėlynas. To priežastis yra Rayleigh sklaida – šviesa išsisklaido ant dujų dalelių ir nuspalvina dangų, tačiau jei Marso dieną efektas yra silpnas ir plika akimi nematomas dėl retėjančios atmosferos ir dulkių, tai saulei leidžiantis saulė šviečia per daug storesnis oro sluoksnis, dėl kurio mėlyna ir violetinė pradeda sklaidyti komponentus. Tas pats mechanizmas yra atsakingas už mėlyną dangų Žemėje dienos metu ir geltonai oranžinį saulėlydžio metu. [ ]

    Rocknest smėlio kopų panorama, sudaryta iš „Curiosity“ roverio vaizdų.

    Pakeitimai

    Viršutinių atmosferos sluoksnių pokyčiai yra gana sudėtingi, nes jie yra susiję vienas su kitu ir su apatiniais sluoksniais. Atmosferos bangos ir potvyniai, sklindantys į viršų, gali turėti didelį poveikį termosferos struktūrai ir dinamikai, o dėl to ir jonosferai, pavyzdžiui, viršutinės jonosferos ribos aukščiui. Dulkių audrų metu žemesniuose atmosferos sluoksniuose mažėja jos skaidrumas, jos įkaista ir plečiasi. Tada didėja termosferos tankis – jis gali skirtis net dydžiu – ir elektronų koncentracijos maksimumo aukštis gali pakilti iki 30 km. Dulkių audrų sukelti viršutinių atmosferos sluoksnių pokyčiai gali būti globalūs ir paveikti teritorijas iki 160 km virš planetos paviršiaus. Viršutinių atmosferos sluoksnių reakcija į šiuos reiškinius trunka keletą dienų, o į ankstesnę būseną grįžta daug ilgiau – kelis mėnesius. Kitas viršutinės ir apatinės atmosferos sluoksnių santykio pasireiškimas yra tai, kad vandens garai, kurie, kaip paaiškėjo, yra per daug prisotinti žemutiniu atmosferos sluoksniu, gali fotodisociuoti į lengvesnius H ir O komponentus, kurie padidina egzosferos tankį ir intensyvumą. vandens praradimo dėl Marso atmosferos. Išoriniai veiksniai, sukeliantys pokyčius viršutinėje atmosferoje, yra itin ultravioletiniai ir minkšti rentgeno spinduliai Saulės, saulės vėjo dalelės, kosminės dulkės ir didesni kūnai, tokie kaip meteoritai. Užduotį apsunkina tai, kad jų poveikis, kaip taisyklė, yra atsitiktinis, jo intensyvumo ir trukmės nenuspėti, be to, epizodinius reiškinius dengia cikliniai procesai, susiję su paros laiko, sezono ir saulės kaita. ciklas. Šiuo metu geriausiu atveju yra sukaupta įvykių statistika apie atmosferos parametrų dinamiką, tačiau teorinis dėsningumų aprašymas dar nebaigtas. Neabejotinai nustatytas tiesioginis proporcingumas tarp plazmos dalelių koncentracijos jonosferoje ir saulės aktyvumo. Tai patvirtina faktas, kad panašus dėsningumas pagal 2007-2009 metų Žemės jonosferos stebėjimų rezultatus iš tiesų buvo užfiksuotas, nepaisant esminio šių planetų magnetinio lauko skirtumo, kuris tiesiogiai veikia jonosferą. Ir dalelių išmetimas saulės korona, sukeliantis saulės vėjo slėgio pokytį, taip pat būdingas magnetosferos ir jonosferos suspaudimas: didžiausias plazmos tankis nukrenta iki 90 km.

    Dienos svyravimai

    Nepaisant retėjimo, atmosfera vis dėlto reaguoja į saulės šilumos srauto pokyčius lėčiau nei planetos paviršius. Taigi ryto laikotarpiu temperatūra labai skiriasi priklausomai nuo aukščio: 20 ° skirtumas buvo užfiksuotas 25 cm–1 m aukštyje virš planetos paviršiaus. Kylant Saulei šaltas oras įšyla nuo paviršiaus ir būdingo sūkurio pavidalu kyla aukštyn, keldamas į orą dulkes – taip susidaro dulkių velniai. Paviršiniame sluoksnyje (iki 500 m aukščio) vyksta temperatūros inversija. Atmosferai jau atšilus iki vidurdienio, šis poveikis nebepastebimas. Maksimumas pasiekiamas apie 2 valandą po pietų. Tada paviršius atvėsta greičiau nei atmosfera ir stebimas atvirkštinis temperatūros gradientas. Prieš saulėlydį temperatūra vėl mažėja didėjant ūgiui.

    Dienos ir nakties kaita veikia ir viršutinius atmosferos sluoksnius. Visų pirma, jonizacija saulės spinduliuote sustoja naktį, tačiau plazma pirmą kartą po saulėlydžio dėl srauto iš dienos pusės ir toliau pasipildo, o vėliau susidaro dėl elektronų, judančių žemyn palei magnetinį lauką smūgių. linijos (vadinamasis elektronų įsiskverbimas) – tuomet didžiausias stebimas 130-170 km aukštyje. Todėl elektronų ir jonų tankis naktinėje pusėje yra daug mažesnis ir jam būdingas sudėtingas profilis, kuris taip pat priklauso nuo vietinio magnetinio lauko ir kinta nebanaliu būdu, kurio dėsningumas dar nėra visiškai suprantamas ir aprašyta teoriškai. Dienos metu jonosferos būklė kinta ir priklausomai nuo Saulės zenito kampo.

    metinis ciklas

    Kaip ir Žemėje, taip ir Marse vyksta metų laikų kaita dėl sukimosi ašies polinkio į orbitos plokštumą, todėl žiemą poliarinė kepurė auga šiauriniame pusrutulyje, o beveik išnyksta pietiniame, o po šešių. mėnesių pusrutuliai keičiasi vietomis. Tuo pačiu metu dėl gana didelio planetos orbitos ekscentriškumo perihelyje (žiemos saulėgrįža šiauriniame pusrutulyje) ji gauna iki 40% daugiau saulės spinduliuotės nei afelyje, o šiauriniame pusrutulyje žiema trumpa ir santykinai. vidutinė, o vasara ilga, bet vėsi, pietuose, atvirkščiai, vasaros trumpos ir santykinai šiltos, o žiemos ilgos ir šaltos. Šiuo atžvilgiu pietinė kepurė žiemą užauga iki pusės ašigalio pusiaujo atstumo, o šiaurinė - tik iki trečdalio. Kai viename iš ašigalių ateina vasara, anglies dioksidas iš atitinkamo poliarinio dangtelio išgaruoja ir patenka į atmosferą; vėjai nuneša į priešingą kepurę, kur vėl užšąla. Tokiu būdu vyksta anglies dioksido ciklas, kuris kartu su skirtingais poliarinių dangtelių dydžiais sukelia Marso atmosferos slėgio pasikeitimą, kai ji skrieja aplink Saulę. Dėl to, kad žiemą poliarinėje kepurėje užšąla iki 20-30% visos atmosferos, atitinkamai krenta slėgis atitinkamoje srityje.

    Sezoniniai svyravimai (taip pat ir kasdieniniai) taip pat patiria vandens garų koncentraciją - jie svyruoja nuo 1 iki 100 mikronų. Taigi žiemą atmosfera beveik „sausa“. Vandens garų jame atsiranda pavasarį, o vasaros viduryje, pasikeitus paviršiaus temperatūrai, jų kiekis pasiekia maksimumą. Vasaros-rudens laikotarpiu vandens garai palaipsniui persiskirsto, o didžiausias jų kiekis juda iš šiaurinės poliarinės srities į pusiaujo platumas. Tuo pačiu metu bendras pasaulinis garų kiekis atmosferoje (pagal Viking-1 duomenis) išlieka maždaug pastovus ir prilygsta 1,3 km 3 ledo. Didžiausias H 2 O kiekis (100 μm nusodinto vandens, lygus 0,2 tūrio proc.) buvo užfiksuotas vasarą virš tamsios srities, supančios šiaurinę likutinę poliarinę dangą – šiuo metų laiku atmosfera virš poliarinės kepurės ledo. paprastai yra arti prisotinimo.

    Pavasario-vasaros laikotarpiu pietiniame pusrutulyje, kai aktyviausiai formuojasi dulkių audros, stebimi paros arba pusiau paros atmosferos potvyniai – slėgio padidėjimas šalia paviršiaus ir atmosferos šiluminis plėtimasis, reaguojant į jo įkaitimą.

    Metų laikų kaita turi įtakos ir viršutinei atmosferos daliai – tiek neutraliam komponentui (termosferai), tiek plazmai (jonosferai), o į šį faktorių reikia atsižvelgti kartu su saulės ciklu, o tai apsunkina viršutinės sluoksnio dinamikos apibūdinimą. atmosfera.

    Ilgalaikis pokytis

    taip pat žr

    Pastabos

    1. Williamsas, Davidas R. Marso faktų lapas (neterminuota) . Nacionalinis kosmoso mokslo duomenų centras. NASA (2004 m. rugsėjo 1 d.). Žiūrėta 2017 m. rugsėjo 28 d.
    2. N. Mangoldas, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenazas, C. Sotinas. Marsas: „maža“ antžeminė planeta: [Anglų] ]// Astronomijos ir astrofizikos apžvalga. - 2016. - V. 24, Nr.1 ​​(gruodžio 16 d.). - P. 15. - DOI: 10.1007/s00159-016-0099-5 .
    3. Marso atmosfera (neterminuota) . VISATA-PLANETA // PORTALAS Į KITĄ DIMENSIJĄ
    4. Marsas yra raudona žvaigždė. Teritorijos aprašymas. Atmosfera ir klimatas (neterminuota) . galspace.ru – Saulės sistemos tyrinėjimo projektas. Žiūrėta 2017 m. rugsėjo 29 d.
    5. (anglų k.) Out of Thin Martian Air Astrobiologijos žurnalas, Michaelas Schirberis, 2011 m. rugpjūčio 22 d.
    6. Maksimas Zabolotskis. Bendra informacija apie  Marso atmosferą (neterminuota) . spacegid.com(2013-09-21). Žiūrėta 2017 m. spalio 20 d.
    7. Marso Pathfinder - Mokslas  Rezultatai - Atmosferos ir meteorologinės ypatybės (neterminuota) . nasa.gov. Žiūrėta 2017 m. balandžio 20 d.
    8. J. L. Foxas, A. Dalgarno. Viršutinės Marso atmosferos sluoksnių jonizavimas, šviesumas ir kaitinimas: [Anglų] ]// J Geophys Res. - 1979. - T. 84, leidimas. A12 (gruodžio 1 d.). - S. 7315–7333. -

Šiandien apie skrydžius į Marsą ir galimą jo kolonizaciją kalba ne tik mokslinės fantastikos rašytojai savo istorijose, bet ir tikri mokslininkai, verslininkai, politikai. Zondai ir roveriai pateikė atsakymus apie geologijos ypatybes. Tačiau vykdant pilotuojamas misijas reikėtų pasidomėti, ar Marse yra atmosfera ir kokia jos sandara.

Bendra informacija

Marsas turi savo atmosferą, tačiau ji sudaro tik 1% Žemės. Kaip ir Venera, ją daugiausia sudaro anglies dioksidas, bet vėlgi, daug plonesnis. Palyginti tankus sluoksnis yra 100 km (palyginimui, Žemėje, įvairiais skaičiavimais, yra 500-1000 km). Dėl šios priežasties nėra apsaugos nuo saulės spindulių, o temperatūros režimas praktiškai nereguliuojamas. Marse nėra oro įprasta prasme.

Mokslininkai nustatė tikslią sudėtį:

• Anglies dioksidas – 96%.
• Argonas – 2,1 %.
• Azotas – 1,9 %.

Metanas buvo rastas 2003 m. Šis atradimas paskatino susidomėjimą Raudonąja planeta, kai daugelis šalių pradėjo tyrinėjimo programas, kurios paskatino kalbėti apie skrydį ir kolonizaciją.

Dėl mažo tankio temperatūros režimas nereguliuojamas, todėl skirtumai yra vidutiniškai 100 0 С. Dieną susidaro gana patogios +30 0 С sąlygos, o naktį paviršiaus temperatūra nukrenta iki -80 0 С. Slėgis 0,6 kPa (1 /110 nuo žemės indikatoriaus). Mūsų planetoje panašios sąlygos yra 35 km aukštyje. Tai ir yra pagrindinis pavojus žmogui be apsaugos – jį pražudys ne temperatūra ar dujos, o slėgis.

Ant paviršiaus visada yra dulkių. Dėl mažos gravitacijos debesys pakyla iki 50 km. Dėl stipraus temperatūros kritimo atsiranda vėjai, kurių gūsiai siekia iki 100 m/s, todėl dulkių audros Marse yra dažnos. Jie nekelia rimtos grėsmės dėl nedidelės dalelių koncentracijos oro masėse.

Kokie yra Marso atmosferos sluoksniai?

Gravitacijos jėga mažesnė nei Žemės, todėl Marso atmosfera nėra taip aiškiai suskirstyta į sluoksnius pagal tankį ir slėgį. Vienalytė kompozicija išsaugoma iki 11 km žymos, tada atmosfera pradeda skirstytis į sluoksnius. Virš 100 km tankis sumažėja iki minimalių verčių.

• Troposfera – iki 20 km.
• Stratomesosfera – iki 100 km.
• Termosfera - iki 200 km.
• Jonosfera – iki 500 km.

Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose yra lengvųjų dujų – vandenilio, anglies. Šiuose sluoksniuose kaupiasi deguonis. Atskiros atominio vandenilio dalelės sklinda iki 20 000 km atstumu, sudarydamos vandenilio vainiką. Nėra aiškaus atskyrimo tarp kraštutinių regionų ir kosmoso.

viršutinė atmosfera

Daugiau nei 20–30 km atstumu yra termosfera - viršutiniai regionai. Sudėtis išlieka stabili iki 200 km aukščio. Čia yra didelis kiekis atominis deguonis. Temperatūra gana žema - iki 200-300 K (nuo -70 iki -200 0 C). Toliau ateina jonosfera, kurioje jonai reaguoja su neutraliais elementais.

žemesnė atmosfera

Priklausomai nuo sezono, šio sluoksnio riba kinta, ir ši zona vadinama tropopauze. Toliau tęsiasi stratomesosfera, kurios vidutinė temperatūra –133 0 C. Žemėje čia yra ozonas, kuris saugo nuo kosminės spinduliuotės. Marse jis kaupiasi 50–60 km aukštyje, o vėliau jo praktiškai nėra.

Atmosferos sudėtis

Žemės atmosfera susideda iš azoto (78%) ir deguonies (20%), nedideliais kiekiais yra argono, anglies dioksido, metano ir kt. Tokios sąlygos laikomos optimaliomis gyvybei atsirasti. Oro sudėtis Marse labai skiriasi. Pagrindinis Marso atmosferos elementas yra anglies dioksidas – apie 95 proc. Azotas sudaro 3%, o argonas - 1,6%. Iš viso deguonies - ne daugiau kaip 0,14%.

Ši kompozicija susidarė dėl silpnos Raudonosios planetos traukos. Stabiliausias buvo sunkusis anglies dioksidas, kuris nuolat pasipildo dėl ugnikalnio veiklos. Lengvosios dujos išsisklaido erdvėje dėl mažos gravitacijos ir magnetinio lauko nebuvimo. Azotas sulaikomas gravitacijos kaip dviatomė molekulė, tačiau veikiamas radiacijos skyla ir pavienių atomų pavidalu išskrenda į erdvę.

Panaši situacija ir su deguonimi, tačiau viršutiniuose sluoksniuose jis reaguoja su anglimi ir vandeniliu. Tačiau mokslininkai iki galo nesupranta reakcijų ypatybių. Pagal skaičiavimus skaičius smalkės CO turėtų būti daugiau, bet galiausiai jis oksiduojasi iki anglies dioksido CO2 ir nusėda į paviršių. Atskirai molekulinis deguonis O2 atsiranda tik po anglies dioksido ir vandens cheminio skaidymo viršutiniuose sluoksniuose, veikiant fotonams. Tai reiškia nesikondensuojančias medžiagas Marse.

Mokslininkai mano, kad prieš milijonus metų deguonies kiekis buvo panašus į žemės – 15-20 proc. Kol kas tiksliai nežinoma, kodėl pasikeitė sąlygos. Tačiau atskiri atomai lakuoja ne taip aktyviai, o dėl didesnio svorio net kaupiasi. Tam tikru mastu stebimas atvirkštinis procesas.

Kiti svarbūs elementai:

• Ozono praktiškai nėra, 30-60 km atstumu nuo paviršiaus yra viena kaupimosi sritis.
• Vandens kiekis yra 100-200 kartų mažesnis nei sausiausiame Žemės regione.
• Metanas – stebimas nežinomo pobūdžio išmetimas, o iki šiol labiausiai aptarinėjama Marso medžiaga.

Metanas Žemėje priklauso biogeninėms medžiagoms, todėl gali būti siejamas su organinėmis medžiagomis. Išvaizdos ir greito sunaikinimo pobūdis dar nepaaiškintas, todėl mokslininkai ieško atsakymų į šiuos klausimus.

Kas nutiko Marso atmosferai praeityje?

Per milijonus planetos egzistavimo metų atmosferos sudėtis ir struktūra keičiasi. Atlikus tyrimus paaiškėjo, kad praeityje paviršiuje egzistavo skysti vandenynai. Tačiau dabar vandens lieka nedideli kiekiai garų ar ledo pavidalu.

Skysčio dingimo priežastys:

• Žemas atmosferos slėgis nesugeba ilgą laiką išlaikyti vandens skystoje būsenoje, kaip tai vyksta Žemėje.
• Gravitacija nėra pakankamai stipri, kad išlaikytų garų debesis.
• Kadangi nėra magnetinio lauko, saulės vėjo dalelės materiją išneša į kosmosą.
• Esant dideliems temperatūros svyravimams, vanduo gali būti laikomas tik kietą.

Kitaip tariant, Marso atmosfera nėra pakankamai tanki, kad sulaikytų vandenį kaip skystį, o nedidelė gravitacijos jėga nepajėgi išlaikyti vandenilio ir deguonies.
Pasak ekspertų, palankios sąlygos gyvybei Raudonojoje planetoje galėjo susidaryti maždaug prieš 4 mlrd. Galbūt tuo metu buvo gyvybė.

Šios sunaikinimo priežastys vadinamos:

• Apsaugos nuo saulės spinduliuotės trūkumas ir laipsniškas atmosferos nykimas per milijonus metų.
• Smūgis su meteoritu ar kt erdvės kūnas kad akimirksniu sunaikino atmosferą.

Pirmoji priežastis šiuo metu labiau tikėtina, nes pasaulinės katastrofos pėdsakų dar nerasta. Panašios išvados padarytos ir atlikus autonominės stoties Curiosity tyrimą. Roveris nustatė tikslią oro sudėtį.

Senovės Marso atmosferoje buvo daug deguonies

Šiandien mokslininkai beveik neabejoja, kad Raudonojoje planetoje anksčiau buvo vandens. Ant daugybės vaizdų į vandenynų kontūrus. Vizualinius stebėjimus patvirtina specialūs tyrimai. Roveriai paėmė dirvožemio mėginius buvusių jūrų ir upių slėniuose, o cheminė sudėtis patvirtino pirmines prielaidas.

Dabartinėmis sąlygomis bet koks skystas vanduo planetos paviršiuje akimirksniu išgaruos, nes slėgis yra per žemas. Tačiau jei senovėje buvo vandenynai ir ežerai, tai sąlygos buvo kitokios. Viena iš prielaidų yra kitokia sudėtis, kurioje deguonies frakcija yra 15–20%, taip pat padidinta azoto ir argono dalis. Tokia forma Marsas tampa beveik identiškas mūsų gimtajai planetai – su skystu vandeniu, deguonimi ir azotu.

Kiti mokslininkai teigia, kad egzistuoja visavertis magnetinis laukas, galintis apsaugoti nuo saulės vėjo. Jo galia yra panaši į žemės galią, ir tai yra dar vienas veiksnys, kalbantis apie gyvybės atsiradimo ir vystymosi sąlygų buvimą.

Atmosferos išsekimo priežastys

Plėtros pikas patenka į Hesperijos erą (prieš 3,5–2,5 mlrd. metų). Lygumoje buvo sūrus vandenynas, savo dydžiu prilygsta Arkties vandenynui. Paviršiaus temperatūra siekė 40-50 0 C, o slėgis apie 1 atm. Didelė gyvų organizmų egzistavimo tikimybė tuo laikotarpiu. Tačiau „klestėjimo“ laikotarpis nebuvo pakankamai ilgas, kad atsirastų sudėtingas ir dar protingesnis gyvenimas.

Viena iš pagrindinių priežasčių yra mažas planetos dydis. Marsas yra mažesnis už Žemę, todėl gravitacija ir magnetinis laukas yra silpnesni. Dėl to saulės vėjas aktyviai išmušė daleles ir tiesiogine prasme sluoksnis po sluoksnio nukirto apvalkalą. Atmosferos sudėtis pradėjo keistis per 1 milijardą metų, po to klimato kaita tapo katastrofiška. Slėgio sumažėjimas lėmė skysčio išgaravimą ir temperatūros kritimą.

Kai kalbame apie klimato kaitą, liūdnai kraipome galvas – oi, kaip per tiek metų pasikeitė mūsų planeta. paskutiniais laikais kiek užteršta jos atmosfera... Tačiau jei norime pamatyti tikrą pavyzdį, kokia lemtinga gali būti klimato kaita, tuomet jos teks ieškoti ne Žemėje, o už jos ribų. Marsas labai tinka šiam vaidmeniui.

Tai, kas čia buvo prieš milijonus metų, negali būti lyginama su šiandienos paveikslu. Šiandien Marso paviršiuje tvyro stiprus šaltis, žemas slėgis, labai plona ir išretėjusi atmosfera. Prieš mus slypi tik blyškus buvusio pasaulio šešėlis, kurio paviršiaus temperatūra buvo ne ką žemesnė už dabartinę žemėje, o per lygumas ir tarpeklius veržėsi pilnos upės. Gal čia net buvo organiška gyvybė, kas žino? Visa tai jau praeityje.

Iš ko sudaryta Marso atmosfera?

Dabar netgi atmeta galimybę čia gyventi gyvoms būtybėms. Marso orus lemia daugybė veiksnių, įskaitant ciklišką ledo dangtelių augimą ir tirpimą, atmosferos vandens garus ir sezonines dulkių audras. Kartais milžiniškos dulkių audros iš karto apima visą planetą ir gali trukti mėnesius, dangų nuspalvindamos tamsiai raudona spalva.

Marso atmosfera yra maždaug 100 kartų plonesnė nei Žemės, o anglies dioksido yra 95 procentai. Tiksli Marso atmosferos sudėtis yra tokia:

• Anglies dioksidas: 95,32 %
• Azotas: 2,7 %
• Argonas: 1,6 %
• Deguonis: 0,13 %
• Anglies monoksidas: 0,08 %

Be to, nedideliais kiekiais yra: vanduo, azoto oksidai, neonas, sunkusis vandenilis, kriptonas ir ksenonas.

Kaip atsirado Marso atmosfera? Kaip ir Žemėje – dėl degazavimo – dujų išsiskyrimas iš planetos žarnų. Tačiau Marse gravitacijos jėga yra daug mažesnė nei Žemėje, todėl didžioji dalis dujų išskrieja į pasaulio erdvę, ir tik nedidelė jų dalis sugeba išsilaikyti aplink planetą.

Kas nutiko Marso atmosferai praeityje?

Saulės sistemos egzistavimo aušroje, tai yra, prieš 4,5–3,5 milijardo metų, Marse buvo pakankamai tanki atmosfera, dėl kurios vanduo jo paviršiuje galėjo būti skysto pavidalo. Orbitinėse nuotraukose matyti didžiulių upių slėnių kontūrai, kontūrai senovės vandenynas raudonosios planetos paviršiuje, o marsaeigiai ne kartą rado pavyzdžių cheminiai junginiai, kurios mums įrodo, kad akys nemeluoja – visos šios žmogaus akiai pažįstamos reljefo detalės Marse susiformavo tomis pačiomis sąlygomis kaip ir Žemėje.

Kad Marse yra vandens, nekilo jokių abejonių, čia nekyla klausimų. Tik klausimas, kodėl ji dingo?

Pagrindinė teorija šiuo atžvilgiu atrodo maždaug taip: kažkada Marsas turėjo, efektyviai atspindėdamas saulės radiacija, tačiau laikui bėgant jis ėmė silpti ir prieš maždaug 3,5 milijardo metų praktiškai išnyko (atskiri lokalūs magnetinio lauko centrai, o pagal galią visai prilyginti žemei, Marse yra ir dabar). Kadangi Marso dydis yra beveik pusė Žemės, jo gravitacija yra daug silpnesnė nei mūsų planetos. Šių dviejų veiksnių derinys (magnetinio lauko praradimas ir silpna gravitacija) lėmė tai. kad saulės vėjas pradėjo „išmušti“ iš planetos atmosferos lengvąsias molekules, palaipsniui ją plonindamas. Taigi per milijonus metų Marsas virto obuolio vaidmeniu, iš kurio peiliu buvo kruopščiai nupjauta oda.

Susilpnėjęs magnetinis laukas nebegalėjo efektyviai „užgesinti“ kosminė spinduliuotė, o saulė iš gyvybės šaltinio tapo Marso žudiku. O suplonėjusi atmosfera nebegalėjo išlaikyti šilumos, todėl temperatūra planetos paviršiuje nukrito iki vidutinės –60 laipsnių šilumos, tik vasaros dieną ties pusiauju, pasiekusi +20 laipsnių.

Nors dabar Marso atmosfera yra apie 100 kartų plonesnė nei Žemės, ji vis dar pakankamai stora, kad raudonojoje planetoje aktyviai vyktų orų formavimosi procesai, iškrito krituliai, kilo debesys ir vėjai.

„Dulkių velnias“ – mažas tornadas Marso paviršiuje, nufotografuotas iš planetos orbitos

Radiacija, dulkių audros ir kitos Marso savybės

Radiacija netoli planetos paviršiaus yra pavojinga, tačiau, remiantis NASA duomenimis, gautais iš „Curiosity“ marsaeigio analizės, išplaukia, kad net 500 dienų buvimo Marse (+360 dienų pakeliui) astronautai. (įskaitant apsaugines priemones) gautų spinduliuotės „dozę“, lygią 1 sivertui (~100 rentgenų). Ši dozė pavojinga, bet tikrai neužmuš suaugusio žmogaus „vietoje“. Manoma, kad 1 gautas sivertas radiacijos padidina astronauto riziką susirgti vėžiu 5 proc. Anot mokslininkų, mokslo labui galima žengti į didelius sunkumus, ypač pirmąjį žingsnį į Marsą, net jei ateityje tai žada sveikatos problemų... Tai tikrai žingsnis į nemirtingumą!

Marso paviršiuje sezoniškai siautėja šimtai dulkių velnių (tornadų), keliančių dulkes iš geležies oksidų (rūdžių, paprastu būdu) į atmosferą, gausiai dengiančią Marso dykvietes. Marso dulkės yra labai smulkios, o tai kartu su maža gravitacija lemia tai, kad didelis jų kiekis visada yra atmosferoje, ypač aukštas jų koncentracijas rudenį ir žiemą šiauriniuose pusrutuliuose, o pavasarį ir vasarą atmosferoje. pietiniai planetos pusrutuliai.

Dulkių audros Marse- didžiausias Saulės sistemoje, galintis padengti visą planetos paviršių ir kartais trunka mėnesius. Pagrindiniai dulkių audrų sezonai Marse yra pavasaris ir vasara.

Tokių galingų oro reiškinių mechanizmas nėra iki galo suprantamas, tačiau su didele tikimybe paaiškinamas tokia teorija: kai didelis skaičius dulkių dalelės pakyla į atmosferą, todėl ji smarkiai įkaista iki didelio aukščio. Šiltos dujų masės veržiasi link šaltųjų planetos regionų, generuodamos vėją. Marso dulkės, kaip jau minėta, yra labai lengvos, todėl stiprus vėjas pakelia dar daugiau dulkių į viršų, o tai savo ruožtu dar labiau įkaitina atmosferą ir sukuria dar daugiau stiprūs vėjai, kurios savo ruožtu kelia dar daugiau dulkių ... ir taip toliau!

Marse lietaus nelyja, o iš kur jie gali atsirasti esant -60 laipsnių šalčiui? Bet kartais sninga. Tiesa, toks sniegas susideda ne iš vandens, o iš anglies dvideginio kristalų, o savo savybėmis labiau primena rūką nei sniegą („snaigės“ per mažos), tačiau įsitikinkite, kad tai tikras sniegas! Tiesiog su vietine specifika.

Apskritai, „sniegas“ eina beveik visoje Marso teritorijoje, ir šis procesas yra cikliškas - naktį anglies dioksidas užšąla ir virsta kristalais, krisdamas į paviršių, o dieną atšildo ir vėl grįžta į atmosferą. Tačiau šiaurinėje pietų ašigaliai planetose žiemą karaliauja iki -125 laipsnių šalčio, todėl kartą iškritusios kristalų pavidalu dujos nebegaruoja, o sluoksnyje guli iki pavasario. Ar turint omenyje Marso sniego kepurių dydį, reikia sakyti, kad žiemą anglies dvideginio koncentracija atmosferoje sumažėja dešimtimis procentų? Atmosfera dar labiau retėja ir dėl to išlaiko dar mažiau šilumos... Marsas pasineria į žiemą.

Pagrindinės Marso savybės

© Vladimiras Kalanovas,
Interneto svetainė"Žinios yra galia".

Marso atmosfera

Marso atmosferos sudėtis ir kiti parametrai iki šiol nustatyti gana tiksliai. Marso atmosferą sudaro anglies dioksidas (96%), azotas (2,7%) ir argonas (1,6%). Deguonies yra nežymiai (0,13%). Vandens garai pateikiami pėdsakais (0,03%). Slėgis paviršiuje yra tik 0,006 (šešios tūkstantosios) slėgio Žemės paviršiuje. Marso debesys yra sudaryti iš vandens garų ir anglies dioksido ir atrodo kaip plunksniniai debesys virš Žemės.

Marso dangaus spalva yra rausva dėl ore esančių dulkių. Itin retas oras prastai perduoda šilumą, todėl įvairiose planetos vietose yra didelis temperatūrų skirtumas.

Nepaisant retėjančios atmosferos, jos apatiniai sluoksniai yra gana rimta kliūtis erdvėlaiviams. Taigi, nusileidžiančių transporto priemonių kūginiai apsauginiai apvalkalai „Mariner-9“(1971 m.), kai Marso atmosfera iš viršutinių sluoksnių patenka į 5 km atstumą nuo planetos paviršiaus, jie buvo įkaitinti iki 1500 ° C temperatūros. Marso jonosfera tęsiasi nuo 110 iki 130 km virš planetos paviršiaus.

Apie Marso judėjimą

Marsą iš Žemės galima pamatyti plika akimi. Jo tariamas žvaigždžių dydis siekia –2,9 m (artimiausiu artėjimu prie Žemės), ryškumu nusileidžia tik Venerai, Mėnuliui ir Saulei, tačiau Jupiteris dažniausiai yra ryškesnis už Marsą žemiškajam stebėtojui. Marsas skrieja aplink Saulę elipsės formos orbita, tada tolsta nuo žvaigždės 249,1 milijono km atstumu, tada artėja prie jos iki 206,7 milijono km atstumo.

Jei atidžiai stebėsite Marso judėjimą, pamatysite, kad per metus jo judėjimo dangumi kryptis keičiasi. Beje, senovės stebėtojai tai pastebėjo. Tam tikru momentu atrodo, kad Marsas juda priešinga kryptimi. Tačiau šis judėjimas matomas tik iš Žemės. Žinoma, Marsas negali atlikti jokio atvirkštinio judėjimo savo orbitoje. Ir atsiranda atvirkštinio judėjimo išvaizda, nes Marso orbita Žemės orbitos atžvilgiu yra išorinė ir Vidutinis greitis Orbita aplink Saulę yra didesnė Žemės (29,79 km/s) nei Marso (24,1 km/s). Tuo metu, kai Žemė savo judėjime aplink Saulę pradeda aplenkti Marsą ir atrodo, kad Marsas pradėjo atvirkštinį arba, kaip astronomai vadina, retrogradinį judėjimą. Atvirkštinio (retrogradinio) judėjimo schema gerai iliustruoja šį reiškinį.

Pagrindinės Marso savybės

Parametrų pavadinimas	Kiekybiniai rodikliai
Vidutinis atstumas iki Saulės	227,9 mln km
Minimalus atstumas iki Saulės	206,7 mln km
Didžiausias atstumas iki saulės	249,1 mln km
Pusiaujo skersmuo	6786 km (Marsas yra beveik perpus mažesnis už Žemę – jo skersmuo pusiaujo yra ~ 53% Žemės)
Vidutinis orbitos greitis aplink Saulę	24,1 km/s
Sukimosi aplink savo ašį laikotarpis (sideralinis ekvatorinis sukimosi periodas)	24 val. 37 min. 22,6 s
Revoliucijos aplink saulę laikotarpis	687 dienos
Žinomi natūralūs palydovai	2
Masė (Žemė = 1)	0,108 (6,418 × 10 23 kg)
Tūris (Earth = 1)	0,15
Vidutinis tankis	3,9 g/cm³
Vidutinė paviršiaus temperatūra	minus 50°C (temperatūros skirtumas nuo -153°C ašigalyje žiemą ir iki +20°C prie pusiaujo vidurdienį)
Ašies pakreipimas	25°11"
Orbitos polinkis ekliptikos atžvilgiu	1°9"
Paviršiaus slėgis (žemė = 1)	0,006
Atmosferos sudėtis	CO 2 – 96 %, N – 2,7 %, Ar – 1,6 %, O 2 – 0,13 %, H 2 O (garai) – 0,03 %
Laisvo kritimo pagreitis ties pusiauju	3,711 m/s² (0,378 Žemės)
parabolinis greitis	5,0 km/s (Žemėje 11,2 km/s)

Lentelėje parodyta, kokiu dideliu tikslumu nustatomi pagrindiniai Marso planetos parametrai. Tai nenuostabu, nes astronominiams stebėjimams ir tyrimams dabar naudojami moderniausi mokslinius metodus ir didelio tikslumo įranga. Bet su visai kitu jausmu traktuojame tokius mokslo istorijos faktus, kai praeitų amžių mokslininkai, dažnai neturėję dispozicijoje jokių astronominių instrumentų, išskyrus pačius paprasčiausius teleskopus su nedideliu padidėjimu (daugiausia 15-20 kartų). ), atliko tikslius astronominius skaičiavimus ir net atrado dangaus kūnų judėjimo dėsnius.

Pavyzdžiui, prisiminkime, kad italų astronomas Giandomenico Cassini jau 1666 metais (!) nustatė Marso planetos sukimosi aplink savo ašį laiką. Jo skaičiavimai davė 24 valandų ir 40 minučių rezultatą. Palyginkite šį rezultatą su Marso sukimosi aplink savo ašį periodu, nustatytu šiuolaikinių techninių priemonių pagalba (24 val. 37 min. 23 sekundės). Ar čia reikalingi mūsų komentarai?

Arba toks pavyzdys. pačiame XVII pradžia amžiuje jis atrado planetų judėjimo dėsnius, neturėdamas nei tikslių astronominių instrumentų, nei matematinio aparato tokių plotams apskaičiuoti. geometrines figūras kaip elipsė ir ovalas. Turėdamas regėjimo defektą, jis atliko tiksliausius astronominius matavimus.

Panašūs pavyzdžiai rodo didelę reikšmę aktyvumas ir entuziazmas moksle, taip pat atsidavimas reikalui, kuriam tarnauja žmogus.

© Vladimiras Kalanovas,
"Žinios yra galia"

Mieli lankytojai!

Jūsų darbas išjungtas JavaScript. Įjunkite scenarijus naršyklėje ir pamatysite visas svetainės funkcijas!

Marsas yra ketvirta planeta nuo Saulės ir paskutinė iš planetų antžeminė grupė. Kaip ir visos kitos planetos saulės sistema(neskaitant Žemės) pavadintas mitologinės figūros – romėnų karo dievo – vardu. Be oficialaus pavadinimo, Marsas kartais vadinamas Raudonąja planeta, nurodant rudai raudoną jo paviršiaus spalvą. Visa tai Marsas yra antra mažiausia planeta Saulės sistemoje po to.

Didžiąją XIX amžiaus dalį buvo manoma, kad Marse gyvybė egzistuoja. Šio įsitikinimo priežastis iš dalies slypi klaidoje ir iš dalies žmogaus vaizduotėje. 1877 m. astronomas Giovanni Schiaparelli sugebėjo stebėti, jo manymu, tiesias linijas Marso paviršiuje. Kaip ir kiti astronomai, pastebėjęs šias juosteles, jis manė, kad toks tiesumas yra susijęs su egzistavimu planetoje. protingas gyvenimas. Tuo metu populiari versija apie šių linijų prigimtį buvo prielaida, kad tai yra drėkinimo kanalai. Tačiau dvidešimtojo amžiaus pradžioje sukūrus galingesnius teleskopus, astronomai galėjo aiškiau pamatyti Marso paviršių ir nustatyti, kad šios tiesios linijos tebuvo optinė apgaulė. Dėl to visos ankstesnės prielaidos apie gyvybę Marse liko be įrodymų.

Didžioji dalis mokslinės fantastikos, parašytos XX amžiuje, buvo tiesioginė tikėjimo, kad Marse egzistuoja gyvybė, pasekmė. Nuo mažų žalių žmogeliukų iki aukštų, lazeriu ginkluotų įsibrovėlių – marsiečiai buvo daugelio televizijos ir radijo programų, komiksų, filmų ir romanų dėmesio centre.

Nepaisant to, kad Marso gyvybės atradimas XVIII amžiuje pasirodė esąs klaidingas, Marsas mokslo bendruomenei išliko pati palankiausia gyvybei (išskyrus Žemę) Saulės sistemos planeta. Vėlesnės planetinės misijos, be jokios abejonės, buvo skirtos bet kokios gyvybės formos Marse paieškoms. Taigi aštuntajame dešimtmetyje vykdyta misija, pavadinta Vikingu, atliko eksperimentus Marso dirvožemyje, tikėdamasi rasti jame mikroorganizmų. Tuo metu buvo manoma, kad junginių susidarymas eksperimentų metu gali būti biologinių veiksnių rezultatas, tačiau vėliau buvo nustatyta, kad junginiai cheminiai elementai gali būti sukurta be biologinių procesų.

Tačiau ir šie duomenys neatėmė iš mokslininkų vilties. Neradę jokių gyvybės ženklų Marso paviršiuje, jie pasiūlė, kad po planetos paviršiumi galėtų egzistuoti visos būtinos sąlygos. Ši versija aktuali ir šiandien. Bent jau tokios dabartinės planetinės misijos kaip „ExoMars“ ir „Mars Science“ apima visų patikrinimą galimybės gyvybės egzistavimą Marse praeityje ar dabartyje, paviršiuje ir po juo.

Marso atmosfera

Marso atmosferos sudėtis labai panaši į atmosferą, vieną iš mažiausiai svetingų atmosferų visoje Saulės sistemoje. Pagrindinis komponentas abiejose aplinkose yra anglies dioksidas (95% Marse, 97% Venera), tačiau yra didelis skirtumas – Marse nėra šiltnamio efekto, todėl temperatūra planetoje neviršija 20 °C, m. kontrastas su 480 ° C Veneros paviršiuje . Toks didžiulis skirtumas atsiranda dėl skirtingo šių planetų atmosferų tankio. Panašaus tankio Veneros atmosfera yra labai stora, o Marso atmosferos sluoksnis yra gana plonas. Paprasčiau tariant, jei Marso atmosferos storis būtų reikšmingesnis, jis būtų panašus į Venerą.

Be to, Marse yra labai reta atmosfera – atmosferos slėgis sudaro tik apie 1% slėgio. Tai prilygsta slėgiui 35 kilometrų aukštyje virš Žemės paviršiaus.

Viena iš ankstyviausių Marso atmosferos tyrimo krypčių yra jos įtaka vandens buvimui paviršiuje. Nepaisant to, kad poliariniuose dangteliuose yra kietos būsenos vandens, o ore yra vandens garų, susidarančių dėl šalčio ir žemo slėgio, šiandien visi tyrimai rodo, kad „silpna“ Marso atmosfera nepalanki vandens egzistavimui. skysta būsena paviršiuje.planetos.

Tačiau, remdamiesi naujausiais Marso misijų duomenimis, mokslininkai įsitikinę, kad skystas vanduo Marse egzistuoja ir yra vienu metru žemiau planetos paviršiaus.

Vanduo Marse: spėlionės / wikipedia.org

Tačiau nepaisant plono atmosferos sluoksnio, Marse oro sąlygos yra gana priimtinos pagal žemiškus standartus. Dauguma ekstremalios formos tokie orai yra vėjai, dulkių audros, šalnos ir rūkas. Dėl tokio oro aktyvumo kai kuriose Raudonosios planetos vietose buvo pastebėti dideli erozijos pėdsakai.

Kitas įdomus dalykas apie Marso atmosferą yra tas, kad, pasak kelių šiuolaikinių moksliniai tyrimai, tolimoje praeityje jis buvo pakankamai tankus, kad planetos paviršiuje egzistuotų vandenynai iš skystos būsenos vandens. Tačiau, remiantis tais pačiais tyrimais, Marso atmosfera smarkiai pasikeitė. Pagrindinė tokio pokyčio versija šiuo metu yra hipotezė apie planetos susidūrimą su kitu pakankamai tūriniu kosminiu kūnu, dėl kurio buvo prarasta didžioji dalis Marso atmosferos.

Marso paviršius turi dvi reikšmingas ypatybes, kurios dėl įdomaus sutapimo yra susijusios su planetos pusrutulių skirtumais. Faktas yra tas, kad šiauriniame pusrutulyje yra gana lygus reljefas ir tik keli krateriai, o pietinis pusrutulis tiesiog nusėtas įvairaus dydžio kalvomis ir krateriais. Be topografinių skirtumų, rodančių pusrutulių reljefo skirtumą, yra ir geologinių – tyrimai rodo, kad šiauriniame pusrutulyje teritorijos yra daug aktyvesnės nei pietiniame.

Marso paviršiuje yra didžiausias iki šiol žinomas ugnikalnis – Olimpo kalnas (Mount Olympus) ir didžiausias žinomas kanjonas – Mariner (Mariner Valley). Nieko didingesnio Saulės sistemoje dar nerasta. Olimpo kalno aukštis yra 25 kilometrai (tai tris kartus didesnis už Everestą). aukštas kalnasŽemėje), o bazės skersmuo yra 600 kilometrų. Marinerio slėnis yra 4000 kilometrų ilgio, 200 kilometrų pločio ir beveik 7 kilometrų gylio.

Iki šiol svarbiausias Marso paviršiaus atradimas buvo kanalų atradimas. Šių kanalų ypatybė yra ta, kad, pasak NASA ekspertų, jie buvo sukurti tekančiu vandeniu, todėl yra patikimiausias teorijos, kad tolimoje praeityje Marso paviršius labai priminė žemės paviršių, įrodymas.

Garsiausia peridolija, susijusi su Raudonosios planetos paviršiumi, yra vadinamasis „Veidas Marse“. Reljefas tikrai labai panašus į žmogaus veidą, kai 1976 metais erdvėlaivis „Viking I“ padarė pirmąjį tam tikros srities vaizdą. Daugelis žmonių tuo metu laikė šį vaizdą tikru įrodymu, kad Marse egzistuoja protinga gyvybė. Vėlesni kadrai parodė, kad tai tik apšvietimo ir žmogaus fantazijos žaidimas.

Kaip ir kitose antžeminėse planetose, Marso viduje išskiriami trys sluoksniai: pluta, mantija ir šerdis.
Nors tikslūs matavimai dar nebuvo atlikti, mokslininkai, remdamiesi duomenimis apie Marinerio slėnio gylį, padarė tam tikras Marso plutos storio prognozes. Gili, didžiulė slėnio sistema, esanti pietiniame pusrutulyje, negalėtų egzistuoti, jei Marso pluta nebūtų daug storesnė už žemę. Preliminariais skaičiavimais, Marso plutos storis šiauriniame pusrutulyje siekia apie 35 kilometrus, o pietiniame – apie 80 kilometrų.

Gana daug tyrimų buvo skirta Marso branduoliui, ypač siekiant išsiaiškinti, ar jis kietas, ar skystas. Kai kurios teorijos nurodė, kad pakankamai stipraus magnetinio lauko nėra, kaip tvirtos šerdies požymį. Tačiau pastarąjį dešimtmetį vis labiau populiarėja hipotezė, kad Marso šerdis bent iš dalies yra skysta. Tai parodė planetos paviršiuje aptiktos įmagnetintos uolienos, kurios gali būti ženklas, kad Marsas turi arba turėjo skystą šerdį.

Orbita ir sukimasis

Marso orbita pastebima dėl trijų priežasčių. Pirma, jo ekscentriškumas yra antras pagal dydį iš visų planetų, tik Merkurijus yra mažesnis. Šioje elipsinėje orbitoje Marso perihelis yra 2,07 x 108 kilometrai, daug toliau nei jo afelis, 2,49 x 108 kilometrai.

Antra, moksliniai įrodymai rodo, kad toks aukštas laipsnis Ekscentriškumas buvo toli gražu ne visada ir galbūt buvo mažesnis nei Žemėje tam tikru Marso egzistavimo istorijos momentu. Šio pokyčio priežastimi mokslininkai vadina kaimyninių planetų gravitacines jėgas, kurios veikia Marsą.

Trečia, iš visų antžeminių planetų Marsas yra vienintelė, kurioje metai trunka ilgiau nei Žemėje. Natūralu, kad tai susiję su jo orbitos atstumu nuo Saulės. Vieni Marso metai prilygsta beveik 686 Žemės dienoms. Marso diena trunka apytiksliai 24 valandas ir 40 minučių – tiek laiko reikia, kad planeta apsisuktų aplink savo ašį.

Kitas pastebimas planetos ir Žemės panašumas yra jos ašinis posvyris, kuris yra maždaug 25°. Ši savybė rodo, kad metų laikai Raudonojoje planetoje seka vienas kitą lygiai taip pat, kaip ir Žemėje. Tačiau Marso pusrutuliai kiekvienam sezonui patiria visiškai skirtingus temperatūros režimus, kitokius nei Žemėje. Tai vėlgi dėl daug didesnio planetos orbitos ekscentriškumo.

„SpaceX“ ir planuoja kolonizuoti Marsą

Taigi žinome, kad „SpaceX“ nori nusiųsti žmones į Marsą 2024 m., tačiau pirmoji jų Marso misija bus „Red Dragon“ kapsulės paleidimas 2018 m. Kokių žingsnių įmonė ketina imtis, kad pasiektų šį tikslą?

• 2018 metai. Raudonojo drakono kosminio zondo paleidimas technologijai demonstruoti. Misijos tikslas yra pasiekti Marsą ir atlikti nedidelio masto tyrimus nusileidimo vietoje. Galbūt tiekimas Papildoma informacija NASA ar kitų valstybių kosmoso agentūroms.
• 2020 m paleisti erdvėlaivis Marso kolonijinis transporteris MCT1 (nepilotuojamas). Misijos tikslas – siųsti krovinius ir grąžinti pavyzdžius. Didelio masto technologijų demonstravimas, skirtas gyventi, palaikyti gyvybę, energiją.
• 2022 m Erdvėlaivio Mars Colonial Transporter MCT2 paleidimas (nepilotuojamas). Antroji MCT iteracija. Šiuo metu MCT1 grįš į Žemę, gabendamas Marso pavyzdžius. MCT2 tiekia įrangą pirmajam pilotuojamam skrydžiui. MCT2 laivas bus paruoštas paleidimui, kai tik po 2 metų įgula atvyks į Raudonąją planetą. Ištikus bėdai (kaip filme „Marsietis“) komanda galės ja pasinaudoti, kad paliktų planetą.
• 2024 m Trečias „Mars Colonial Transporter MCT3“ pakartojimas ir pirmasis pilotuojamas skrydis. Tuo metu visos technologijos įrodys savo našumą, MCT1 keliaus į Marsą ir atgal, o MCT2 yra paruoštas ir išbandytas Marse.

Marsas yra ketvirtoji planeta nuo Saulės ir paskutinė iš antžeminių planetų. Atstumas nuo Saulės yra apie 227 940 000 kilometrų.

Planeta pavadinta Marso, romėnų karo dievo, vardu. Senovės graikai jį žinojo kaip Aresą. Manoma, kad Marsas tokią asociaciją gavo dėl kraujo raudonumo planetos spalvos. Dėl savo spalvos planeta buvo žinoma ir kitoms senovės kultūroms. Pirmieji kinų astronomai Marsą pavadino „Ugnies žvaigžde“, o senovės Egipto žyniai pavadino jį „Jos Dešer“, o tai reiškia „raudona“.

Sausumos masė Marse yra labai panaši į Žemėje. Nepaisant to, kad Marsas užima tik 15% Žemės tūrio ir 10% masės, jo sausumos masė yra panaši į mūsų planetą, nes vanduo dengia apie 70% Žemės paviršiaus. Tuo pačiu metu Marso paviršiaus gravitacija sudaro apie 37% Žemės gravitacijos. Tai reiškia, kad Marse teoriškai galite šokti tris kartus aukščiau nei Žemėje.

Tik 16 iš 39 misijų į Marsą buvo sėkmingos. Nuo 1960 m., kai SSRS pradėta misija „Mars 1960A“, iš viso į Marsą buvo išsiųsti 39 nusileidžiantys orbitai ir marsaeigiai, tačiau tik 16 iš šių misijų buvo sėkmingos. 2016 metais buvo paleistas zondas vykdant Rusijos ir Europos misiją „ExoMars“, kurios pagrindiniai tikslai bus ieškoti gyvybės ženklų Marse, tirti planetos paviršių ir topografiją, nustatyti galimus pavojus aplinką būsimoms pilotuojamoms misijoms į Marsą.

Žemėje rasta Marso šiukšlių. Manoma, kad kai kurių Marso atmosferos pėdsakų buvo rasta meteorituose, kurie atšoko nuo planetos. Po to, kai jie paliko Marsą, šie meteoritai ilgą laiką, milijonus metų, skraidė aplink Saulės sistemą tarp kitų objektų ir kosminių šiukšlių, bet buvo užfiksuoti mūsų planetos gravitacijos, nukrito į jos atmosferą ir iškrito į paviršių. Šių medžiagų tyrimas leido mokslininkams daug sužinoti apie Marsą dar prieš jo pradžią skrydžiai į kosmosą.

Netolimoje praeityje žmonės buvo įsitikinę, kad Marse gyvena protinga gyvybė. Tam daugiausia įtakos turėjo italų astronomas Giovanni Schiaparelli atrastos tiesios linijos ir grioviai Raudonosios planetos paviršiuje. Jis tikėjo, kad tokios tiesios linijos negali būti sukurtos gamtos ir yra protingos veiklos rezultatas. Tačiau vėliau buvo įrodyta, kad tai buvo ne kas kita, kaip optinė apgaulė.

Aukščiausias žinomas planetos kalnas Saulės sistemoje yra Marse. Jis vadinamas Olympus Mons (Mount Olympus) ir kyla 21 kilometro aukštyje. Manoma, kad tai ugnikalnis, susiformavęs prieš milijardus metų. Mokslininkai rado pakankamai įrodymų, kad objekto vulkaninės lavos amžius yra gana mažas, o tai gali būti įrodymas, kad Olimpo kalnas vis dar gali būti aktyvus. Tačiau Saulės sistemoje yra kalnas, kurio aukštis prastesnis už Olimpą – tai centrinė Rejasilvijos viršūnė, esanti ant asteroido Vesta, kurio aukštis siekia 22 kilometrus.

Marse kyla dulkių audros – didžiausios Saulės sistemoje. Taip yra dėl planetos orbitos aplink Saulę trajektorijos elipsės formos. Orbitos kelias yra pailgesnis nei daugelio kitų planetų, o dėl šios ovalios orbitos formos kyla žiaurios dulkių audros, kurios apima visą planetą ir gali tęstis daugelį mėnesių.

Žiūrint iš Marso, Saulė atrodo maždaug pusė savo vizualaus Žemės dydžio. Kai Marsas savo orbitoje yra arčiausiai Saulės, o jo pietinis pusrutulis yra atsuktas į Saulę, planeta išgyvena labai trumpą, bet neįtikėtinai karštą vasarą. Tuo pačiu metu šiauriniame pusrutulyje įsivyrauja trumpa, bet šalta žiema. Kai planeta yra toliau nuo Saulės ir nukreipta į ją šiaurinio pusrutulio, Marsas išgyvena ilgą ir švelnią vasarą. Tuo pačiu metu pietiniame pusrutulyje prasideda ilga žiema.

Išskyrus Žemę, Marsą mokslininkai laiko tinkamiausia planeta gyvybei. Pirmaujančios kosmoso agentūros per ateinantį dešimtmetį planuoja daugybę skrydžių į kosmosą, siekdamos išsiaiškinti, ar Marse gali egzistuoti gyvybė ir ar įmanoma jame sukurti koloniją.

Marsiečiai ir ateiviai iš Marso jau seniai buvo pagrindiniai kandidatai į nežemiškų ateivių vaidmenį, todėl Marsas tapo viena populiariausių Saulės sistemos planetų.

Marsas yra vienintelė planeta sistemoje, išskyrus Žemę poliarinis ledas. Po Marso poliarinėmis kepurėmis buvo aptiktas kietas vanduo.

Kaip ir Žemėje, Marse yra metų laikai, tačiau jie trunka dvigubai ilgiau. Taip yra todėl, kad Marsas yra pasviręs apie savo ašį maždaug 25,19 laipsnio, o tai artima Žemės ašiniam pokrypiui (22,5 laipsnio).

Marse nėra magnetinio lauko. Kai kurie mokslininkai mano, kad jis planetoje egzistavo maždaug prieš 4 milijardus metų.

Du Marso mėnuliai Fobos ir Deimos buvo aprašyti autoriaus Jonathano Swifto knygoje „Guliverio kelionės“. Tai buvo 151 metai iki jų atradimo.