Въпросът дали има живот на Марс преследва хората от много десетилетия. Мистерията стана още по-актуална, след като се появиха подозрения за наличието на речни долини на планетата: ако някога през тях са текли водни потоци, тогава не може да се отрече наличието на живот на планетата, разположена до Земята.
Марс се намира между Земята и Юпитер, е седмата по големина планета в Слънчевата система и четвъртата от Слънцето. Червената планета е наполовина по-малка от нашата Земя: нейният радиус на екватора е почти 3,4 хиляди км (екваториалният радиус на Марс е с двадесет километра по-голям от полярния).
От Юпитер, който е петата планета от Слънцето, Марс се намира на разстояние от 486 до 612 милиона км. Земята е много по-близо: най-късото разстояние между планетите е 56 милиона км, най-голямото разстояние е около 400 милиона км.
Не е изненадващо, че Марс се вижда много ясно в земното небе. Само Юпитер и Венера са по-ярки от него и дори тогава не винаги: веднъж на всеки петнадесет до седемнадесет години, когато червената планета се приближава до Земята на минимално разстояние, по време на полумесеца, Марс е най-яркият обект в небето.
Четвъртата планета в Слънчевата система е кръстена на бога на войната от древен Рим, така че графичният символ на Марс е кръг със стрелка, сочеща надясно и нагоре (кръгът символизира жизненост, стрелата символизира щит и копие ).
Планети от земен тип
Марс, заедно с три други планети, които са най-близо до Слънцето, а именно Меркурий, Земя и Венера, е част от планетите от земния тип.
И четирите планети от тази група се характеризират с висока плътност. За разлика от газовите планети (Юпитер, Уран), те се състоят от желязо, силиций, кислород, алуминий, магнезий и други тежки елементи (например железният оксид дава червения оттенък на повърхността на Марс). В същото време земните планети са много по-ниски по маса от газовите планети: най-голямата земна планета, Земята, е четиринадесет пъти по-лека от най-леката газова планета в нашата система, Уран.
Подобно на другите земни планети, Земята, Венера, Меркурий, Марс се характеризират със следната структура:
- Вътре в планетата има частично течно желязно ядро с радиус от 1480 до 1800 км, с лек примес на сяра;
- Силикатна мантия;
- Кората, състояща се от различни скали, главно базалт (средната дебелина на марсианската кора е 50 км, максималната е 125).
Заслужава да се отбележи, че третата и четвъртата земна планета от Слънцето имат естествени спътници. Земята има една - Луната, но Марс има две - Фобос и Деймос, които са кръстени на синовете на бог Марс, но в гръцката интерпретация, които винаги го придружават в битка.
Според една от хипотезите сателитите са астероиди, попаднали в гравитационното поле на Марс, поради което спътниците са малки по размер и имат неправилна форма. В същото време Фобос постепенно забавя движението си, в резултат на което в бъдеще или ще се разпадне, или ще падне на Марс, но вторият спътник, Деймос, напротив, постепенно се отдалечава от червената планета.
Друг интересен факт за Фобос е, че за разлика от Деймос и други спътници на планетите от Слънчевата система, той се издига от западната страна и излиза отвъд хоризонта на изток.
облекчение
В по-ранни времена литосферните плочи са се движели на Марс, което е карало марсианската кора да се издига и пада (тектоничните плочи все още се движат, но не толкова активно). Релефът е забележителен с факта, че въпреки факта, че Марс е една от най-малките планети, тук се намират много от най-големите обекти в Слънчевата система:
Тук се намира най-високата планина, открита на планетите от Слънчевата система - неактивният вулкан Олимп: височината му от основата е 21,2 км. Ако погледнете картата, можете да видите, че планината е заобиколена от огромен брой малки хълмове и хребети.
Червената планета е дом на най-голямата система от каньони, известна като Valles Marineris: на картата на Марс тяхната дължина е около 4,5 хиляди км, ширина - 200 км, дълбочина -11 км.
Най-големият ударен кратер се намира в северното полукълбо на планетата: диаметърът му е около 10,5 хиляди км, ширината - 8,5 хиляди км.
Интересен факт: повърхността на южното и северното полукълбо е много различна. От южната страна топографията на планетата е леко повдигната и гъсто осеяна с кратери.
Повърхността на северното полукълбо, напротив, е под средното ниво. На него практически няма кратери и следователно това са гладки равнини, образувани от разпространяваща се лава и ерозионни процеси. Също така в северното полукълбо са регионите на вулканичните планини, Елизиум и Тарсис. Дължината на Тарсис на картата е около две хиляди километра, а средната височина на планинската система е около десет километра (тук се намира и вулканът Олимп).
Разликата в релефа между полукълбата не е плавен преход, а представлява широка граница по цялата обиколка на планетата, която се намира не по екватора, а на тридесет градуса от него, образувайки наклон в северна посока (по протежение на това границата са най-ерозиралите зони). В момента учените обясняват това явление по две причини:
- В ранния етап от формирането на планетата тектоничните плочи, намиращи се една до друга, се събраха в едно полукълбо и замръзнаха;
- Границата се появи, след като планетата се сблъска с космически обект с размерите на Плутон.
Полюсите на червената планета
Ако се вгледате внимателно в картата на планетата на бог Марс, можете да видите, че и на двата полюса има ледници с площ от няколко хиляди километра, състоящи се от воден лед и замръзнал въглероден диоксид, като дебелината им варира от един метър до четири километра.
Интересен факт е, че на южния полюс устройствата откриха активни гейзери: през пролетта, когато температурата на въздуха се повиши, над повърхността летят фонтани от въглероден диоксид, вдигайки пясък и прах
В зависимост от сезона полярните шапки променят формата си всяка година: през пролетта сухият лед, заобикаляйки течната фаза, се превръща в пара и откритата повърхност започва да потъмнява. През зимата ледените шапки се увеличават. В същото време част от територията, чиято площ на картата е около хиляда километра, постоянно е покрита с лед.
вода
До средата на миналия век учените смятаха, че на Марс може да се намери течна вода и това даде основание да се твърди, че на червената планета има живот. Тази теория се основаваше на факта, че на планетата ясно се виждаха светли и тъмни области, които много напомняха на морета и континенти, а дългите тъмни линии на картата на планетата приличаха на речни долини.
Но след първия полет до Марс стана ясно, че водата поради твърде ниското атмосферно налягане не може да се намери в течно състояние на седемдесет процента от планетата. Предполага се, че е съществувал: този факт се доказва от откритите микроскопични частици от минерала хематит и други минерали, които обикновено се образуват само в седиментни скали и са били ясно податливи на влиянието на водата.
Също така много учени са убедени, че тъмните ивици по планинските височини са следи от присъствието на течна солена вода в момента: водните потоци се появяват в края на лятото и изчезват в началото на зимата.
Фактът, че това е вода, се доказва от факта, че ивиците не преминават през препятствията, а сякаш текат около тях, понякога се разминават и след това отново се сливат (те са много ясно видими на картата на планетата). Някои особености на релефа показват, че речните легла са се изместили при постепенното издигане на повърхността и са продължили да текат в удобна за тях посока.
Друг интересен факт, показващ наличието на вода в атмосферата, са гъстите облаци, чиято поява се свързва с факта, че неравномерният релеф на планетата насочва въздушните маси нагоре, където те се охлаждат, а съдържащите се в тях водни пари се кондензират в лед кристали.
Облаци се появяват над Canyons Marineris на надморска височина от около 50 km, когато Марс е в перихелийната си точка. Въздушните течения, движещи се от изток, разтягат облаците на няколкостотин километра, като в същото време ширината им е няколко десетки.
Тъмни и светли зони
Въпреки липсата на морета и океани, имената, присвоени на светлите и тъмните области, останаха. Ако погледнете картата, ще забележите, че моретата са разположени предимно в южното полукълбо, те са ясно видими и добре проучени.
Но какво представляват затъмнените зони на картата на Марс – тази мистерия все още не е разгадана. Преди появата на космическите кораби се смяташе, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега стана ясно, че на места, където има тъмни ивици и петна, повърхността се състои от хълмове, планини, кратери, при сблъсъците на които въздушните маси издухват прах. Следователно промените в размера и формата на петна са свързани с движението на прах, който има светла или тъмна светлина.
Грундиране
Друго доказателство, че в миналото е имало живот на Марс, според много учени, е почвата на планетата, по-голямата част от която се състои от силициев диоксид (25%), който поради съдържанието на желязо в него придава на почвата червеникав оттенък . Почвата на планетата съдържа много калций, магнезий, сяра, натрий и алуминий. Съотношението на киселинността на почвата и някои от другите й характеристики са толкова близки до тези на Земята, че растенията могат лесно да се вкоренят върху тях, следователно теоретично животът в такава почва може да съществува.
Наличието на воден лед беше открито в почвата (тези факти впоследствие бяха потвърдени повече от веднъж). Мистерията най-накрая беше разрешена през 2008 г., когато една от сондите, докато беше на Северния полюс, успя да извлече вода от почвата. Пет години по-късно беше публикувана информация, че количеството вода в повърхностните слоеве на почвата на Марс е около 2%.
Климат
Червената планета се върти около оста си под ъгъл от 25,29 градуса. Благодарение на това слънчевият ден тук е 24 часа 39 минути. 35 секунди, докато една година на планетата на бог Марс продължава 686,9 дни поради удължаването на орбитата.
Четвъртата по ред планета в Слънчевата система има сезони. Вярно е, че лятното време в северното полукълбо е студено: лятото започва, когато планетата е най-отдалечена от звездата. Но на юг е горещо и кратко: по това време Марс се приближава до звездата възможно най-близо.
Марс се характеризира със студено време. Средната температура на планетата е −50 °C: през зимата температурата на полюса е −153 °C, докато на екватора през лятото е малко над +22 °C.
Важна роля в разпределението на температурата на Марс играят многобройните прашни бури, които започват след топенето на леда. По това време атмосферното налягане бързо се повишава, в резултат на което големи маси газ започват да се движат към съседното полукълбо със скорост от 10 до 100 m/s. В същото време от повърхността се издига огромно количество прах, което напълно скрива релефа (дори вулканът Олимп не се вижда).
атмосфера
Дебелината на атмосферния слой на планетата е 110 km, като почти 96% от него се състои от въглероден диоксид (кислородът е само 0,13%, азотът - малко повече: 2,7%) и е много разреден: налягането на атмосферата на червената планета е 160 пъти по-малко, отколкото близо до Земята, и поради голямата разлика във надморската височина се колебае силно.
Интересното е, че през зимата около 20-30% от цялата атмосфера на планетата се концентрира и замръзва към полюсите, а когато ледът се стопи, той се връща в атмосферата, заобикаляйки течното състояние.
Повърхността на Марс е много слабо защитена от външно нахлуване на небесни тела и вълни. Според една хипотеза, след сблъсък на ранен етап от съществуването си с голям обект, ударът е бил толкова силен, че въртенето на ядрото е спряло и планетата е загубила по-голямата част от атмосферата и магнитното поле, което е действало като щит , предпазвайки го от нашествието на небесните тела и слънчевия вятър, който носи радиация със себе си.
Следователно, когато Слънцето се появи или слезе под хоризонта, небето на Марс е червеникаво-розово и в близост до слънчевия диск се забелязва преход от синьо към виолетово. През деня небето е боядисано в жълто-оранжево, което му се придава от червеникавия прах на планетата, летящ в разредената атмосфера.
През нощта най-яркият обект на небесния свод на Марс е Венера, следвана от Юпитер и неговите спътници, а на трето място е Земята (тъй като нашата планета е разположена по-близо до Слънцето, за Марс тя е вътрешна, така че се вижда само сутрин или вечер).
Има ли живот на Марс
Въпросът за съществуването на живот на червената планета стана особено популярен след публикуването на романа на Уелс „Войната на световете“, в сюжета на който нашата планета беше заловена от хуманоиди и земляните само по чудо успяха да оцелеят. Оттогава тайните на планетата, разположена между Земята и Юпитер, вълнуват повече от едно поколение и все повече хора се интересуват от описанието на Марс и неговите спътници.
Ако погледнете карта на Слънчевата система, става очевидно, че Марс се намира на кратко разстояние от нас, следователно, ако животът може да възникне на Земята, тогава той може да се появи на Марс.
Интригата се подхранва и от учени, които съобщават за наличие на вода на земната планета, както и за условия в почвата, подходящи за развитието на живот. Освен това в интернет и специализирани списания често се публикуват снимки, в които камъни, сенки и други обекти, изобразени върху тях, се сравняват със сгради, паметници и дори останките на добре запазени представители на местната флора и фауна, опитвайки се да докажат съществуването на живота на тази планета и разгадайте всички мистерии на Марс.
Марс е четвъртата най-отдалечена планета от Слънцето и седмата (предпоследна) по големина планета в Слънчевата система; Масата на планетата е 10,7% от масата на Земята. По името на Марс – древноримският бог на войната, съответстващ на древногръцкия Арес. Марс понякога се нарича "червената планета" поради червеникавия оттенък на повърхността му, придаден от железен оксид.
Марс е планета от земен тип с разредена атмосфера (налягането на повърхността е 160 пъти по-ниско от това на Земята). Характеристиките на повърхностния релеф на Марс могат да се считат за ударни кратери като тези на Луната, както и вулкани, долини, пустини и полярни ледени шапки като тези на Земята.
Марс има два естествени спътника - Фобос и Деймос (в превод от старогръцки - "страх" и "ужас" - имената на двамата синове на Арес, които го придружаваха в битка), които са сравнително малки (Фобос - 26x21 км, Деймос - 13 км напречно ) и имат неправилна форма.
Големите противопоставяния на Марс, 1830-2035 г
| година | дата | Разстояние, а. д. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 септември | 0,388 |
| 1845 | 18 август | 0,373 |
| 1860 | 17 юли | 0,393 |
| 1877 | 5 септември | 0,377 |
| 1892 | 4 август | 0,378 |
| 1909 | 24 септември | 0,392 |
| 1924 | 23 август | 0,373 |
| 1939 | 23 юли | 0,390 |
| 1956 | 10 септември | 0,379 |
| 1971 | 10 август | 0,378 |
| 1988 | 22 септември | 0,394 |
| 2003 | 28 август | 0,373 |
| 2018 | 27 юли | 0,386 |
| 2035 | 15 септември | 0,382 |
Марс е четвъртата най-отдалечена от Слънцето (след Меркурий, Венера и Земята) и седмата по големина (надминаваща само Меркурий по маса и диаметър) планета в Слънчевата система. Масата на Марс е 10,7% от масата на Земята (6,423 1023 kg срещу 5,9736 1024 kg за Земята), обемът му е 0,15 от този на Земята, а средният му линеен диаметър е 0,53 диаметъра на Земята (6800 km ).
Топографията на Марс има много уникални характеристики. Марсианският изгаснал вулкан Олимп е най-високата планина в Слънчевата система, а Валес Маринерис е най-големият каньон. Освен това, през юни 2008 г., три статии, публикувани в списание Nature, предоставят доказателства за най-големия известен ударен кратер в Слънчевата система в северното полукълбо на Марс. Дължината му е 10 600 км, а ширината му е 8 500 км, което е около четири пъти по-голямо от най-големия ударен кратер, открит преди това на Марс, близо до южния му полюс.
В допълнение към подобна топография на повърхността, Марс има период на въртене и сезонни цикли, подобни на тези на Земята, но климатът му е много по-студен и сух от земния.
До първото прелитане на Марс от космическия кораб Mariner 4 през 1965 г. много изследователи вярваха, че на повърхността му има течна вода. Това мнение се основава на наблюдения на периодични промени в светлите и тъмните области, особено в полярните ширини, които са подобни на континенти и морета. Тъмните бразди по повърхността на Марс се тълкуват от някои наблюдатели като напоителни канали за течна вода. По-късно беше доказано, че тези бразди са оптична измама.
Поради ниското налягане водата не може да съществува в течно състояние на повърхността на Марс, но е вероятно условията да са били различни в миналото и следователно не може да се изключи наличието на примитивен живот на планетата. На 31 юли 2008 г. ледена вода беше открита на Марс от космическия кораб "Феникс" на НАСА.
През февруари 2009 г. съзвездието за орбитално изследване, обикалящо около Марс, имаше три работещи космически кораба: Mars Odyssey, Mars Express и Mars Reconnaissance Satellite, повече от всяка друга планета освен Земята.
В момента повърхността на Марс е изследвана от два марсохода: Spirit и Opportunity. На повърхността на Марс има и няколко неактивни спускаеми апарата и марсохода, които са приключили изследването.
Геоложките данни, които събраха, предполагат, че по-голямата част от повърхността на Марс преди е била покрита с вода. Наблюденията през последното десетилетие разкриха слаба гейзерна активност на някои места на повърхността на Марс. Според наблюдения от космическия кораб Mars Global Surveyor части от южната полярна шапка на Марс постепенно се оттеглят.
Марс може да се види от Земята с просто око. Видимата му величина достига 2,91 m (при най-близкия си подход към Земята), на второ място по яркост след Юпитер (и не винаги по време на голяма опозиция) и Венера (но само сутрин или вечер). Обикновено по време на голяма опозиция оранжевият Марс е най-яркият обект в нощното небе на Земята, но това се случва само веднъж на всеки 15-17 години за една до две седмици.
Орбитални характеристики
Минималното разстояние от Марс до Земята е 55,76 милиона км (когато Земята е точно между Слънцето и Марс), максималното е около 401 милиона км (когато Слънцето е точно между Земята и Марс).
Средното разстояние от Марс до Слънцето е 228 милиона км (1,52 AU), а периодът на въртене около Слънцето е 687 земни дни. Орбитата на Марс има доста забележим ексцентрицитет (0,0934), така че разстоянието до Слънцето варира от 206,6 до 249,2 милиона км. Наклонът на орбитата на Марс е 1,85°.
Марс е най-близо до Земята по време на опозиция, когато планетата е в обратна посока спрямо Слънцето. Противопоставянето се повтаря на всеки 26 месеца в различни точки от орбитата на Марс и Земята. Но веднъж на всеки 15-17 години се случват противопоставяния във време, когато Марс е близо до своя перихелий; При тези така наречени големи противопоставяния (последното беше през август 2003 г.) разстоянието до планетата е минимално и Марс достига най-големия си ъглов размер от 25,1" и яркост от 2,88 m.
физически характеристики
Сравнение на размерите на Земята (среден радиус 6371 km) и Марс (среден радиус 3386,2 km)
Що се отнася до линейните размери, Марс е почти половината от размера на Земята - екваториалният му радиус е 3396,9 km (53,2% от земния). Повърхността на Марс е приблизително равна на земната площ.
Полярният радиус на Марс е приблизително с 20 km по-малък от екваториалния, въпреки че периодът на въртене на планетата е по-дълъг от този на Земята, което дава основание да се предположи, че скоростта на въртене на Марс се променя с времето.
Масата на планетата е 6,418·1023 kg (11% от масата на Земята). Ускорението на гравитацията на екватора е 3,711 m/s (0,378 земно); първата евакуационна скорост е 3,6 km/s, а втората е 5,027 km/s.
Периодът на въртене на планетата е 24 часа 37 минути 22,7 секунди. Така една марсианска година се състои от 668,6 марсиански слънчеви дни (наречени соли).
Марс се върти около оста си, наклонена към перпендикуляра на орбиталната равнина под ъгъл 24°56?. Наклонът на оста на въртене на Марс води до промяна на сезоните. В същото време удължаването на орбитата води до големи разлики в тяхната продължителност - например северната пролет и лято, взети заедно, продължават 371 сол, тоест забележимо повече от половината от марсианската година. В същото време те се случват в част от орбитата на Марс, която е отдалечена от Слънцето. Затова на Марс северното лято е дълго и прохладно, а южното е кратко и горещо.
Атмосфера и климат
Атмосферата на Марс, снимка на орбиталния апарат Viking, 1976 г. „Усмихнатият кратер“ на Хале се вижда отляво
Температурите на планетата варират от -153 на полюсите през зимата до над 20 °C на екватора по обяд. Средната температура е -50°C.
Атмосферата на Марс, състояща се главно от въглероден диоксид, е много тънка. Налягането на повърхността на Марс е 160 пъти по-малко от това на Земята - 6,1 mbar на средно ниво на повърхността. Поради голямата разлика в надморската височина на Марс, налягането на повърхността варира значително. Приблизителната дебелина на атмосферата е 110 km.
Според НАСА (2004), атмосферата на Марс се състои от 95,32% въглероден диоксид; съдържа също 2,7% азот, 1,6% аргон, 0,13% кислород, 210 ppm водна пара, 0,08% въглероден оксид, азотен оксид (NO) - 100 ppm, неон (Ne) - 2, 5 ppm, полутежка вода водород- деутерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) - 0,08 ppm.
Според данни от спускаемия модул Viking (1976 г.) в марсианската атмосфера са определени около 1-2% аргон, 2-3% азот и 95% въглероден диоксид. Според данните от спътниците Марс-2 и Марс-3 долната граница на йоносферата е на височина 80 km, максималната концентрация на електрони от 1,7 105 електрон/cm3 се намира на височина 138 km, другата два максимума са на височини 85 и 107 км.
Радиоосветяването на атмосферата при радиовълни 8 и 32 cm от Mars-4 AMS на 10 февруари 1974 г. показва наличието на нощна йоносфера на Марс с основен йонизационен максимум на височина 110 km и концентрация на електрони 4,6 103 електрон/cm3, както и вторични максимуми на височина 65 и 185 km.
Атмосферно налягане
По данни на НАСА за 2004 г. атмосферното налягане при среден радиус е 6,36 mb. Плътност на повърхността ~0,020 kg/m3, обща маса на атмосферата ~2,5·1016 kg.
Промените в атмосферното налягане на Марс в зависимост от времето на деня, регистрирани от спускаемия апарат Mars Pathfinder през 1997 г.
За разлика от Земята, масата на марсианската атмосфера варира значително през годината поради топенето и замръзването на полярните шапки, съдържащи въглероден диоксид. През зимата 20-30 процента от цялата атмосфера замръзва върху полярната шапка, състояща се от въглероден диоксид. Сезонните спадове на налягането, според различни източници, са следните стойности:
Според НАСА (2004): от 4,0 до 8,7 mbar при среден радиус;
Според Encarta (2000): 6 до 10 mbar;
Според Zubrin и Wagner (1996): 7 до 10 mbar;
Според спускаемия модул Viking 1: от 6,9 до 9 mbar;
Според спускаемия апарат Mars Pathfinder: от 6,7 mbar.
Hellas Impact Basin е най-дълбокото място, където може да се намери най-високото атмосферно налягане на Марс
На мястото на кацане на сондата Марс-6 в Еритрейско море е регистрирано повърхностно налягане от 6,1 милибара, което по това време се счита за средното налягане на планетата и от това ниво е договорено да се изчислят височините и дълбочините на Марс. Според данните от този апарат, получени при спускане, тропопаузата се намира на надморска височина от около 30 km, където налягането е 5·10-7 g/cm3 (както на Земята на височина 57 km).
Регионът на Елада (Марс) е толкова дълбок, че атмосферното налягане достига около 12,4 милибара, което е над тройната точка на водата (~6,1 mb) и под точката на кипене. При достатъчно висока температура водата може да съществува там в течно състояние; при това налягане обаче водата кипи и се превръща в пара още при +10 °C.
На върха на най-високия 27 km вулкан Олимп налягането може да варира от 0,5 до 1 mbar (Zurek 1992).
Преди кацането на модулите за кацане на повърхността на Марс беше измерено налягането поради затихването на радиосигналите от сондите Маринър 4, Маринър 6 и Маринър 7 при навлизането им в марсианския диск - 6,5 ± 2,0 mb на средно ниво на повърхността, което е 160 пъти по-малко, отколкото на Земята; същият резултат беше показан от спектралните наблюдения на космическия кораб Марс-3. Освен това в райони, разположени под средното ниво (например в марсианската Амазонка), налягането, според тези измервания, достига 12 mb.
От 1930 г. Съветските астрономи се опитаха да определят атмосферното налягане с помощта на методи на фотографска фотометрия - чрез разпределение на яркостта по диаметъра на диска в различни диапазони на светлинни вълни. За тази цел френските учени Б. Лиот и О. Долфус правят наблюдения върху поляризацията на светлината, разсеяна от атмосферата на Марс. Обобщение на оптичните наблюдения беше публикувано от американския астроном J. de Vaucouleurs през 1951 г. и те получиха налягане от 85 mb, надценено почти 15 пъти поради смущения от атмосферния прах.
Климат
Микроскопска снимка на 1,3 cm възел от хематит, направена от марсохода Opportunity на 2 март 2004 г., показва наличието на течна вода в миналото
Климатът, както и на Земята, е сезонен. През студения сезон, дори извън полярните шапки, на повърхността може да се образува лек скреж. Апаратът "Феникс" регистрира снеговалеж, но снежинките се изпариха, преди да достигнат повърхността.
Според НАСА (2004), средната температура е ~210 K (-63 °C). Според спускаемите апарати Viking дневният температурен диапазон е от 184 K до 242 K (-89 до -31 °C) (Viking-1), а скоростта на вятъра: 2-7 m/s (лято), 5-10 m /s (есен), 17-30 m/s (прашна буря).
Според данни от сондата за кацане на Марс-6 средната температура на тропосферата на Марс е 228 К, в тропосферата температурата намалява средно с 2,5 градуса на километър, а стратосферата, разположена над тропопаузата (30 км), има почти постоянна температура от 144 K.
Според изследователи от Центъра Карл Сейгън през последните десетилетия на Марс тече процес на затопляне. Други експерти смятат, че е твърде рано да се правят подобни заключения.
Има доказателства, че в миналото атмосферата е можела да бъде по-плътна, а климатът – топъл и влажен, а на повърхността на Марс е имало течна вода и дъжд. Доказателство за тази хипотеза е анализът на метеорита ALH 84001, който показа, че преди около 4 милиарда години температурата на Марс е била 18 ± 4 °C.
Прах дяволи
Прахови дяволи, заснети от марсохода Opportunity на 15 май 2005 г. Числата в долния ляв ъгъл показват времето в секунди от първия кадър.
От 1970 г. Като част от програмата Viking, както и марсохода Opportunity и други превозни средства, бяха записани множество прахови дяволи. Това са въздушни вихри, които възникват близо до повърхността на планетата и издигат големи количества пясък и прах във въздуха. На Земята често се наблюдават вихри (в англоговорящите страни ги наричат прахови дяволи), но на Марс те могат да достигнат много по-големи размери: 10 пъти по-високи и 50 пъти по-широки от тези на Земята. През март 2005 г. вихрушка почисти слънчевите панели на марсохода Spirit.
Повърхност
Две трети от повърхността на Марс е заета от светли зони, наречени континенти, около една трета са тъмни зони, наречени морета. Моретата са съсредоточени главно в южното полукълбо на планетата, между 10 и 40° н.ш. В северното полукълбо има само две големи морета - Ацидалия и Голям Сиртис.
Природата на тъмните зони все още е въпрос на дебат. Те продължават да съществуват въпреки прашните бури, които бушуват на Марс. По едно време това подкрепяше предположението, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега се смята, че това са просто зони, от които, поради тяхната топография, прахът лесно се издухва. Мащабни изображения показват, че всъщност тъмните зони се състоят от групи тъмни ивици и петна, свързани с кратери, хълмове и други препятствия по пътя на ветровете. Сезонните и дългосрочни промени в размера и формата им очевидно са свързани с промяна в съотношението на повърхностите, покрити със светла и тъмна материя.
Полукълбата на Марс се различават значително по естеството на тяхната повърхност. В южното полукълбо повърхността е с 1-2 км над средното и е гъсто осеяна с кратери. Тази част от Марс наподобява лунните континенти. На север по-голямата част от повърхността е под средното ниво, има малко кратери и по-голямата част са относително гладки равнини, вероятно образувани от наводняване с лава и ерозия. Тази разлика между полукълба остава въпрос на дебат. Границата между полукълбата следва приблизително голям кръг, наклонен на 30° спрямо екватора. Границата е широка и неправилна и образува наклон в посока север. По него са най-ерозираните участъци от марсианската повърхност.
Изложени са две алтернативни хипотези за обяснение на асиметрията на полукълбото. Според един от тях, на ранен геоложки етап, литосферните плочи са се „преместили заедно“ (може би случайно) в едно полукълбо, подобно на континента Пангея на Земята, и след това „замръзнали“ в това положение. Друга хипотеза предполага сблъсък между Марс и космическо тяло с размерите на Плутон.
Топографска карта на Марс, според Mars Global Surveyor, 1999 г.
Големият брой кратери в южното полукълбо предполага, че повърхността тук е древна – на 3-4 милиарда години. Има няколко типа кратери: големи кратери с плоско дъно, по-малки и по-млади кратери с форма на купа, подобни на Луната, кратери с ръбове и повдигнати кратери. Последните два типа са уникални за Марс - кратери с ръбове, образувани там, където течни изхвърляния текат по повърхността, и повдигнати кратери, образувани там, където покривало от изхвърлени кратери предпазва повърхността от ерозия от вятъра. Най-голямата част от произхода на удара е Еладската равнина (приблизително 2100 km напречно).
В зоната на хаотичен пейзаж близо до границата на полукълбото повърхността е имала големи зони на счупване и компресия, понякога последвани от ерозия (поради свлачища или катастрофално изпускане на подземни води), както и наводнения от течна лава. Хаотични пейзажи често лежат в началото на големи канали, прорязани от вода. Най-приемливата хипотеза за съвместното им образуване е внезапното топене на подземния лед.
Valles Marineris на Марс
В северното полукълбо, в допълнение към обширните вулканични равнини, има две области на големи вулкани - Тарсис и Елизиум. Тарсис е обширна вулканична равнина с дължина 2000 км, достигаща надморска височина от 10 км над средното равнище. На него има три големи щитовидни вулкана - връх Арсия, връх Павлина и връх Аскриан. На ръба на Тарсис е планината Олимп, най-високата на Марс и в Слънчевата система. Олимп достига 27 км височина спрямо основата си и 25 км спрямо средното ниво на повърхността на Марс и обхваща площ от 550 км в диаметър, заобиколена от скали, които на места достигат 7 км височина. Обемът на Олимп е 10 пъти по-голям от обема на най-големия вулкан на Земята Мауна Кеа. Тук има и няколко по-малки вулкана. Елизиум - възвишение до шест километра над средното, с три вулкана - Купола на Хеката, планината Елизиум и Купола на Албор.
Според други данни (Faure and Mensing, 2007) височината на Олимп е 21 287 метра над нивото на земята и 18 километра над околностите, а диаметърът на основата е приблизително 600 km. Базата обхваща площ от 282 600 km2. Калдерата (вдлъбнатината в центъра на вулкана) е широка 70 км и дълбока 3 км.
Издигането на Тарсис също се пресича от много тектонични разломи, често много сложни и обширни. Най-големият от тях, Valles Marineris, се простира в ширина на почти 4000 km (една четвърт от обиколката на планетата), достигайки ширина 600 и дълбочина 7-10 km; Този разлом е сравним по размер с източноафриканския рифт на Земята. Най-големите свлачища в Слънчевата система възникват по стръмните й склонове. Valles Marineris е най-големият известен каньон в Слънчевата система. Каньонът, който беше открит от космическия кораб Mariner 9 през 1971 г., може да покрие целите Съединени щати, от океан до океан.
Панорама на кратера Виктория, заснета от марсохода Opportunition. Сниман е в продължение на три седмици, между 16 октомври и 6 ноември 2006 г.
Панорама на повърхността на Марс в района на Husband Hill, заснета от марсохода Spirit 23-28 ноември 2005 г.
Лед и полярни шапки
Северната полярна шапка през лятото, снимка от Mars Global Surveyor. Дългият, широк разлом, пресичащ шапката отляво, е Северният разлом
Външният вид на Марс варира значително в зависимост от времето на годината. На първо място, промените в полярните ледени шапки са поразителни. Те растат и намаляват, създавайки сезонни модели в атмосферата и повърхността на Марс. Южната полярна шапка може да достигне до 50° ширина, северната – също 50°. Диаметърът на постоянната част на северната полярна шапка е 1000 км. Тъй като полярната шапка в едно полукълбо се отдръпва през пролетта, характеристиките на повърхността на планетата започват да потъмняват.
Полярните шапки се състоят от два компонента: сезонен - въглероден диоксид и вековен - воден лед. Според данни от сателита Mars Express дебелината на шапките може да варира от 1 m до 3,7 km. Сондата Mars Odyssey откри активни гейзери в южната полярна шапка на Марс. Според експертите на НАСА, струи въглероден диоксид с пролетно затопляне избухват нагоре до големи височини, отнасяйки със себе си прах и пясък.
Снимки на Марс, показващи прашна буря. юни - септември 2001 г
Пролетното топене на полярните шапки води до рязко повишаване на атмосферното налягане и движението на големи маси газ към противоположното полукълбо. Скоростта на духащите ветрове в този случай е 10-40 m/s, понякога до 100 m/s. Вятърът вдига големи количества прах от повърхността, което води до прашни бури. Силните прашни бури почти напълно закриват повърхността на планетата. Прашните бури имат забележим ефект върху разпределението на температурата в марсианската атмосфера.
През 1784 г. астрономът У. Хершел обръща внимание на сезонните промени в размера на полярните шапки по аналогия с топенето и замръзването на леда в полярните региони на Земята. През 1860г. Френският астроном Е. Лие наблюдава вълна от потъмняване около топящата се пролетна полярна шапка, която след това се тълкува чрез хипотезата за разпространение на стопена вода и растеж на растителност. Спектрометрични измервания, извършени в началото на 20 век. в обсерваторията Ловел във Флагстаф от У. Слайфър обаче не показва наличието на линия от хлорофил, зеления пигмент на сухоземните растения.
От снимките на Mariner 7 беше възможно да се определи, че полярните ледени шапки са с дебелина няколко метра, а измерената температура от 115 K (-158 °C) потвърди възможността, че се състои от замръзнал въглероден диоксид - „сух лед“.
Хълмът, който се нарича планината Мичъл, разположен близо до южния полюс на Марс, изглежда като бял остров, когато полярната шапка се стопи, тъй като ледниците в планините се топят по-късно, включително на Земята.
Данните от спътника за разузнаване на Марс направиха възможно откриването на значителен слой лед под скалисти сипеи в подножието на планините. Глетчерът с дебелина стотици метри покрива площ от хиляди квадратни километри и по-нататъшното му изследване може да предостави информация за историята на марсианския климат.
"Речни" легла и други функции
На Марс има много геоложки образувания, които приличат на водна ерозия, особено сухи речни корита. Според една хипотеза тези канали биха могли да се образуват в резултат на краткотрайни катастрофални събития и не са доказателство за дългосрочното съществуване на речната система. Въпреки това, последните доказателства сочат, че реките са текли през геологично значими периоди от време. По-специално бяха открити обърнати канали (т.е. канали, издигнати над околната среда). На Земята такива образувания се образуват поради дългогодишното натрупване на плътни дънни утайки, последвано от изсушаване и изветряне на околните скали. Освен това има доказателства за изместване на канали в делтата на реката, тъй като повърхността постепенно се издига.
В югозападното полукълбо, в кратера Еберсвалде, е открита делта на река с площ от около 115 km2. Реката, която измива делтата, е дълга повече от 60 км.
Данните от марсоходите на НАСА Spirit и Opportunity също показват наличието на вода в миналото (открити са минерали, които могат да се образуват само в резултат на продължително излагане на вода). Апаратът Феникс откри ледени отлагания директно в земята.
Освен това бяха открити тъмни ивици по склоновете, което показва появата на течна солена вода на повърхността в съвременните времена. Те се появяват скоро след настъпването на лятото и изчезват през зимата, „обикалят“ различни препятствия, сливат се и се разминават. „Трудно е да си представим, че такива структури биха могли да се образуват от нещо различно от потоци течности“, каза ученият от НАСА Ричард Зурек.
Няколко необичайни дълбоки кладенеца са открити на вулканичната планина Тарсис. Съдейки по снимката на Mars Reconnaissance Satellite, направена през 2007 г., един от тях е с диаметър 150 метра, а осветената част от стената е на дълбочина не по-малко от 178 метра. Изложена е хипотеза за вулканичния произход на тези образувания.
Грундиране
Елементният състав на повърхностния слой на марсианската почва, според данните от спускаемите апарати, не е еднакъв на различните места. Основният компонент на почвата е силициев диоксид (20-25%), съдържащ добавка от хидрати на железен оксид (до 15%), което придава на почвата червеникав цвят. Има значителни примеси от съединения на сяра, калций, алуминий, магнезий и натрий (няколко процента за всяко).
По данни от сондата Феникс на НАСА (кацнала на Марс на 25 май 2008 г.) съотношението на рН и някои други параметри на марсианските почви са близки до тези на Земята и теоретично върху тях би било възможно да се отглеждат растения. „Всъщност открихме, че почвата на Марс отговаря на изискванията и също така съдържа необходимите елементи за появата и поддържането на живот както в миналото, настоящето, така и в бъдещето“, каза водещият химик на проекта Сам Кунавс. Също така, според него, много хора могат да намерят този алкален тип почва в „своя двор“ и е доста подходяща за отглеждане на аспержи.
Има и значително количество воден лед в земята на мястото на кацане. Орбиталният апарат Mars Odyssey също откри, че под повърхността на червената планета има отлагания от воден лед. По-късно това предположение беше потвърдено от други устройства, но въпросът за наличието на вода на Марс беше окончателно разрешен през 2008 г., когато сондата Phoenix, която кацна близо до северния полюс на планетата, получи вода от марсианската почва.
Геология и вътрешно устройство
В миналото на Марс, както и на Земята, е имало движение на литосферни плочи. Това се потвърждава от характеристиките на магнитното поле на Марс, местоположението на някои вулкани, например в провинция Тарсис, както и формата на Valles Marineris. Сегашното състояние на нещата, когато вулканите могат да съществуват много по-дълго време, отколкото на Земята и да достигнат гигантски размери, предполага, че сега това движение по-скоро липсва. Това се подкрепя от факта, че щитовите вулкани растат в резултат на повтарящи се изригвания от един и същ отвор за дълъг период от време. На Земята, поради движението на литосферните плочи, вулканичните точки постоянно променят позицията си, което ограничава растежа на щитовите вулкани и може би не им позволява да достигнат височини като на Марс. От друга страна, разликата в максималната височина на вулканите може да се обясни с факта, че поради по-ниската гравитация на Марс е възможно да се изградят по-високи структури, които няма да се срутят под собствената си тежест.
Сравнение на структурата на Марс и други планети от земна група
Настоящите модели на вътрешната структура на Марс предполагат, че Марс се състои от кора със средна дебелина 50 km (и максимална дебелина до 130 km), силикатна мантия с дебелина 1800 km и ядро с радиус от 1480 км. Плътността в центъра на планетата трябва да достигне 8,5 g/cm2. Ядрото е частично течно и се състои основно от желязо с примес от 14-17% (по маса) сяра, а съдържанието на леки елементи е два пъти по-високо от това в ядрото на Земята. Според съвременните оценки образуването на ядрото съвпада с периода на ранния вулканизъм и продължава около милиард години. Приблизително същото време отне частичното топене на мантийните силикати. Поради по-ниската гравитация на Марс, обхватът на налягането в марсианската мантия е много по-малък, отколкото на Земята, което означава, че има по-малко фазови преходи. Предполага се, че фазовият преход на оливин в шпинелна модификация започва на доста големи дълбочини - 800 км (400 км на Земята). Естеството на релефа и други характеристики предполагат наличието на астеносфера, състояща се от зони от частично разтопено вещество. За някои райони на Марс е съставена подробна геоложка карта.
Според наблюдения от орбита и анализ на колекция от марсиански метеорити, повърхността на Марс се състои главно от базалт. Има някои доказателства, които предполагат, че върху части от марсианската повърхност материалът е по-богат на кварц от обикновения базалт и може да е подобен на андезитните скали на Земята. Същите тези наблюдения обаче могат да се тълкуват в полза на наличието на кварцово стъкло. Голяма част от по-дълбокия слой се състои от прах от гранулиран железен оксид.
Магнитно поле на Марс
В близост до Марс е открито слабо магнитно поле.
Според показанията на магнитометрите на станциите Марс-2 и Марс-3 силата на магнитното поле на екватора е около 60 гама, на полюса 120 гама, което е 500 пъти по-слабо от земното. Според данните на AMS Mars-5 силата на магнитното поле на екватора е 64 гама, а магнитният момент е 2,4 1022 oersted cm2.
Магнитното поле на Марс е изключително нестабилно, в различни точки на планетата силата му може да варира от 1,5 до 2 пъти, а магнитните полюси не съвпадат с физическите. Това предполага, че желязното ядро на Марс е относително неподвижно по отношение на неговата кора, тоест планетарният динамо механизъм, отговорен за магнитното поле на Земята, не работи на Марс. Въпреки че Марс няма стабилно планетарно магнитно поле, наблюденията показват, че части от планетарната кора са намагнетизирани и че магнитните полюси на тези части са се променили в миналото. Оказа се, че намагнитването на тези части е подобно на лентовите магнитни аномалии в световните океани.
Според една теория, публикувана през 1999 г. и повторно тествана през 2005 г. (с помощта на безпилотния Mars Global Surveyor), тези ивици показват тектониката на плочите преди 4 милиарда години, преди динамото на планетата да спре да функционира, причинявайки рязко отслабващо магнитно поле. Причините за това рязко отслабване са неясни. Има предположение, че функционирането на динамото 4 милиарда. преди години се обяснява с наличието на астероид, който се върти на разстояние 50-75 хиляди километра около Марс и предизвиква нестабилност в ядрото му. След това астероидът падна до границата на Рош и се срина. Самото това обяснение обаче съдържа неясноти и се оспорва в научните среди.
Геоложка история
Глобална мозайка от 102 изображения на орбиталния кораб Viking 1 от 22 февруари 1980 г.
Може би в далечното минало в резултат на сблъсък с голямо небесно тяло е спряло въртенето на ядрото, както и загубата на основния обем на атмосферата. Смята се, че загубата на магнитното поле е настъпила преди около 4 милиарда години. Поради слабостта на магнитното поле, слънчевият вятър прониква почти безпрепятствено в марсианската атмосфера и много от фотохимичните реакции под въздействието на слънчевата радиация, които се случват в йоносферата и над Земята, могат да се наблюдават на Марс почти в самия му край. повърхност.
Геоложката история на Марс включва следните три епохи:
Епоха на Ноах (наречена на "Земята на Ноах", регион на Марс): Формиране на най-старата оцеляла повърхност на Марс. Продължава от преди 4,5 милиарда до 3,5 милиарда години. По време на тази епоха повърхността е била белязана от множество ударни кратери. Плато Тарсис вероятно се е образувало през този период, с интензивен воден поток по-късно.
Ерата на Хесперия: от преди 3,5 милиарда години до преди 2,9 - 3,3 милиарда години. Тази ера е белязана от образуването на огромни полета от лава.
Амазонска ера (наречена на "Амазонската равнина" на Марс): преди 2,9-3,3 милиарда години до наши дни. Областите, образувани през тази епоха, имат много малко метеоритни кратери, но иначе са напълно различни. През този период се формира планината Олимп. По това време потоци лава се разпространяват в други части на Марс.
Луните на Марс
Естествените спътници на Марс са Фобос и Деймос. И двете са открити от американския астроном Асаф Хол през 1877 г. Фобос и Деймос са с неправилна форма и много малки размери. Според една хипотеза те може да представляват астероиди като (5261) Еврика от троянската група астероиди, уловени от гравитационното поле на Марс. Сателитите са кръстени на героите, придружаващи бог Арес (т.е. Марс), Фобос и Деймос, олицетворяващи страха и ужаса, които са помагали на бога на войната в битки.
И двата спътника се въртят около осите си със същия период като около Марс, така че винаги са обърнати с една и съща страна към планетата. Приливното влияние на Марс постепенно забавя движението на Фобос и в крайна сметка ще доведе до падането на сателита върху Марс (ако настоящата тенденция продължи) или до неговото разпадане. Напротив, Деймос се отдалечава от Марс.
И двата спътника имат форма, близка до триаксиален елипсоид, Фобос (26,6x22,2x18,6 km) е малко по-голям от Деймос (15x12,2x10,4 km). Повърхността на Деймос изглежда много по-гладка поради факта, че повечето от кратерите са покрити с финозърнест материал. Очевидно на Фобос, който е по-близо до планетата и по-масив, веществото, изхвърлено по време на сблъсъци с метеорит, или е причинило многократни сблъсъци на повърхността, или е паднало на Марс, докато на Деймос е останало в орбита около сателита за дълго време, като постепенно се е утаило и скриване на неравни терени.
Живот на Марс
Популярната идея, че Марс е обитаван от интелигентни марсианци, става широко разпространена в края на 19 век.
Наблюденията на Скиапарели върху така наречените канали, съчетани с книгата на Пърсивал Лоуел по същата тема, популяризираха идеята за планета, чийто климат ставаше по-сух, по-студен, умираше и в която съществуваше древна цивилизация, извършваща напоителни работи.
Множество други наблюдения и съобщения от известни хора доведоха до така наречената „Марсианска треска“ около тази тема. През 1899 г., докато изучава атмосферните смущения в радиосигналите с помощта на приемници в обсерваторията в Колорадо, изобретателят Никола Тесла наблюдава повтарящ се сигнал. Тогава той предположи, че това може да е радиосигнал от други планети, като Марс. В интервю от 1901 г. Тесла каза, че е имал идеята, че смущенията могат да бъдат причинени изкуствено. Въпреки че не можеше да дешифрира значението им, за него беше невъзможно те да са възникнали напълно случайно. Според него това е поздрав от една планета към друга.
Теорията на Тесла предизвика ентусиазираната подкрепа на известния британски физик Уилям Томсън (лорд Келвин), който, посещавайки Съединените щати през 1902 г., каза, че според него Тесла е уловил сигнала от марсианците, изпратен до Съединените щати. След това обаче Келвин започна категорично да отрича това твърдение, преди да напусне Америка: „Всъщност аз казах, че жителите на Марс, ако съществуваха, със сигурност биха могли да видят Ню Йорк, особено светлината от електричество.“
Днес наличието на течна вода на нейната повърхност се счита за условие за развитието и поддържането на живота на планетата. Има и изискване орбитата на планетата да е в така наречената обитаема зона, която за Слънчевата система започва зад Венера и завършва с голямата полуос на орбитата на Марс. По време на перихелия Марс е вътре в тази зона, но тънката атмосфера с ниско налягане предотвратява появата на течна вода на голяма площ за дълъг период от време. Скорошни доказателства сочат, че всяка вода на повърхността на Марс е твърде солена и кисела, за да поддържа постоянен живот, подобен на Земята.
Липсата на магнитосфера и изключително тънката атмосфера на Марс също са предизвикателство за поддържането на живот. На повърхността на планетата има много слабо движение на топлинни потоци; тя е слабо изолирана от бомбардировка от частици на слънчевия вятър; освен това, когато се нагрява, водата моментално се изпарява, заобикаляйки течното състояние поради ниско налягане. Марс също е на прага на т.нар. „геологична смърт“. Краят на вулканичната дейност очевидно е спрял циркулацията на минерали и химични елементи между повърхността и вътрешността на планетата.
Доказателствата сочат, че преди планетата е била много по-склонна да поддържа живот, отколкото сега. Към днешна дата обаче по него не са открити останки от организми. Програмата Viking, проведена в средата на 70-те години на миналия век, проведе серия от експерименти за откриване на микроорганизми в марсианска почва. Той даде положителни резултати, като например временно увеличение на емисиите на CO2, когато частици от почвата се поставят във вода и среда за отглеждане. След това обаче това доказателство за живот на Марс беше оспорено от някои учени [от кого?]. Това доведе до техния дълъг спор с учения от НАСА Гилбърт Левин, който твърдеше, че Викингът е открил живота. След преоценка на данните от Viking в светлината на настоящите научни познания за екстремофилите, беше установено, че проведените експерименти не са достатъчно напреднали, за да открият тези форми на живот. Освен това тези тестове могат дори да убият организмите, дори ако се съдържат в пробите. Тестовете, проведени като част от програмата Phoenix, показаха, че почвата има много алкално pH и съдържа магнезий, натрий, калий и хлорид. В почвата има достатъчно хранителни вещества за поддържане на живота, но формите на живот трябва да бъдат защитени от интензивна ултравиолетова светлина.
Интересно е, че в някои метеорити от марсиански произход са открити образувания, които имат форма на най-простите бактерии, въпреки че отстъпват по размер на най-малките земни организми. Един такъв метеорит е ALH 84001, открит в Антарктика през 1984 г.
Въз основа на наблюдения от Земята и данни от космическия кораб Mars Express е открит метан в атмосферата на Марс. В условията на Марс този газ се разлага доста бързо, така че трябва да има постоянен източник на попълване. Такъв източник може да бъде или геоложка активност (но на Марс не са открити активни вулкани), или дейността на бактерии.
Астрономически наблюдения от повърхността на Марс
След кацането на автоматични превозни средства на повърхността на Марс стана възможно провеждането на астрономически наблюдения директно от повърхността на планетата. Поради астрономическото положение на Марс в Слънчевата система, характеристиките на атмосферата, орбиталния период на Марс и неговите спътници, картината на нощното небе на Марс (и астрономическите явления, наблюдавани от планетата) се различава от тази на Земята и в много отношения изглежда необичайно и интересно.
Цветът на небето на Марс
По време на изгрев и залез марсианското небе в зенита има червеникаво-розов цвят, а в непосредствена близост до слънчевия диск - от синьо до виолетово, което е напълно противоположно на картината на земните зари.
По обяд небето на Марс е жълто-оранжево. Причината за такива разлики от цветовете на земното небе са свойствата на тънката, разредена, съдържаща прах атмосфера на Марс. На Марс Релеевото разсейване на лъчите (което на Земята е причината за синия цвят на небето) играе незначителна роля, ефектът му е слаб. Предполага се, че жълто-оранжевият цвят на небето се дължи също и на наличието на 1% магнетит в прахови частици, постоянно суспендирани в марсианската атмосфера и повдигнати от сезонни прашни бури. Здрачът започва много преди изгрев и продължава дълго след залез. Понякога цветът на марсианското небе придобива лилав оттенък в резултат на разсейване на светлина върху микрочастици воден лед в облаците (последното е доста рядко явление).
Слънце и планети
Ъгловият размер на Слънцето, наблюдаван от Марс, е по-малък от видимия от Земята и е 2/3 от последния. Меркурий от Марс ще бъде практически недостъпен за наблюдение с невъоръжено око поради изключителната си близост до Слънцето. Най-ярката планета в небето на Марс е Венера, Юпитер е на второ място (четирите му най-големи спътника могат да се наблюдават без телескоп), а Земята е на трето място.
Земята е вътрешна планета за Марс, точно както Венера е за Земята. Съответно от Марс Земята се наблюдава като утринна или вечерна звезда, изгряваща преди зазоряване или видима на вечерното небе след залез.
Максималното удължение на Земята в небето на Марс ще бъде 38 градуса. С невъоръжено око Земята ще се вижда като ярка (максимален видим магнитуд около -2,5) зеленикава звезда, до която лесно ще се вижда жълтеникава и по-бледа (около 0,9) звезда на Луната. През телескоп и двата обекта ще показват еднакви фази. Революцията на Луната около Земята ще се наблюдава от Марс по следния начин: при максималното ъглово разстояние на Луната от Земята невъоръженото око може лесно да раздели Луната и Земята: след седмица „звездите“ на Луната и Земята ще се слеят в една звезда, неразделна за окото, след още една седмица Луната отново ще се вижда на максимално разстояние, но от другата страна на Земята. От време на време наблюдател на Марс ще може да види преминаването (транзита) на Луната през земния диск или, обратно, покриването на Луната от земния диск. Максималното видимо разстояние на Луната от Земята (и тяхната видима яркост), когато се наблюдава от Марс, ще варира значително в зависимост от относителните позиции на Земята и Марс и, съответно, разстоянието между планетите. В ери на противопоставяне ще бъде около 17 дъгови минути, при максималното разстояние между Земята и Марс - 3,5 дъгови минути. Земята, подобно на други планети, ще се наблюдава в лентата на зодиакалните съзвездия. Астроном на Марс също ще може да наблюдава преминаването на Земята през диска на Слънцето, като най-близкото ще се случи на 10 ноември 2084 г.
Сателити - Фобос и Деймос
Преминаване на Фобос през слънчевия диск. Снимки от Opportunity
Фобос, когато се наблюдава от повърхността на Марс, има привиден диаметър от около 1/3 от диска на Луната в земното небе и видима величина от около -9 (приблизително същата като Луната във фазата на първата й четвърт). Фобос изгрява на запад и залязва на изток, само за да изгрее отново 11 часа по-късно, като по този начин пресича марсианското небе два пъти на ден. Движението на тази бърза луна по небето ще бъде лесно забележимо през цялата нощ, както и променящите се фази. С невъоръжено око ще можете да различите най-голямата релефна част на Фобос - кратера Стикни. Деймос изгрява на изток и залязва на запад, изглежда като ярка звезда без забележим видим диск, около величина -5 (малко по-ярка от Венера в земното небе), бавно пресича небето в продължение на 2,7 марсиански дни. И двата спътника могат да се наблюдават в нощното небе едновременно, в този случай Фобос ще се движи към Деймос.
И Фобос, и Деймос са достатъчно ярки, за да могат обектите на повърхността на Марс да хвърлят ясни сенки през нощта. И двата спътника имат сравнително нисък орбитален наклон към екватора на Марс, което изключва тяхното наблюдение във високите северни и южни ширини на планетата: например Фобос никога не се издига над хоризонта на север от 70,4° с.ш. w. или южно от 70,4° ю.ш. ш.; за Деймос тези стойности са 82,7° с.ш. w. и 82,7° ю.ш. w. На Марс може да се наблюдава затъмнение на Фобос и Деймос, когато навлизат в сянката на Марс, както и слънчево затъмнение, което е само пръстеновидно поради малкия ъглов размер на Фобос в сравнение със слънчевия диск.
Небесна сфера
Северният полюс на Марс, поради наклона на оста на планетата, се намира в съзвездието Лебед (екваториални координати: право изкачване 21h 10m 42s, деклинация +52° 53.0? и не е маркиран от ярка звезда: най-близката до полюс е слаба звезда от шеста величина BD +52 2880 (други нейни обозначения са HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южният небесен полюс (координати 9h 10m 42s и -52° 53.0) се намира на няколко градуса от звездата Kappa Parus (видима величина 2,5) - нейната, по принцип, може да се счита за южната полярна звезда на Марс.
Зодиакалните съзвездия на марсианската еклиптика са подобни на тези, наблюдавани от Земята, с една разлика: когато се наблюдава годишното движение на Слънцето между съзвездията, то (подобно на други планети, включително Земята), напускайки източната част на съзвездието Риби , ще премине за 6 дни през северната част на съзвездието Кит пред как да влезе отново в западните Риби.
История на изследването на Марс
Изследването на Марс започва много отдавна, преди 3,5 хиляди години, в Древен Египет. Първите подробни доклади за позицията на Марс са съставени от вавилонски астрономи, които са разработили редица математически методи за предсказване на позицията на планетата. Използвайки данни от египтяните и вавилонците, древногръцките (елинистически) философи и астрономи разработиха подробен геоцентричен модел, за да обяснят движението на планетите. Няколко века по-късно индийски и ислямски астрономи изчислиха размера на Марс и разстоянието му от Земята. През 16 век Николай Коперник предлага хелиоцентричен модел за описване на слънчевата система с кръгови планетарни орбити. Резултатите му са ревизирани от Йоханес Кеплер, който въвежда по-точна елиптична орбита на Марс, съвпадаща с наблюдаваната.
През 1659 г. Франческо Фонтана, гледайки Марс през телескоп, прави първата рисунка на планетата. Той изобразява черно петно в центъра на ясно очертана сфера.
През 1660 г. към черното петно са добавени две полярни шапки, добавени от Жан Доминик Касини.
През 1888 г. Джовани Скиапарели, който учи в Русия, дава първите имена на отделни повърхностни характеристики: моретата на Афродита, Еритрейско, Адриатическо, Кимерийско; езерата Слънце, Лунное и Феникс.
Разцветът на телескопичните наблюдения на Марс настъпва в края на 19-ти - средата на 20-ти век. Това до голяма степен се дължи на обществения интерес и добре известните научни спорове около наблюдаваните марсиански канали. Сред астрономите от предкосмическата ера, които извършват телескопични наблюдения на Марс през този период, най-известните са Скиапарели, Пърсивал Ловел, Слайфър, Антониади, Барнард, Джари-Делог, Л. Еди, Тихов, Вакульор. Именно те поставиха основите на ареографията и съставиха първите подробни карти на повърхността на Марс - въпреки че те се оказаха почти напълно неверни, след като автоматичните сонди полетяха към Марс.
Колонизация на Марс
Очакван вид на Марс след тераформиране
Природните условия, относително близки до тези на Земята, улесняват донякъде тази задача. По-специално, на Земята има места, в които природните условия са подобни на тези на Марс. Изключително ниските температури в Арктика и Антарктида са сравними дори с най-студените температури на Марс, а екваторът на Марс може да бъде толкова топъл (+20°C) през летните месеци, колкото на Земята. На Земята има и пустини, които приличат на външен вид на марсианския пейзаж.
Но има значителни разлики между Земята и Марс. По-специално, магнитното поле на Марс е приблизително 800 пъти по-слабо от това на Земята. Заедно с разредената (стотици пъти в сравнение със земната) атмосфера, това увеличава количеството йонизиращо лъчение, достигащо нейната повърхност. Измерванията, извършени от американския безпилотен космически кораб The Mars Odyssey, показаха, че радиационният фон в орбитата на Марс е 2,2 пъти по-висок от фоновото лъчение на Международната космическа станция. Средната доза е приблизително 220 милирада на ден (2,2 милиграя на ден или 0,8 грея на година). Количеството радиация, получено в резултат на престой в такъв фон в продължение на три години, се доближава до установените граници за безопасност за астронавтите. На повърхността на Марс радиационният фон е малко по-нисък и дозата е 0,2-0,3 Gy годишно, като варира значително в зависимост от терена, надморската височина и локалните магнитни полета.
Химическият състав на минералите, често срещани на Марс, е по-разнообразен от този на други небесни тела близо до Земята. Според корпорацията 4Frontiers има достатъчно от тях, за да снабдят не само самия Марс, но и Луната, Земята и астероидния пояс.
Времето за полет от Земята до Марс (при сегашните технологии) е 259 дни в полуелипса и 70 дни в парабола. За комуникация с потенциални колонии може да се използва радиокомуникация, която има забавяне от 3-4 минути във всяка посока при най-близкото приближаване на планетите (което се повтаря на всеки 780 дни) и около 20 минути. при максимално разстояние на планетите; виж Конфигурация (астрономия).
Към днешна дата не са предприети практически стъпки за колонизиране на Марс, но развитието на колонизацията е в ход, например проектът Centenary Spaceship, разработването на обитаем модул за престой на планетата Deep Space Habitat.
Сред обектите на Слънчевата система Марс продължава да бъде най-любопитната и най-изследваната планета. През цялото време, през което човек е изучавал отблизо нашия близък космос, само четвъртата планета от Слънчевата система е получила такова внимание. Причината за този повишен интерес към нашата съседка е не само относителната й близост до нашия свят. Червената планета е интересна за човечеството от гледна точка на възможността за изследване на извънземното пространство.
Наличните днес данни за Меркурий и Венера показват, че това са извънземни светове, които са враждебни към нас. За тези планети природата е подготвила съдбата на физически и химически лаборатории. Марс в много отношения вече не е толкова мрачен и безжизнен. Не напразно тази планета държи литературните лаври като родно място на първата извънземна цивилизация. Защо Марс е толкова интересен за нас? С какво всъщност се сблъсква човек, когато насочи погледа си към малка, червеникава звезда на нощното небе?
Описание на червената планета
От целия списък на планетите в Слънчевата система Марс е може би единственият космически обект, който човек може да достигне днес. Това е втората най-близка до нас планета в Слънчевата система. Дори нивото на технологично развитие, което човешката цивилизация е достигнала, позволява да се правят планове за изследване на Марс и осъществяване на човешки полет до четвъртата планета от нашата звездна система. Ориентировъчно ще са необходими още 10-15 години за реализирането на тази мащабна и амбициозна програма. Но ако сравним подготвителните дейности, които сега вървят в тази насока, с програмата за посещение на човек на Луната, разликата е очевидна.
Според много данни, получени наскоро с помощта на автоматични космически сонди и роувъри, е възможно животът да е съществувал на червената планета преди милиони години. Не напразно, изучавайки получените изображения на повърхността на планетата Марс, учени от всички ивици са единодушни в мнението си - нашият съсед не е безнадежден. Има всички предпоставки да се смята, че четвъртата планета може да бъде още един оазис на живота в нашата Слънчева система. Това се улеснява от астрофизичните параметри на планетата, данните за марсианската атмосфера и климатичната картина на повърхността на нашия съсед.
Освен това, ако марсианските полюси са покрити с ледени шапки, версията за наличието на течна вода в недрата на планетата има право на живот. Ако се докаже, че течната вода има всички шансове да бъде в природата на червената планета, тогава въпросът за търсенето на форми на живот в това сурово място е само въпрос на време.
Привържениците на полезността на Марс за човешкото изследване се уверяват от информация за състава на марсианския въздух и астрофизични параметри, подобни на тези на Земята. Дори ако атмосферата на планетата е далеч от състава на въздушния слой на Земята, можем да говорим за относително приемливи условия. Много тънката атмосфера не вдъхва оптимизъм, но до известна степен е по-добра от картината, която виждаме на Меркурий или горещата Венера. Учените смятат, че според климатичните параметри времето на Марс е доста поносимо. Силните студове с температури до -170°C в полярните райони отстъпват място на тропическите горещини в екваториалните региони. През летните дни температурата достига +20°C. Но през зимата и особено през нощта температурата може да падне до -125°C.
С други думи, при подходяща техническа и физическа подготовка на човек марсианската среда може да бъде подходяща за обитаване. Не трябва да се отхвърля фактът, че подобни климатични условия са резултат от космически катаклизъм. Възможно е в далечното минало на планетата климатът на планетата да е бил по-топъл и марсианският живот да е вилнял на планетата. Това не може да се каже по отношение на други планети от земната група, където няма абсолютно никакъв намек за наличието на условия за възникване на живот.
Информацията, събрана днес от научната общност, дава всички основания да се счита Червената планета за удобен трамплин за последващи космически изследвания. Многобройни разработки на учени, полети на автоматични сонди до планетата и доставка на роувъри до Марс позволиха да се получи много полезна информация. Сега знаем почти всичко за марсианската почва и имаме представа за най-тежките прашни бури. Учените са получили подробни изображения на почти цялата повърхност на планетата, включително северните и южните полярни шапки. Остава само да се обработят тоновете получена информация и да се направят съответните изводи.
Кратко описание и характеристики на планетата
От гледна точка на академичната наука Марс е ясно дефинирана планета от земен тип. Леко издължената орбита на планетата е разположена 1,5 пъти по-далеч от Слънцето от орбитата на Земята. В перихелий Марс се отдалечава от нашата звезда на разстояние 250 милиона км, а в афелий планетата Марс е отделена от Слънцето на разстояние 207 милиона км. Червената планета е наполовина по-малка от нашата Земя. Диаметърът на четвъртата планета е 6 779 км, срещу 12 742 км. диаметър на Земята.
Ако Марс е само наполовина по-малък от Земята, тогава по отношение на масата Червената планета е десет пъти по-лека от нашата синя красота, 6,39E23 кг срещу 5,972E24 кг. Съответно, ускорението на свободното падане на нашия съсед е само 3,72 m/s2 срещу 9,807 m/s2. Въпреки всичките си миниатюрни размери, топографията на планетата е доста разнообразна. Червената планета съдържа планини и долини, огромни падини, дълбоки каньони и дори метеоритни кратери, подобни на лунни образувания. На повърхността на нашата съседка са открити изгаснали вулкани, което показва бурната младост на Марс. Тук се намира най-високият вулкан в Слънчевата система - планината Олимп. Върхът му докосва марсианското небе, достигайки 26 километра височина. Този изгаснал вулкан държи рекорд, като е 2,5 пъти по-голям от относителната височина на земния вулкан Мауна Кеа.
Въпреки разнообразния терен обаче, пейзажът на Марс е доста скучен и монотонен. Планинските вериги отстъпват място на безкрайни скалисти пустини. Светлите зони на повърхността на планетата обикновено се наричат континенти, докато тъмните зони са марсиански морета. Тези елементи на марсианския релеф заемат повече от 70% от площта на южното полукълбо на Марс.
С цялата монотонност на повърхността на Марс, планетата има своя собствена особеност. И двете полукълба на Марс се различават значително както по морфологични характеристики, така и по отношение на интензивността на външното въздействие. В северното полукълбо релефът е доминиран от долини и гладки равнини, въпреки че повърхността на самата планета в тази част е под средната. В южното полукълбо преобладават метеоритните кратери, а самата повърхност е издигната. Този факт до известна степен обяснява наличието на тектонични плочи, които са се движели в древността. Скучният марсиански пейзаж се озарява само от полярните шапки, разположени на северния и южния полюс на планетата.
Както всички земни планети, Марс има класическа структура:
- кора с дебелина от 100 km на полюсите до 8 km в екваториалната област в района на басейна на Hellas;
- междинен слой, състоящ се от полутечни скали;
- силикатна мантия с дебелина 1300-1500 km;
- желязно ядро с диаметър 2960 km, което е наполовина течно.
Червената планета има своя собствена атмосфера. Основно място в състава му заема въглеродният диоксид. В по-малка степен въздушната маса на планетата съдържа азот, водород и кислород. Наличието на водна пара е силно ограничено. Поради силното разреждане, атмосферното налягане на Марс е 150 пъти по-малко от налягането на Земята, само 6,1 милибара. Дебелината на газовата обвивка около планетата е 110 км.
Когато оценявате физическата информация за планетата, си струва да обърнете внимание на астрофизичните параметри на Марс, които в много отношения са подобни на параметрите на Земята. Четвъртата планета прави пълна обиколка около нашата звезда за 687 земни дни. В същото време скоростта на въртене на червената планета около собствената си ос е почти равна на скоростта на въртене на Земята - 24 часа и 37 минути. С други думи, времето на планетата изглежда по същия начин като на Земята. Поради ъгъла на наклон и скоростта на въртене на Марс има смяна на сезоните, което е доста рядко явление за други планети в Слънчевата система. Продължителността на сезоните на повърхността на нашата съседка варира. В северното полукълбо лятото продължава 177 марсиански дни, докато в южното полукълбо лятото е с 21 дни по-кратко.
Кратко описание и характер на изследването на Марс
От първите полети в космоса човекът не се е отказал от опитите си да започне да изучава съседните планети. Първа към Червената планета отиде американската космическа сонда Маринър 4, която за първи път снима Марс от близко разстояние, прелитайки покрай планетата. Последвалите мисии бяха по-задълбочени и с приложен характер. Американската сонда Маринър 9, след като достигна четвъртата планета, стана първият й изкуствен спътник. През 1971 г. първото кацане на Марс е извършено от съветския космически кораб Марс-3. Въпреки успешното кацане съветският апарат оцелява само 14 секунди. Последвалите опити за кацане на Марс завършват с неуспех.
Само американският космически кораб Viking 1 отново успя да направи меко кацане на планетата и да предостави на хората първите снимки на повърхността на Марс. По време на същата експедиция апаратът за първи път взема проби от марсианска почва и получава данни за състава на почвата. След това със завидна редовност съветски и американски космически кораби, автоматични сонди от космически агенции на различни страни, включително Китай, Япония и Европейската общност, бяха изпратени до четвъртата планета. През следващите 45 години от първия полет на Mariner 4 към Марс от Земята са организирани 48 експедиции до Червената планета. От този брой почти половината от мисиите завършват с неуспех.
Днес следните устройства продължават да изследват планетата:
- орбитален спътник на Марс - американският апарат "Марс-Одисей";
- от орбитата на планетата автоматичната сонда на Европейската космическа агенция „Марс Експрес“;
- американски орбитален и военен сателит Maven;
- индийската орбитална сонда "Mangalyaan" и космическата сонда "Trace Gas Orbiter" на ЕКА и Роскосмос.
Два американски марсохода Opportunity и Curiosity, които вече са станали легендарни творения на човешката мисъл, продължават да работят директно на планетата. Многобройни космически сонди, автоматични марсиански станции и роувъри - цялата тази технология е арсенал, хвърлен от научната общност за изследване на червената планета.
Постоянни спътници на Марс
Марс, въпреки размерите си, има два естествени спътника - Фобос и Деймос, триосни елипсоиди с размери съответно 26,8 × 22,4 × 18,4 km и 15 × 12,2 × 10,4 km.
Точният произход на тези небесни тела е неизвестен. Размерът на марсианските спътници и тяхната форма предизвикват множество спорове сред привържениците на различни теории за произхода на Фобос и Деймос. Предполага се, че това са астероиди, заснети от червената планета в зората на формирането на Слънчевата система. Доставчикът на материал за сателитите на Марс се счита за астероиден пояс, разположен между четвъртата планета и Юпитер.
Поддръжниците на друга версия за произхода на спътниците на червената планета са склонни към тяхната изкуствена природа. Древна марсианска цивилизация би могла да създаде и изстреля две изкуствено създадени небесни тела.
Най-близката планета до Слънцето и най-малката планета в системата, само 0,055% от размера на Земята. 80% от масата му е ядрото. Повърхността е скалиста, изсечена от кратери и фунии. Атмосферата е много разредена и се състои от въглероден диоксид. Температурата на слънчевата страна е +500°C, на обратната -120°C. На Меркурий няма гравитационно или магнитно поле.
Венера
Венера има много плътна атмосфера, съставена от въглероден диоксид. Температурата на повърхността достига 450°C, което се обяснява с постоянния парников ефект, налягането е около 90 Atm. Размерът на Венера е 0,815 от размера на Земята. Ядрото на планетата е направено от желязо. На повърхността има малко количество вода, както и много метанови морета. Венера няма спътници.
Планетата Земя
Единствената планета във Вселената, на която съществува живот. Почти 70% от повърхността е покрита с вода. Атмосферата се състои от сложна смес от кислород, азот, въглероден диоксид и инертни газове. Гравитацията на планетата е идеална. Ако беше по-малък, щеше да има кислород, ако беше по-голям, водородът щеше да се натрупа на повърхността и животът не би могъл да съществува.
Ако увеличите разстоянието от Земята до Слънцето с 1%, океаните ще замръзнат, ако го намалите с 5%, ще кипнат.
Марс
Поради високото съдържание на железен оксид в почвата, Марс има яркочервен цвят. Размерът му е 10 пъти по-малък от този на Земята. Атмосферата се състои от въглероден диоксид. Повърхността е покрита с кратери и изгаснали вулкани, най-високият от които е Олимп, височината му е 21,2 км.
Юпитер
Най-голямата от планетите в Слънчевата система. 318 пъти по-голям от Земята. Състои се от смес от хелий и водород. Вътрешността на Юпитер е гореща и затова в атмосферата му преобладават вихрови структури. Има 65 известни сателита.
Сатурн
Структурата на планетата е подобна на Юпитер, но преди всичко Сатурн е известен със своята система от пръстени. Сатурн е 95 пъти по-голям от Земята, но плътността му е най-ниската в Слънчевата система. Плътността му е равна на плътността на водата. Има 62 известни сателита.
Уран
Уран е 14 пъти по-голям от Земята. Уникален със страничното си въртене. Наклонът на оста му на въртене е 98°. Ядрото на Уран е много студено, защото освобождава цялата си топлина в космоса. Има 27 сателита.
Нептун
17 пъти по-голям от Земята. Отделя голямо количество топлина. Проявява слаба геоложка активност, на повърхността му има гейзери от. Има 13 сателита. Планетата е придружена от така наречените „троянци на Нептун“, които са тела с астероидна природа.
Атмосферата на Нептун съдържа големи количества метан, което му придава характерния син цвят.
Характеристики на планетите от слънчевата система
Отличителна черта на планетите от Слънчевата система е фактът, че те се въртят не само около Слънцето, но и по собствената си ос. Освен това всички планети са в по-голяма или по-малка степен топли небесни тела.
Червената планета - Марс - е кръстена на древноримския бог на войната със същото име, подобно на Арес сред гърците. Това е четвъртата планета в Слънчевата система по отдалеченост от Слънцето. Смята се, че кървавочервеният цвят на планетата, който й се придава от железния оксид, е повлиял на името й.
Марс винаги е представлявал интерес не само за учените, но и за обикновените хора от различни професии. Всичко това, защото човечеството имаше големи надежди за тази планета, защото повечето хора се надяваха, че животът съществува и на повърхността на Марс. Повечето научнофантастични романи са написани специално за планетата Марс. Опитвайки се да проникнат в тайните и да разгадаят нейните мистерии, хората бързо изучават повърхността и структурата на планетата. Но досега не сме успели да получим отговор на въпроса, който тревожи всички: „има ли живот на Марс?“ Марс се върти по леко издължената си орбита около Слънцето за 687 земни дни със скорост 24 km/s. Радиусът му е 1,525 астрономически единици. Разстоянието от Земята до Марс постоянно се променя от минимум 55 милиона км до максимум 400 милиона км. Големите противопоставяния са онези периоди от време, които се повтарят веднъж на всеки 16-17 години, когато разстоянието между тези две планети стане по-малко от 60 милиона км. Един ден на Марс е само с 41 минути по-дълъг от този на Земята и е 24 часа 62 минути. Смяната на деня и нощта, както и на сезоните също на практика повтаря земните. Има и климатични зони, но поради по-голямото разстояние от Слънцето те са много по-сурови, отколкото на нашата планета. Така средната температура е около –50 °C. Радиусът на Марс е 3397 км, което е почти половината от радиуса на Земята - 6378.
Повърхност и структура на Марс
Марс, заедно с други планети от земния тип, се състои от кора с дебелина до 50 km, мантия с дебелина до 1800 km и ядро с диаметър 2960 km.
В центъра на Марс плътността достига 8,5 g/m3. В хода на дългосрочни изследвания беше установено, че вътрешната структура на Марс и сегашната му повърхност се състои главно от базалт. Предполага се, че преди няколко милиона, може би милиарди години планетата Марс е имала атмосфера. Съответно водата е била в течно състояние. За това свидетелстват множество речни корита – меандри, които все още могат да се наблюдават. Характерните геоложки образувания на дъното им показват, че са се случили в продължение на много дълъг период от време. Сега няма необходимите условия за това и водата се намира само в почвените слоеве, под самата повърхност на Марс. Това явление се нарича пермафрост (вечна замръзналост). Описанията на Марс и неговите характеристики често се срещат в доклади на известни изследователи на Червената планета.
Останалата повърхност на Марс и нейният релеф имат не по-малко уникални находки. Структурата на Марс се характеризира с дълбоки кратери. В същото време на тази планета се намира най-високата планина в цялата слънчева система - Олимп - изгаснал марсиански вулкан с височина 27,5 км и диаметър 6000 м. Има и грандиозна система от каньони Маринерис с дължина от около 4 хиляди км и цял регион древни вулкани - Елизиум.
Фобос и Деймос са естествени, но много малки спътници на Марс. Те имат неправилна форма и според една от версиите са астероиди, заловени от гравитацията на Марс. Сателитите на Марс Фобос (страх) и Деймос (ужас) са герои от древногръцки митове, в които те помагат на бога на войната Арес (Марс) да печели битки. През 1877 г. те са открити от американския астроном Асаф Хол. И двата спътника се въртят по оста си с еднакъв период, както около Марс, поради което винаги са обърнати на една и съща страна към планетата. Деймос постепенно се отдалечава от Марс, а Фобос, напротив, се привлича още повече. Но това се случва много бавно, следователно е малко вероятно нашите следващи поколения да могат да видят падането или пълното разпадане на спътника или падането му върху планетата.
Характеристики на Марс
Тегло: 6,4*1023 кг (0,107 земна маса)
Диаметър на екватора: 6794 км (0,53 диаметъра на Земята)
Наклон на оста: 25°
Плътност: 3,93 g/cm3
Температура на повърхността: –50 °C
Период на въртене около оста (дни): 24 часа 39 минути 35 секунди
Разстояние от Слънцето (средно): 1.53 a. д. = 228 милиона км
Орбитален период около Слънцето (година): 687 дни
Орбитална скорост: 24,1 km/s
Орбитален ексцентрицитет: e = 0,09
Наклон на орбитата спрямо еклиптиката: i = 1,85°
Гравитационно ускорение: 3,7 m/s2
Луни: Фобос и Деймос
Атмосфера: 95% въглероден диоксид, 2,7% азот, 1,6% аргон, 0,2% кислород
