-
Температура на экваторе планеты колеблется от +30 °C в полдень до −80 °С в полночь. Вблизи полюсов температура может упасть до −143 °С.
Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного — 6,1 мбар
на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе,
давление у поверхности сильно изменяется. Максимальное значение
8,4 мбар достигается в бассейне Эллада (4 км ниже среднего уровня поверхности), а на вершине горы Олимп
(27 км выше среднего уровня) оно всего 0,5 мбар. В отличие от Земли,
масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с
таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ.
Существуют доказательства того, что в прошлом атмосфера могла быть
более плотной, и на поверхности Марса существовала жидкая вода.
Атмосфера состоит на 95 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 0,1 % водяного пара, 0,07 % угарного газа. Марсианская ионосфера простирается в пределах от 110 до 130 км над поверхностью планеты.
По результатам наблюдений с Земли и данных космического аппарата «Марс Экспресс» в атмосфере Марса обнаружен метан.
В условиях Марса этот газ довольно быстро разлагается, поэтому должен
существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может
быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий.
Поверхность
Поверхностный слой марсианской почвы содержит 21 % кремния, 12,7 % железа, 5 % магния, 4 % кальция, 3 % алюминия, 3,1 % серы (в 100 раз больше, чем в земных породах). Основная составляющая почвы — кремнезём, содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 10 %), придающих почве красноватый цвет. Тёмные области отражают примерно втрое меньше света, чем светлые.
Полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной — углекислого газа и вековой — водяного льда. По данным со спутника Mars Express толщина шапок может составлять от 1 м до 3,7 км. Аппарат Mars Odyssey обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.
Т. н. «чёрная дыра» (колодец) диаметром более 150 м на поверхности Марса. Видна часть боковой стенки. Склон горы Арсия (фото Mars Reconnaissance Orbiter)
Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газа в противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10—40 м/с, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит к пылевым бурям.
Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность
планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение
температуры в атмосфере Марса.
На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Данные марсоходов НАСА Спирит и Оппортьюнити также свидетельствуют о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды).
На вулканической возвышенности Тарсис обнаружено несколько необычных глубоких колодцев. Судя по снимку аппарата Mars Reconnaissance Orbiter,
сделанному в 2007 году, один из них имеет диаметр 150 метров, а
освещённая часть стенки уходит в глубину не менее, чем на 178 метров.
Высказана гипотеза о вулканическом происхождении этих образований.[6]
Внутреннее строение
Предполагают, что внутреннее строение Марса таково: кора толщиной 100 км, мантия толщиной 1500 км и ядро радиуса 1700 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³.
Ареография
Топографическая карта Марса
Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие
название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями.
Вблизи полюсов осенью образуются белые пятна — полярные шапки, исчезающие в начале лета. Моря сосредоточены в основном в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии только два крупных моря — Ацидалиум и Большой Сырт.
Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури.
Это в своё время служило доводом в пользу того, что тёмные участки
покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с
которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные
снимки показывают, что на самом деле тёмные участки состоят из групп
тёмных полос и пятен, связанных с кратерами,
холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и
долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с
изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным
веществом.
Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года.
Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они
разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере
и на поверхности Марса. Южная полярная шапка может достигать широты
50°, северная — 50°. По мере того, как весной полярная шапка в одном из
полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть. Для
земного наблюдателя кажется, что волна потемнения распространяется от
полярной шапки к экватору, хотя орбитальные аппараты не фиксируют
каких-либо существенных изменений.
Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру
поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км над
средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные
материки. На севере поверхность в основном находится ниже среднего
уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно
гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой
и эрозии.
Такое различие полушарий остаётся необъяснённым. Граница между
полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к
экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении
на север. Вдоль неё встречаются самые эродированные участки марсианской
поверхности.
Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд. лет.
Можно выделить несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским
дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные,
кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа
уникальны для Марса — кратеры с валом образовались там, где по
поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались
там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой
эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является бассейн Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).
В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы
и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия
(вследствие оползней или катастрофического высвобождения подземных
вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто
находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее
приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное
таяние подповерхностного льда.
В северном полушарии помимо обширных вулканических равнин находятся две области крупных вулканов — Тарсис и Элизиум.
Тарсис — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км,
достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три
крупных щитовых вулкана — Арсия, Павонис (Павлин) и Аскреус. На краю Тарсиса находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп.
Олимп достигает 27 км высоты, и охватывает площадь 550 км диаметром,
окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в
10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа.
Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизиум —
возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя
вулканами — Гекатес, Элизиум и Альбор.
Возвышенность Тарсис также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долина Маринера —
тянется в широтном направлении почти на 4500 км (четверть окружности
планеты), достигая ширины 600 км и глубины 7—10 км; по своим размерам
этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни.
Спутники Марса
Основная статья: Спутники Марса.
Естественными спутниками Марса являются:
Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 г.
Изучение Марса
Изображения Марса с разной степенью детализации в разные годы
В настоящее время на орбите Марса находятся 3 активно работающие АМС —
На поверхности планеты работают два марсохода — Spirit и Opportunity.
Невыполненные по причине потери аппаратов миссии:
Космические аппараты, изучавшие Марс:
Планируемые миссии:
Другие планируемые миссии:
Интересные факты
- Долина Маринера является самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Его общая длина — около 4500 км, максимальная ширина — 600 км, а глубина — 7 км. Каньон, который был открыт космическим «Маринер-9» в 1971 году, мог бы занять всю территорию США,
от океана до океана. Предположительно канбон образовался в результате
падения огромного метеорита, в результате чего на планете лопнул
огромный участок марсианской коры.
- Вулкан Олимпус Монс - самая высокая гора и самый большой вулкан в Солнечной системе.
Источник: http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9C%D0%B0%D1%80%D1%81_(%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0) | 
