Cintilante nos dias de confronto com uma sinistra cor vermelho-sangue e causando medo místico primitivo, a misteriosa e misteriosa estrela, que os antigos romanos batizaram em homenagem ao deus da guerra Marte (Ares entre os gregos), dificilmente caberia em um nome feminino. Os gregos também o chamavam de Phaeton por sua aparência "radiante e brilhante", que a superfície de Marte deve à cor brilhante e ao relevo "lunar" com crateras vulcânicas, amassados de impactos de meteoritos gigantes, vales e desertos.
Características orbitais
A excentricidade da órbita elíptica de Marte é 0,0934, causando assim a diferença entre as distâncias máxima (249 milhões de km) e mínima (207 milhões de km) ao Sol, devido à qual a quantidade de energia solar que entra no planeta varia dentro de 20-30%.
A velocidade orbital média é 24,13 km/s. Martegira completamente ao redor do Sol em 686,98 dias terrestres, o que excede o período da Terra duas vezes, e gira em torno de seu próprio eixo quase da mesma maneira que a Terra (em 24 horas e 37 minutos). O ângulo de inclinação da órbita ao plano da eclíptica, de acordo com várias estimativas, é determinado de 1,51 ° a 1,85 °, e a inclinação da órbita ao equador é de 1,093 °. Em relação ao equador do Sol, a órbita de Marte é inclinada em um ângulo de 5,65 ° (e a Terra é de cerca de 7 °). Uma inclinação significativa do equador do planeta em relação ao plano da órbita (25,2°) leva a mudanças climáticas sazonais significativas.
Parâmetros físicos do planeta
Marte entre os planetas do sistema solar está em sétimo lugar em termos de tamanho, e em termos de distância do Sol ocupa a quarta posição. O volume do planeta é 1,638×1011 km³, e o peso é 0,105-0,108 massas terrestres (6,441023 kg), rendendo a ele em densidade cerca de 30% (3,95 g/cm3). A aceleração de queda livre na região equatorial de Marte é determinada na faixa de 3,711 a 3,76 m/s². A área de superfície é estimada em 144.800.000 km². A pressão atmosférica flutua dentro de 0,7-0,9 kPa. A velocidade necessária para vencer a gravidade (segundo espaço) é de 5.072 m/s. No hemisfério sul, a superfície média de Marte é 3–4 km mais alta do que no hemisfério norte.
Condições climáticas
A massa total da atmosfera de Marte é de cerca de 2,51016 kg, mas durante o ano varia muito devido ao derretimento ou "congelamento" das calotas polares contendo dióxido de carbono. A pressão média ao nível da superfície (cerca de 6,1 mbar) é quase 160 vezes menor do que perto da superfície do nosso planeta, mas em depressões profundasatinge 10mbar. De acordo com várias fontes, as quedas de pressão sazonais variam de 4,0 a 10 mbar.
95,32% da atmosfera de Marte consiste em dióxido de carbono, cerca de 4% é argônio e nitrogênio, e oxigênio junto com vapor de água é inferior a 0,2%.
Uma atmosfera altamente rarefeita não pode reter calor por muito tempo. Apesar da "cor quente" que distingue o planeta Marte dos demais, a temperatura na superfície cai para -160°C no pólo no inverno e no equador no verão, a superfície só pode aquecer até +30°C durante o dia.
O clima é sazonal, assim como na Terra, mas o alongamento da órbita de Marte leva a diferenças significativas na duração e regime de temperatura das estações. A primavera e o verão frios do hemisfério norte juntos duram muito mais da metade do ano marciano (371 dias marcianos), e o inverno e o outono são curtos e moderados. Os verões do sul são quentes e curtos, enquanto os invernos são frios e longos.
As mudanças climáticas sazonais são mais claramente manifestadas no comportamento das calotas polares, compostas de gelo com uma mistura de partículas finas de rochas semelhantes a poeira. A frente da calota polar norte pode se afastar do pólo em quase um terço da distância até o equador, e o limite da calota sul atinge metade dessa distância.
A temperatura na superfície do planeta foi determinada já no início dos anos 20 do século passado por um termômetro localizado exatamente no foco de um telescópio refletor apontado para Marte. As primeiras medições (até 1924) mostraram valores de -13 a -28 ° C, e em 1976 foram especificados os limites inferior e superior de temperaturaaterrissou em Marte pela espaçonave Viking.
Tempestades de poeira marcianas
A "exposição" das tempestades de poeira, sua escala e comportamento revelaram um mistério há muito mantido por Marte. A superfície do planeta muda misteriosamente de cor, cativando observadores desde os tempos antigos. Tempestades de poeira acabaram sendo a causa do "camaleonismo".
Mudanças repentinas de temperatura no Planeta Vermelho causam ventos violentos desenfreados, cuja velocidade chega a 100 m / s, e a baixa gravidade, apesar da rarefação do ar, permite que os ventos levantem enormes massas de poeira a uma altura de mais de 10 km.
Tempestades de poeira também são alimentadas por um aumento acentuado da pressão atmosférica causado pela evaporação do dióxido de carbono congelado das calotas polares de inverno.
Tempestades de poeira, como mostram as imagens da superfície de Marte, gravitam espacialmente em direção às calotas polares e podem cobrir áreas enormes, com duração de até 100 dias.
Outra visão empoeirada, que Marte deve a mudanças anômalas de temperatura, são os tornados, que, ao contrário dos "colegas" terrestres, vagam não apenas em áreas desérticas, mas também se hospedam nas encostas de crateras de vulcões e funis de impacto, sendo compreendidos para cima até 8 km. Seus traços acabaram por ser desenhos gigantes com listras ramificadas que permaneceram misteriosos por muito tempo.
Tempestades de poeira e tornados ocorrem principalmente durante as grandes oposições, quando no hemisfério sul o verão cai no período da passagem de Marte pelo ponto da órbita mais próximo do Solplanetas (periélio).
As imagens da superfície de Marte, obtidas pela sonda Mars Global Surveyor, , que orbita o planeta desde 1997, revelaram-se muito frutíferas para os tornados.
Alguns tornados deixam rastros, varrendo ou sugando uma camada superficial solta de partículas finas do solo, outros nem deixam "impressões digitais", outros, furiosamente, desenham figuras intrincadas, pelas quais foram chamados de dust devils. Os redemoinhos trabalham, via de regra, sozinhos, mas também não recusam as "representações" do grupo.
Recursos de alívio
Provavelmente, todos que, armados com um poderoso telescópio, olharam para Marte pela primeira vez, a superfície do planeta imediatamente se assemelhava à paisagem lunar, e em muitas áreas isso é verdade, mas ainda assim a geomorfologia de Marte é peculiar e único.
As características regionais do relevo do planeta se devem à assimetria de sua superfície. As superfícies planas predominantes do hemisfério norte estão 2-3 km abaixo do nível condicionalmente zero, e no hemisfério sul, a superfície complicada por crateras, vales, cânions, depressões e colinas está 3-4 km acima do nível de base. A zona de transição entre os dois hemisférios, de 100 a 500 km de largura, é expressa morfologicamente por uma escarpa gigante fortemente erodida, com quase 2 km de altura, cobrindo quase 2/3 do planeta em circunferência e traçada por um sistema de falhas.
As formas de relevo predominantes que caracterizam a superfície de Marte são apresentadaspontilhada de crateras de várias géneses, plan altos e depressões, estruturas de impacto de depressões circulares (bacias multi-anéis), plan altos linearmente alongados (cumes) e bacias escarpadas de formato irregular.
Elevações de topo plano com bordas íngremes (mesas), extensas crateras planas (vulcões-escudo) com encostas erodidas, vales sinuosos com afluentes e ramos, plan altos nivelados (platôs) e áreas de vales semelhantes a canyons alternados aleatoriamente (labirintos)) são comuns.
Características de Marte são depressões afundando com um relevo caótico e disforme, degraus extensos e complexamente construídos (falhas), uma série de cumes e sulcos subparalelos, bem como vastas planícies de aparência completamente "terrestre".
Bacias de crateras anulares e grandes crateras (mais de 15 km de diâmetro) são as características morfológicas definidoras de grande parte do hemisfério sul.
As regiões mais altas do planeta com os nomes de Tharsis e Elysium estão localizadas no hemisfério norte e representam enormes plan altos vulcânicos. O Tharsis Plateau, elevando-se acima da planície circundante por quase 6 km, se estende por 4.000 km de longitude e 3.000 km de latitude. No plan alto existem 4 vulcões gigantes com uma altura de 6,8 km (Monte Alba) a 21,2 km (Monte Olimpo, diâmetro 540 km). Os picos das montanhas (vulcões) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) e Arsia (Arsia) estão a uma altitude de 14, 18 e 19 km, respectivamente. O Monte Alba fica sozinho a noroeste de uma fileira estrita de outros vulcões eÉ uma estrutura vulcânica de escudo com um diâmetro de cerca de 1500 km. Vulcão Olympus (Olympus) - a montanha mais alta não apenas em Marte, mas em todo o sistema solar.
Duas vastas planícies meridionais contíguas à província de Tharsis a leste e a oeste. As marcas da superfície da planície ocidental com o nome Amazônia estão próximas do nível zero do planeta, e as partes mais baixas da depressão oriental (Chris Plain) estão 2-3 km abaixo do nível zero.
Na região equatorial de Marte está o segundo maior plan alto vulcânico do Elísio, com cerca de 1500 km de diâmetro. O plan alto se eleva de 4 a 5 km acima da base e possui três vulcões (Monte Elísio propriamente dito, Albor Dome e Monte Hekate). O Monte Elísio mais alto cresceu para 14 km.
A leste do plan alto de Tharsis, na região equatorial, um gigantesco sistema de vales (cânions) em forma de rifte Mariner se estende ao longo da escala de Marte (quase 5 km), excedendo o comprimento de um dos maiores Grand Canyons na terra por quase 10 vezes e 7 vezes mais largos e profundos. A largura média dos vales é de 100 km, e as bordas quase escarpadas de seus lados atingem uma altura de 2 km. A linearidade das estruturas indica sua origem tectônica.
Dentro das alturas do hemisfério sul, onde a superfície de Marte é simplesmente repleta de crateras, existem as maiores depressões de choque circulares do planeta com os nomes de Argir (cerca de 1500 km) e Hellas (2300 km).
A Planície Hellas é mais profunda que todas as depressões do planeta (quase 7000 m abaixo do nível médio), e o excesso da Planície Argir éem relação ao nível do morro circundante é de 5,2 km. Uma planície arredondada semelhante, a Planície de Ísis (1100 km de diâmetro), está localizada na região equatorial do hemisfério oriental do planeta e adjacente à Planície Elísia no norte.
Em Marte, cerca de 40 bacias multi-anéis são conhecidas, mas menores em tamanho.
No hemisfério norte encontra-se a maior planície do planeta (Planície Norte), margeando a região polar. Os marcadores das planícies estão abaixo do nível zero da superfície do planeta.
Paisagens Eólicas
Seria difícil descrever a superfície da Terra em poucas palavras, referindo-se ao planeta como um todo, mas para ter uma ideia de que tipo de superfície Marte tem, basta chamar deserto arenoso rochoso e sem vida e seco, marrom-avermelhado, porque o relevo dissecado do planeta é suavizado por depósitos aluviais soltos.
As paisagens eólicas, compostas por material arenoso-siltoso com poeira e formadas como resultado da atividade do vento, cobrem quase todo o planeta. São dunas comuns (como na Terra) (transversais, longitudinais e diagonais) que variam em tamanho de algumas centenas de metros a 10 km, bem como depósitos eólico-glaciais em camadas das calotas polares. O relevo especial "criado por Éolo" está confinado a estruturas fechadas - o fundo de grandes cânions e crateras.
A atividade morfológica do vento, que determina as características peculiares da superfície de Marte, manifestou-se em intensaerosão (deflação), que resultou na formação de superfícies características, "gravadas" com estruturas celulares e lineares.
Formações eólico-glaciais laminadas, compostas por gelo misturado com precipitação, cobrem as calotas polares do planeta. Seu poder é estimado em vários quilômetros.
Características geológicas da superfície
De acordo com uma das hipóteses existentes da composição moderna e estrutura geológica de Marte, o núcleo interno de um tamanho pequeno, consistindo principalmente de ferro, níquel e enxofre, primeiro derreteu a partir da substância primária do planeta. Então, ao redor do núcleo, formou-se uma litosfera homogênea com cerca de 1000 km de espessura, junto com a crosta, na qual, provavelmente, a atividade vulcânica ativa continua até hoje com a ejeção de porções de magma sempre novas para a superfície. A espessura da crosta marciana é estimada em 50-100 km.
Desde que o homem começou a olhar para as estrelas mais brilhantes, os cientistas, como todas as pessoas que não são indiferentes aos vizinhos universais, entre outros mistérios, estavam principalmente interessados na superfície de Marte.
Quase todo o planeta está coberto por uma camada de poeira vermelho-amarelada acastanhada misturada com material silte e arenoso fino. Os principais componentes do solo solto são os silicatos com uma grande mistura de óxidos de ferro, dando à superfície um tom avermelhado.
De acordo com os resultados de numerosos estudos realizados por naves espaciais, as flutuações na composição elementar de depósitos soltos da camada superficial do planeta não são tão significativas a ponto de sugerir uma grande variedade de composição mineral das montanhasrochas que compõem a crosta marciana.
Estabelecido no solo teor médio de silício (21%), ferro (12,7%), magnésio (5%), cálcio (4%), alumínio (3%), enxofre (3,1%), bem como potássio e cloro (<1%) indicaram que a base dos depósitos soltos da superfície são os produtos da destruição de rochas ígneas e vulcânicas de composição básica, próximas aos bas altos da terra. A princípio, os cientistas duvidaram da significativa diferenciação da casca de pedra do planeta em termos de composição mineral, mas os estudos dos alicerces de Marte realizados como parte do projeto Mars Exploration Rover (EUA) levaram à descoberta sensacional de análogos de terrestres andesitos (rochas de composição intermediária).
Esta descoberta, posteriormente confirmada por inúmeros achados de rochas semelhantes, permitiu julgar que Marte, como a Terra, pode ter uma crosta diferenciada, como evidenciado pelos teores significativos de alumínio, silício e potássio.
Com base em um grande número de imagens captadas por naves espaciais e que permitiram avaliar em que consiste a superfície de Marte, além de rochas ígneas e vulcânicas, é evidente a presença de rochas vulcânico-sedimentares e depósitos sedimentares em do planeta, que são reconhecidos pela característica separação de placas e fragmentos de camadas de afloramentos.
A natureza da estratificação das rochas pode indicar sua formação nos mares e lagos. Áreas de rochas sedimentares foram registradas em muitos lugares do planeta e são mais frequentemente encontradas em vastas crateras.
Os cientistas não excluem a formação "seca" da precipitação de sua poeira marciana com sualitificação (petrificação).
Formações de permafrost
Um lugar especial na morfologia da superfície de Marte é ocupado por formações de permafrost, a maioria das quais apareceu em diferentes estágios da história geológica do planeta como resultado de movimentos tectônicos e influência de fatores exógenos.
Com base no estudo de um grande número de imagens espaciais, os cientistas concluíram unanimemente que a água desempenha um papel significativo na formação da aparência de Marte junto com a atividade vulcânica. As erupções vulcânicas levaram ao derretimento da cobertura de gelo, que, por sua vez, serviu para desenvolver a erosão hídrica, cujos vestígios ainda são visíveis hoje.
O fato de o permafrost em Marte ter se formado já nos estágios iniciais da história geológica do planeta é evidenciado não apenas pelas calotas polares, mas também por relevos específicos semelhantes à paisagem em zonas de permafrost na Terra.
Formações semelhantes a vórtices, que parecem depósitos em camadas nas regiões polares do planeta em imagens de satélite, de perto são um sistema de terraços, saliências e depressões que formam uma variedade de formas.
Os depósitos da calota polar com vários quilômetros de espessura consistem em camadas de dióxido de carbono e gelo de água misturados com silte e material silte fino.
As formas de relevo de subsidência características da zona equatorial de Marte estão associadas ao processo de destruição de estratos criogênicos.
Água em Marte
Na maior parte da superfície de Marte, a água não pode existir em estado líquidoestado devido à baixa pressão, mas em algumas regiões com área total de cerca de 30% da área do planeta, os especialistas da NASA admitem a presença de água líquida.
Reservas de água estabelecidas de forma confiável no Planeta Vermelho estão concentradas principalmente na camada próxima à superfície do permafrost (criosfera) com uma espessura de até muitas centenas de metros.
Os cientistas não excluem a existência de lagos relíquias de água líquida e sob as camadas das calotas polares. Com base no volume estimado da criolitosfera marciana, as reservas de água (gelo) são estimadas em cerca de 77 milhões de km³, e se levarmos em conta o provável volume de rochas descongeladas, esse número pode diminuir para 54 milhões de km³.
Além disso, há uma opinião de que sob a criolitosfera pode haver camadas com colossais reservas de água salgada.
Muitos fatos indicam a presença de água na superfície do planeta no passado. As principais testemunhas são os minerais, cuja formação implica a participação da água. Em primeiro lugar, é hematita, minerais argilosos e sulfatos.
nuvens marcianas
A quantidade total de água na atmosfera do planeta "dessecado" é mais de 100 milhões de vezes menor do que na Terra, e ainda assim a superfície de Marte é coberta, embora rara e imperceptível, mas nuvens reais e até azuladas, no entanto, consistindo de poeira de gelo. A nebulosidade se forma em uma ampla faixa de altitudes de 10 a 100 km e concentra-se principalmente na faixa equatorial, raramente ultrapassando os 30 km.
Névoas de gelo e nuvens também são comuns perto das calotas polares no inverno (névoa polar), mas aqui elas podem"cair" abaixo de 10 km.
Nuvens podem adquirir uma cor rosa pálida quando partículas de gelo se misturam com a poeira levantada da superfície.
Nuvens de uma grande variedade de formas foram registradas, incluindo onduladas, listradas e cirros.
Paisagem marciana da altura humana
Pela primeira vez ver como é a superfície de Marte da altura de um homem alto (2,1 m) permitiu o "braço" do rover curiosidade armado com uma câmera em 2012. Diante do olhar atônito do robô, apareceu uma planície "arenosa", pedregosa, pontilhada de pequenos paralelepípedos, com raros afloramentos planos, possivelmente leito rochoso, rochas vulcânicas.
Uma imagem monótona e monótona de um lado foi animada pelo cume montanhoso da borda da cratera Gale, e do outro lado pela massa levemente inclinada do Monte Sharp, 5,5 km de altura, que foi objeto de a caça da espaçonave.
Ao planejar a rota ao longo do fundo da cratera, os autores do projeto, aparentemente, nem suspeitavam que a superfície de Marte, tomada pelo rover Curiosity, fosse tão diversa e heterogênea, ao contrário do que expectativa de ver apenas um deserto monótono e monótono.
No caminho para o Monte Sharp, o robô teve que superar superfícies planas e fraturadas, declives suaves de rochas vulcânico-sedimentares (a julgar pela textura em camadas nas lascas), bem como colapsos de blocos de azul escuro rochas vulcânicas com superfície celular.
O aparato ao longo do caminho disparou contra alvos "indicados de cima" (paralelepípedos) com pulsos de laser e perfurou pequenos poços (até 7 cm de profundidade) para estudar a composição do material das amostras. A análise do material obtido, além dos teores de elementos rochosos característicos de rochas de composição básica (bas altos), mostrou a presença de compostos de enxofre, nitrogênio, carbono, cloro, metano, hidrogênio e fósforo, ou seja, "componentes da vida".
Além disso, foram encontrados minerais argilosos, formados na presença de água com acidez neutra e baixa concentração de sal.
Com base nessas informações, em conjunto com informações obtidas anteriormente, os cientistas estavam inclinados a concluir que bilhões de anos atrás havia água líquida na superfície de Marte, e a densidade da atmosfera é muito maior do que hoje.
Estrela da Manhã de Marte
Desde que a espaçonave Mars Global Surveyor orbitou o Planeta Vermelho a uma distância de 139 milhões de km ao redor do mundo em maio de 2003, esta é a aparência da Terra vista da superfície de Marte.
Mas, na verdade, nosso planeta parece de lá aproximadamente da maneira como vemos Vênus nas horas da manhã e da noite, brilhando apenas na escuridão acastanhada do céu marciano, um pequeno ponto solitário (exceto pela fracamente distinguível Lua) é um pouco mais brilhante que Vênus.
A primeira imagem da Terra vista da superfície foifeito na madrugada do rover Spirit em março de 2004, e a Terra posou "de mãos dadas com a Lua" para a espaçonave Curiosity em 2012 e ficou ainda "mais bonito" do que da primeira vez.
