De atmosfeer van Mars - chemische samenstelling, weersomstandigheden en klimaat in het verleden. Algemene informatie over de atmosfeer van Mars

Mars, de vierde planeet die het verst van de zon verwijderd is, is al lange tijd het voorwerp van intensieve aandacht van de wereldwetenschap. Deze planeet lijkt erg op de aarde, met één kleine maar noodlottige uitzondering: de atmosfeer van Mars maakt niet meer dan één procent uit van het volume van de atmosfeer van de aarde. De gasvormige omhulling van elke planeet is de bepalende factor die het uiterlijk en de omstandigheden op het oppervlak bepaalt. Het is bekend dat alle rotsachtige werelden van het zonnestelsel onder ongeveer dezelfde omstandigheden zijn gevormd op een afstand van 240 miljoen kilometer van de zon. Als de omstandigheden voor de vorming van de aarde en Mars vrijwel hetzelfde waren, waarom zijn deze planeten dan nu zo verschillend?

Het draait allemaal om de grootte: Mars, gevormd uit hetzelfde materiaal als de aarde, had ooit een vloeibare en hete metalen kern, net als onze planeet. Het bewijs zijn de vele uitgestorven vulkanen op Maar de “rode planeet” is veel kleiner dan de aarde. Dit betekent dat het sneller afkoelde. Toen de vloeibare kern uiteindelijk afkoelde en stolde, eindigde het convectieproces en daarmee verdween het magnetische schild van de planeet, de magnetosfeer. Als gevolg hiervan bleef de planeet weerloos tegen de vernietigende energie van de zon, en werd de atmosfeer van Mars bijna volledig meegesleept door de zonnewind (een gigantische stroom radioactieve geïoniseerde deeltjes). De “Rode Planeet” is veranderd in een levenloze, saaie woestijn...

Nu is de atmosfeer op Mars een dunne, ijle gasschil, die niet bestand is tegen de penetratie van het dodelijke gas dat het oppervlak van de planeet verbrandt. De thermische relaxatie van Mars is enkele ordes van grootte kleiner dan die van bijvoorbeeld Venus, waarvan de atmosfeer veel dichter is. De atmosfeer van Mars, die een te lage warmtecapaciteit heeft, produceert meer uitgesproken gemiddelde dagelijkse windsnelheden.

De samenstelling van de atmosfeer van Mars wordt gekenmerkt door een zeer hoog gehalte (95%). De atmosfeer bevat ook stikstof (ongeveer 2,7%), argon (ongeveer 1,6%) en een kleine hoeveelheid zuurstof (niet meer dan 0,13%). De atmosferische druk op Mars is 160 keer hoger dan die aan het oppervlak van de planeet. In tegenstelling tot de atmosfeer van de aarde heeft de gasschil hier een uitgesproken variabel karakter, vanwege het feit dat de poolkappen van de planeet, die enorme hoeveelheden kooldioxide bevatten, gedurende één jaarlijkse cyclus smelten en bevriezen.

Volgens gegevens verkregen van het onderzoeksruimtevaartuig Mars Express bevat de atmosfeer van Mars wat methaan. De eigenaardigheid van dit gas is de snelle ontbinding ervan. Dit betekent dat er ergens op de planeet een bron moet zijn voor de aanvulling van methaan. Er kunnen hier slechts twee opties zijn: ofwel geologische activiteit, waarvan de sporen nog niet zijn ontdekt, ofwel de vitale activiteit van micro-organismen, die ons begrip van de aanwezigheid van levenscentra in het zonnestelsel kan veranderen.

Een karakteristiek effect van de atmosfeer van Mars zijn stofstormen die maandenlang kunnen woeden. Deze dichte luchtdeken van de planeet bestaat voornamelijk uit koolstofdioxide met kleine insluitsels van zuurstof en waterdamp. Dit aanhoudende effect is te wijten aan de extreem lage zwaartekracht van Mars, waardoor zelfs een uiterst ijle atmosfeer miljarden tonnen stof van het oppervlak kan optillen en lange tijd kan vasthouden.

Sfeer van Mars, net als de atmosfeer van Venus, bestaat voornamelijk uit koolstofdioxide, hoewel het veel dunner is. Na de ontdekking van methaan in 2003 werd het atmosferisch onderzoek met grote opwinding hervat. De aanwezigheid van methaan kan indirect wijzen op de aanwezigheid van leven op Mars, hoewel het waarschijnlijker is dat dit sporen zijn van de vulkanische of hydrothermische activiteit van de planeet.

De atmosfeer bestaat uit 96% koolstofdioxide, 2,1% argon en 1,9% stikstof. Er werden ook sporen van zuurstof, methaan, koolmonoxide en kooldioxide en kleine hoeveelheden waterdamp in de vorm van koude wolken aangetroffen. De concentratie koolstofdioxide op Mars is 23 keer hoger dan op aarde. Dit maakt het onmogelijk dat er leven op Mars bestaat. In ieder geval het leven waaraan we allemaal gewend zijn op onze geboorteaarde.

Samenstelling van de atmosfeer van Mars.

De samenstelling van de atmosfeer, evenals de massa, fluctueert sterk tijdens het Marsjaar. In de winter condenseert het grootste deel van de koolstofdioxide in de poolkappen, waardoor de atmosfeer dunner wordt. In de zomer verdampt dit deel en neemt de dichtheid van de atmosfeer toe.

Maar zowel in de winter als in de zomer is de dichtheid van de atmosfeer niet zo hoog dat temperatuurschommelingen worden gladgestreken. Gedurende één dag op Mars stijgt de temperatuur boven de 100 o C. Overdag stijgt de temperatuur naar +30 o C en 's nachts daalt deze naar -80 o C. Aan de polen daalt de minimumtemperatuur nog verder, naar -150 o C .

De atmosferische druk op Mars bedraagt ​​600 Pa. Ter vergelijking: op aarde is de atmosferische druk 101 Pa, en op Venus maar liefst 9,3 MPa. Op Olympus Mons, het hoogste punt op Mars, bedraagt ​​de atmosferische druk een schamele 30 Pa. En op het diepste punt van de planeet, in de Hellas-vlakte, bereikt het 1155 Pa.

Waarnemingen met de Mars Exploration Rover vanaf het oppervlak van Mars lieten zien dat de lucht ondanks de dunne atmosfeer behoorlijk stoffig is. De hemel op Mars is voortdurend gekleurd met lichtbruin en oranje. Zwevende zand- en stofdeeltjes stijgen tot een hoogte van 1,5 km. boven het oppervlak van de planeet en als gevolg van lage druk behoorlijk lang volhouden.

Geschiedenis van de atmosfeer

Wetenschappers geloven dat de atmosfeer van Mars gedurende het leven van de planeet is veranderd. Er zijn aanwijzingen dat de planeet enkele miljarden jaren geleden enorme oceanen had. Maar op dit moment kan water alleen bestaan ​​in de vorm van stoom of ijs. Ten eerste kan de atmosferische druk alleen op de laagste punten van de planeet water in vloeibare toestand ‘vasthouden’. En ten tweede is de gemiddelde oppervlaktetemperatuur -63 o C, dus water kan alleen in vaste toestand voorkomen.

In het begin van zijn geschiedenis kende Mars echter gunstiger omstandigheden. Begin 2013 werd bekend dat de atmosfeer van Mars ongeveer 4 miljard jaar geleden rijk was aan zuurstof (). Te midden van mogelijke redenen De uitputting van zuurstof in de atmosfeer wordt als volgt genoemd:

1. Geleidelijke vernietiging van de atmosfeer door de zonnewind.
2. Een botsing met een enorme meteoriet of komeet die catastrofale gevolgen had voor Mars.
3. Door de lage zwaartekracht van Mars kan er geen atmosfeer behouden blijven.

Potentieel voor menselijk gebruik

Hoe kan iemand de atmosfeer van Mars gebruiken? Deze vraag wordt steeds vaker gesteld, omdat de kolonisatie van Mars niet langer op een onmogelijke fantasiedroom lijkt. Ja, er zijn nog steeds meer vragen dan antwoorden. Maar problemen moeten één voor één worden opgelost, en niet allemaal tegelijk.

Koolstofdioxide uit de atmosfeer van Mars kan worden gebruikt om raketbrandstof te maken voor terugkeer naar de aarde. Er zijn verschillende mogelijkheden om dit rijke volume aan CO 2 te benutten, één daarvan is het Sabatier-proces. Dit chemische proces is de reactie van kooldioxide met waterstof via een nikkelkatalysator. Deze reactie produceert zuurstof en methaan.

De reactie van Sabatier wordt al "uitgeprobeerd" door wetenschappers van NASA om kooldioxide te recyclen in het internationale ruimtestation dat overblijft nadat de astronauten ademen. Daarom hebben we op Mars misschien geen zuurstof in de atmosfeer nodig - we zullen het zelf produceren.

Mars is de vierde planeet die het verst verwijderd is van de zon en de zevende (voorlaatste) grootste planeet in het zonnestelsel; De massa van de planeet is 10,7% van de massa van de aarde. Vernoemd naar Mars, de oude Romeinse oorlogsgod, overeenkomend met de oude Griekse Ares. Mars wordt soms de ‘rode planeet’ genoemd vanwege de roodachtige tint van het oppervlak die wordt veroorzaakt door ijzeroxide.

Mars is een aardse planeet met een ijle atmosfeer (de druk aan het oppervlak is 160 keer minder dan die van de aarde). Kenmerken van het oppervlaktereliëf van Mars kunnen worden beschouwd als inslagkraters zoals die op de maan, maar ook als vulkanen, valleien, woestijnen en poolijskappen zoals die op aarde.

Mars heeft twee natuurlijke satellieten - Phobos en Deimos (vertaald uit het Oudgrieks - "angst" en "horror" - de namen van de twee zonen van Ares die hem vergezelden in de strijd), die relatief klein zijn (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km breed) en hebben onregelmatige vorm.

Grote opposities van Mars, 1830-2035

Jaar	datum	Afstand, een. e.
1830	19 september	0,388
1845	18 augustus	0,373
1860	17 juli	0,393
1877	5 september	0,377
1892	4 augustus	0,378
1909	24 september	0,392
1924	23 augustus	0,373
1939	23 juli	0,390
1956	10 september	0,379
1971	10 augustus	0,378
1988	22 september	0,394
2003	28 augustus	0,373
2018	27 juli	0,386
2035	15 september	0,382

Mars is de vierde meest verwijderde van de zon (na Mercurius, Venus en de aarde) en de zevende grootste planeet in het zonnestelsel (en overtreft alleen Mercurius in massa en diameter). De massa van Mars is 10,7% van de massa van de aarde (6,423 1023 kg versus 5,9736 1024 kg voor de aarde), het volume is 0,15 van dat van de aarde en de gemiddelde lineaire diameter is 0,53 de diameter van de aarde (6800 km ).

De topografie van Mars heeft veel unieke kenmerken. De uitgedoofde vulkaan Mount Olympus op Mars is de hoogste berg in het zonnestelsel, en Valles Marineris is de grootste kloof. Bovendien leverden in juni 2008 drie artikelen, gepubliceerd in het tijdschrift Nature, bewijs voor de grootste bekende inslagkrater in het zonnestelsel op het noordelijk halfrond van Mars. De lengte is 10.600 km en de breedte 8.500 km, wat ongeveer vier keer groter is dan de grootste inslagkrater die eerder ook op Mars werd ontdekt, vlakbij de zuidpool.

Naast een vergelijkbare oppervlaktetopografie heeft Mars een rotatieperiode en seizoenscycli die vergelijkbaar zijn met die van de aarde, maar het klimaat is veel kouder en droger dan dat van de aarde.

Tot de eerste vlucht langs Mars door het ruimtevaartuig Mariner 4 in 1965 geloofden veel onderzoekers dat er vloeibaar water op het oppervlak zat. Deze mening was gebaseerd op waarnemingen van periodieke veranderingen in lichte en donkere gebieden, vooral op de poolbreedten, die vergelijkbaar waren met continenten en zeeën. Donkere groeven op het oppervlak van Mars zijn door sommige waarnemers geïnterpreteerd als irrigatiekanalen voor vloeibaar water. Later werd bewezen dat deze groeven een optische illusie waren.

Vanwege de lage druk kan water niet in vloeibare toestand op het oppervlak van Mars voorkomen, maar het is waarschijnlijk dat de omstandigheden in het verleden anders waren, en daarom kan de aanwezigheid van primitief leven op de planeet niet worden uitgesloten. Op 31 juli 2008 werd ijswater op Mars ontdekt door NASA's ruimtevaartuig Phoenix.

In februari 2009 had de orbitale verkenningsconstellatie in een baan om Mars drie operationele ruimtevaartuigen: Mars Odyssey, Mars Express en Mars Reconnaissance Satellite, meer dan rond enige andere planeet behalve de aarde.

Het oppervlak van Mars is momenteel onderzocht door twee rovers: Spirit en Opportunity. Er zijn ook verschillende inactieve landers en rovers op het oppervlak van Mars die de verkenning hebben voltooid.

De geologische gegevens die ze verzamelden suggereren dat het grootste deel van het oppervlak van Mars voorheen bedekt was met water. Waarnemingen van de afgelopen tien jaar hebben op sommige plaatsen op het oppervlak van Mars zwakke geiseractiviteit aan het licht gebracht. Volgens waarnemingen van het ruimtevaartuig Mars Global Surveyor trekken delen van de zuidelijke poolkap van Mars zich geleidelijk terug.

Mars is vanaf de aarde met het blote oog te zien. De schijnbare magnitude bedraagt ​​2,91 meter (bij zijn dichtste nadering tot de aarde), wat qua helderheid de tweede is na Jupiter (en niet altijd tijdens een grote oppositie) en Venus (maar alleen in de ochtend of avond). Normaal gesproken is oranje Mars tijdens een grote oppositie het helderste object aan de nachtelijke hemel van de aarde, maar dit gebeurt slechts eens in de 15-17 jaar gedurende één tot twee weken.

Orbitale kenmerken

De minimale afstand van Mars tot de aarde is 55,76 miljoen km (wanneer de aarde precies tussen de zon en Mars staat), de maximale afstand is ongeveer 401 miljoen km (wanneer de zon precies tussen de aarde en Mars staat).

De gemiddelde afstand van Mars tot de zon is 228 miljoen km (1,52 AU), en de omwentelingsperiode rond de zon bedraagt ​​687 aardse dagen. De baan van Mars heeft een vrij opvallende excentriciteit (0,0934), dus de afstand tot de zon varieert van 206,6 tot 249,2 miljoen km. De helling van de baan van Mars is 1,85°.

Mars staat het dichtst bij de aarde tijdens oppositie, wanneer de planeet zich in de tegenovergestelde richting van de zon bevindt. Opposities worden elke 26 maanden herhaald op verschillende punten in de baan van Mars en de aarde. Maar eens in de 15 tot 17 jaar doen zich opposities voor op een moment dat Mars zich in de buurt van zijn perihelium bevindt; Bij deze zogenaamde grote opposities (de laatste was in augustus 2003) is de afstand tot de planeet minimaal en bereikt Mars zijn grootste hoekgrootte van 25,1 inch en helderheid van 2,88 meter.

fysieke eigenschappen

Vergelijking van de afmetingen van de aarde (gemiddelde straal 6371 km) en Mars (gemiddelde straal 3386,2 km)

In termen van lineaire afmetingen is Mars bijna half zo groot als de aarde: de equatoriale straal bedraagt ​​3396,9 km (53,2% van die van de aarde). De oppervlakte van Mars is ongeveer gelijk aan de landoppervlakte op aarde.

De polaire straal van Mars is ongeveer 20 km kleiner dan die van de evenaar, hoewel de rotatieperiode van de planeet langer is dan die van de aarde, wat reden geeft om aan te nemen dat de rotatiesnelheid van Mars in de loop van de tijd verandert.

De massa van de planeet is 6,418·1023 kg (11% van de massa van de aarde). De versnelling van de zwaartekracht op de evenaar is 3,711 m/s (0,378 aarde); de eerste ontsnappingssnelheid is 3,6 km/s en de tweede is 5,027 km/s.

De rotatieperiode van de planeet bedraagt ​​24 uur 37 minuten en 22,7 seconden. Een Marsjaar bestaat dus uit 668,6 Mars-zonnedagen (zogenaamde sols).

Mars draait om zijn as, schuin ten opzichte van de loodlijn op het baanvlak onder een hoek van 24°56°. De kanteling van de rotatie-as van Mars zorgt ervoor dat de seizoenen veranderen. Tegelijkertijd leidt de verlenging van de baan tot grote verschillen in hun duur - bijvoorbeeld de noordelijke lente en zomer, samengenomen, laatste 371 sols, dat wil zeggen merkbaar meer dan de helft van het Marsjaar. Tegelijkertijd komen ze voor in een deel van de baan van Mars dat ver van de zon verwijderd is. Daarom is op Mars de noordelijke zomer lang en koel, en de zuidelijke zomer kort en heet.

Sfeer en klimaat

De atmosfeer van Mars, foto van de Viking-orbiter, 1976. De "smileykrater" van Halle is links zichtbaar

De temperaturen op aarde variëren van -153 °C aan de polen in de winter tot ruim 20 °C aan de evenaar rond het middaguur. De gemiddelde temperatuur bedraagt ​​-50°C.

De atmosfeer van Mars, die voornamelijk uit koolstofdioxide bestaat, is erg dun. De druk aan het oppervlak van Mars is 160 keer minder dan op aarde: 6,1 mbar op gemiddeld oppervlakteniveau. Door het grote hoogteverschil op Mars varieert de druk aan het oppervlak enorm. De geschatte dikte van de atmosfeer is 110 km.

Volgens NASA (2004) bestaat de atmosfeer van Mars voor 95,32% uit koolstofdioxide; het bevat ook 2,7% stikstof, 1,6% argon, 0,13% zuurstof, 210 ppm waterdamp, 0,08% koolmonoxide, stikstofoxide (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2, 5 ppm, halfzwaar water waterstof- deuterium-zuurstof (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, xenon (Xe) - 0,08 ppm.

Volgens gegevens van de Viking-lander (1976) werd in de atmosfeer van Mars ongeveer 1-2% argon, 2-3% stikstof en 95% koolstofdioxide bepaald. Volgens de gegevens van de Mars-2- en Mars-3-satellieten ligt de ondergrens van de ionosfeer op een hoogte van 80 km, de maximale elektronenconcentratie van 1,7 105 elektron/cm3 bevindt zich op een hoogte van 138 km, de andere twee maxima liggen op een hoogte van 85 en 107 km.

Radioverlichting van de atmosfeer met radiogolven van 8 en 32 cm door de Mars-4 AMS op 10 februari 1974 toonde de aanwezigheid aan van de nachtionosfeer van Mars met een hoofdionisatiemaximum op een hoogte van 110 km en een elektronenconcentratie van 4,6 × 103 elektron/cm3, evenals secundaire maxima op een hoogte van 65 en 185 km.

Atmosfeer druk

Volgens NASA-gegevens voor 2004 bedraagt ​​de atmosferische druk bij de gemiddelde straal 6,36 mb. Dichtheid aan het oppervlak ~0,020 kg/m3, totale massa van de atmosfeer ~2,5·1016 kg.
Veranderingen in de atmosferische druk op Mars, afhankelijk van het tijdstip van de dag, vastgelegd door de Mars Pathfinder-lander in 1997.

In tegenstelling tot de aarde varieert de massa van de atmosfeer van Mars het hele jaar door sterk als gevolg van het smelten en bevriezen van de poolkappen die koolstofdioxide bevatten. Tijdens de winter bevriest 20-30 procent van de gehele atmosfeer op de poolkap, bestaande uit koolstofdioxide. Seizoensdrukdalingen zijn volgens verschillende bronnen de volgende waarden:

Volgens NASA (2004): van 4,0 tot 8,7 mbar bij de gemiddelde straal;
Volgens Encarta (2000): 6 tot 10 mbar;
Volgens Zubrin en Wagner (1996): 7 tot 10 mbar;
Volgens de Viking 1-lander: van 6,9 naar 9 mbar;
Volgens de Mars Pathfinder-lander: vanaf 6,7 mbar.

Het Hellas Impact Basin is de diepste plaats waar de hoogste atmosferische druk op Mars te vinden is

Op de landingsplaats van de Mars-6-sonde in de Erythraeïsche Zee werd een oppervlaktedruk van 6,1 millibar geregistreerd, wat destijds werd beschouwd als de gemiddelde druk op de planeet, en vanaf dit niveau werd overeengekomen om de hoogten en diepten te berekenen op Mars. Volgens de gegevens van dit apparaat, verkregen tijdens de afdaling, bevindt de tropopauze zich op een hoogte van ongeveer 30 km, waar de druk 5,10-7 g/cm3 bedraagt ​​(zoals op aarde op een hoogte van 57 km).

Het Hellas-gebied (Mars) is zo diep dat de atmosferische druk ongeveer 12,4 millibar bereikt, wat boven het tripelpunt van water (~6,1 mb) en onder het kookpunt ligt. Bij een voldoende hoge temperatuur zou daar water in vloeibare toestand kunnen voorkomen; bij deze druk kookt water echter al bij +10 °C en verandert het in stoom.

Op de top van de hoogste 27 km lange Olympus-vulkaan kan de druk variëren van 0,5 tot 1 mbar (Zurek 1992).

Voordat de landingsmodules op het oppervlak van Mars landden, werd de druk gemeten als gevolg van de verzwakking van radiosignalen van de Mariner 4-, Mariner 6- en Mariner 7-sondes toen ze de schijf van Mars binnendrongen - 6,5 ± 2,0 mb op gemiddeld oppervlakteniveau, dat is 160 keer minder dan op aarde; hetzelfde resultaat werd aangetoond door spectrale waarnemingen van het Mars-3 ruimtevaartuig. Bovendien bereikt de druk in gebieden die zich onder het gemiddelde niveau bevinden (bijvoorbeeld in het Amazonegebied van Mars), volgens deze metingen 12 mb.

Sinds de jaren dertig. Sovjet-astronomen probeerden de atmosferische druk te bepalen met behulp van fotografische fotometriemethoden - door de verdeling van de helderheid langs de diameter van de schijf in verschillende bereiken van lichtgolven. Voor dit doel hebben de Franse wetenschappers B. Liot en O. Dollfus waarnemingen gedaan van de polarisatie van licht dat wordt verstrooid door de atmosfeer van Mars. Een samenvatting van optische waarnemingen werd in 1951 gepubliceerd door de Amerikaanse astronoom J. de Vaucouleurs, en ze verkregen een druk van 85 mb, bijna vijftien keer overschat als gevolg van interferentie door atmosferisch stof.

Klimaat

Microscopische foto van een hematietknobbel van 1,3 cm, gemaakt door de Opportunity-rover op 2 maart 2004, toont de vroegere aanwezigheid van vloeibaar water

Het klimaat is, net als op aarde, seizoensgebonden. Tijdens het koude seizoen kan er zelfs buiten de poolkappen lichte vorst op het oppervlak ontstaan. Het Phoenix-apparaat registreerde sneeuwval, maar de sneeuwvlokken verdampten voordat ze het oppervlak bereikten.

Volgens NASA (2004) is de gemiddelde temperatuur ~210 K (-63 °C). Volgens de Viking-landers ligt het dagelijkse temperatuurbereik tussen 184 K en 242 K (-89 tot -31 °C) (Viking-1), en de windsnelheid: 2-7 m/s (zomer), 5-10 m /s (herfst), 17-30 m/s (stofstorm).

Volgens gegevens van de landingssonde Mars-6 is de gemiddelde temperatuur van de troposfeer van Mars 228 K, in de troposfeer daalt de temperatuur met gemiddeld 2,5 graden per kilometer en is de stratosfeer boven de tropopauze (30 km) gedaald. een vrijwel constante temperatuur van 144 K.

Volgens onderzoekers van het Carl Sagan Center is er de afgelopen decennia een opwarmingsproces gaande op Mars. Andere deskundigen zijn van mening dat het te vroeg is om dergelijke conclusies te trekken.

Er zijn aanwijzingen dat in het verleden de atmosfeer dichter had kunnen zijn en het klimaat warm en vochtig had kunnen zijn, en dat er vloeibaar water en regen op het oppervlak van Mars was. Het bewijs van deze hypothese is de analyse van de ALH 84001-meteoriet, waaruit bleek dat de temperatuur op Mars ongeveer 4 miljard jaar geleden 18 ± 4 °C bedroeg.

Stofduivels

Stofduivels gefotografeerd door de Opportunity-rover op 15 mei 2005. De cijfers in de linkerbenedenhoek geven de tijd in seconden aan sinds het eerste frame.

Sinds de jaren zeventig. Als onderdeel van het Viking-programma, evenals de Opportunity-rover en andere voertuigen, werden talloze stofduivels geregistreerd. Dit zijn luchtwervelingen die dichtbij het aardoppervlak ontstaan ​​en grote hoeveelheden zand en stof de lucht in tillen. Op aarde worden vaak vortexen waargenomen (in Engelssprekende landen worden ze stofduivels genoemd), maar op Mars kunnen ze veel grotere afmetingen bereiken: 10 keer hoger en 50 keer breder dan die op aarde. In maart 2005 verdween de vortex zonnepanelen bij de Spirit-rover.

Oppervlak

Tweederde van het oppervlak van Mars wordt ingenomen door lichte gebieden die continenten worden genoemd, ongeveer een derde bestaat uit donkere gebieden die zeeën worden genoemd. De zeeën zijn voornamelijk geconcentreerd op het zuidelijk halfrond van de planeet, tussen 10 en 40° noorderbreedte. Op het noordelijk halfrond zijn er slechts twee grote zeeën: Acidalia en Greater Syrtis.

De aard van de donkere gebieden is nog steeds een punt van discussie. Ze blijven bestaan ​​ondanks stofstormen die op Mars woeden. Ooit ondersteunde dit de veronderstelling dat donkere gebieden bedekt waren met vegetatie. Nu wordt aangenomen dat dit eenvoudigweg gebieden zijn waaruit, vanwege hun topografie, stof gemakkelijk wordt weggeblazen. Grootschalige afbeeldingen laten zien dat de donkere gebieden in feite bestaan ​​uit groepen donkere strepen en vlekken die verband houden met kraters, heuvels en andere obstakels op het pad van de wind. Seizoensgebonden en langdurige veranderingen in hun grootte en vorm houden blijkbaar verband met een verandering in de verhouding tussen de oppervlakten bedekt met lichte en donkere materie.

De hemisferen van Mars verschillen behoorlijk sterk in de aard van hun oppervlak. Op het zuidelijk halfrond ligt het oppervlak 1-2 km boven het gemiddelde en is het dicht bezaaid met kraters. Dit deel van Mars lijkt op de maancontinenten. In het noorden is het grootste deel van het oppervlak onder het gemiddelde, er zijn weinig kraters en het grootste deel bestaat uit relatief gladde vlaktes, waarschijnlijk gevormd door lava-overstromingen en erosie. Dit hemisferische verschil blijft een punt van discussie. De grens tussen de hemisferen volgt ongeveer grote cirkel, 30° hellend ten opzichte van de evenaar. De grens is breed en onregelmatig en vormt een helling naar het noorden. Daarlangs bevinden zich de meest geërodeerde gebieden van het oppervlak van Mars.

Er zijn twee alternatieve hypothesen naar voren gebracht om de hemisferische asymmetrie te verklaren. Volgens een van hen zijn lithosferische platen in een vroeg geologisch stadium ‘samen bewogen’ (misschien per ongeluk) naar één halfrond, zoals het continent Pangea op aarde, en vervolgens ‘bevroren’ in deze positie. Een andere hypothese suggereert een botsing tussen Mars en een kosmisch lichaam ter grootte van Pluto.
Topografische kaart van Mars, volgens Mars Global Surveyor, 1999.

Het grote aantal kraters op het zuidelijk halfrond suggereert dat het oppervlak hier oud is: 3-4 miljard jaar oud. Er zijn verschillende soorten kraters: grote kraters met een platte bodem, kleinere en jongere komvormige kraters die op de maan lijken, omrande kraters en verhoogde kraters. De laatste twee typen zijn uniek voor Mars: omrande kraters die ontstonden waar vloeibare ejecta over het oppervlak stroomden, en verhoogde kraters die ontstonden waar een deken van kraterejecta het oppervlak beschermde tegen winderosie. Het grootste kenmerk van de oorsprong van de inslag is de Hellas-vlakte (ongeveer 2100 km breed).

In het gebied met een chaotisch landschap nabij de grens van het halfrond ondervond het oppervlak grote gebieden van breuk en compressie, soms gevolgd door erosie (als gevolg van aardverschuivingen of catastrofaal vrijkomen van grondwater), evenals overstromingen door vloeibare lava. Chaotische landschappen liggen vaak aan de kop van grote kanalen die door water worden doorsneden. De meest aanvaardbare hypothese voor hun gezamenlijke vorming is het plotselinge smelten van ondergronds ijs.

Valles Marineris op Mars

Op het noordelijk halfrond zijn er, naast uitgestrekte vulkanische vlaktes, twee gebieden met grote vulkanen: Tharsis en Elysium. Tharsis is een uitgestrekte vulkanische vlakte met een lengte van 2000 km en een hoogte van 10 km boven het gemiddelde niveau. Er zijn drie grote schildvulkanen: de berg Arsia, de berg Pavlina en de berg Askrian. Aan de rand van Tharsis ligt de berg Olympus, de hoogste op Mars en in het zonnestelsel. Olympus bereikt een hoogte van 27 km ten opzichte van de basis en 25 km ten opzichte van het gemiddelde oppervlakteniveau van Mars, en bestrijkt een gebied met een diameter van 550 km, omgeven door kliffen die op sommige plaatsen een hoogte van 7 km bereiken. Het volume van Olympus is 10 keer groter dan het volume van de grootste vulkaan op aarde, Mauna Kea. Er zijn ook verschillende kleinere vulkanen hier gevestigd. Elysium - een hoogte tot zes kilometer boven het gemiddelde, met drie vulkanen: Hecate's Dome, Mount Elysium en Albor Dome.

Volgens andere gegevens (Faure en Mensing, 2007) is de hoogte van Olympus 21.287 meter boven het maaiveld en 18 kilometer boven het omringende gebied, en is de diameter van de basis ongeveer 600 km. De basis heeft een oppervlakte van 282.600 km2. De caldera (de depressie in het centrum van de vulkaan) is 70 km breed en 3 km diep.

De Tharsis Rise wordt ook doorkruist door vele tektonische fouten, vaak zeer complex en uitgebreid. De grootste daarvan, de Valles Marineris, strekt zich in breedterichting uit over bijna 4000 km (een kwart van de omtrek van de planeet), met een breedte van 600 en een diepte van 7-10 km; Deze fout is qua omvang vergelijkbaar met de Oost-Afrikaanse Rift op aarde. De grootste aardverschuivingen in het zonnestelsel vinden plaats op de steile hellingen. Valles Marineris is de grootste bekende kloof in het zonnestelsel. De kloof, die in 1971 door het ruimtevaartuig Mariner 9 werd ontdekt, zou de hele Verenigde Staten kunnen bestrijken, van oceaan tot oceaan.

Panorama van de Victoriakrater, gemaakt door de Opportunity-rover. Het werd gedurende drie weken gefilmd, tussen 16 oktober en 6 november 2006.

Panorama van het oppervlak van Mars in het Husband Hill-gebied, gemaakt door de Spirit-rover van 23 tot 28 november 2005.

IJs- en poolkappen

De noordelijke poolkap in de zomer, foto door Mars Global Surveyor. De lange, brede breuk die door de kap aan de linkerkant loopt, is de noordelijke breuk

Verschijning Mars varieert sterk, afhankelijk van de tijd van het jaar. Allereerst zijn de veranderingen in de poolijskappen opvallend. Ze nemen toe en afnemen en creëren seizoenspatronen in de atmosfeer en het oppervlak van Mars. De zuidelijke poolkap kan een breedtegraad van 50° bereiken, de noordelijke poolkap ook 50°. De diameter van het permanente deel van de noordelijke poolkap bedraagt ​​1000 km. Terwijl de poolkap op één halfrond zich in de lente terugtrekt, beginnen de kenmerken van het aardoppervlak donkerder te worden.

De poolkappen bestaan ​​uit twee componenten: seizoensgebonden (koolstofdioxide) en seculier waterijs. Volgens gegevens van de Mars Express-satelliet kan de dikte van de kappen variëren van 1 m tot 3,7 km. De Mars Odyssey-sonde ontdekte actieve geisers op de zuidelijke poolkap van Mars. Volgens NASA-experts barstten kooldioxidestralen tijdens de opwarming van de lente naar grote hoogten en namen stof en zand mee.

Foto's van Mars waarop een stofstorm te zien is. Juni - september 2001

Het smelten van de poolkappen in de lente leidt tot een scherpe toename van de atmosferische druk en de verplaatsing van grote gasmassa's naar het tegenovergestelde halfrond. De snelheid van de wind die in dit geval waait is 10-40 m/s, soms tot 100 m/s. De wind tilt grote hoeveelheden stof van het oppervlak, wat leidt tot stofstormen. Zware stofstormen verduisteren het oppervlak van de planeet bijna volledig. Stofstormen hebben een merkbaar effect op de temperatuurverdeling in de atmosfeer van Mars.

In 1784 vestigde astronoom W. Herschel de aandacht op seizoensveranderingen in de grootte van de poolkappen, naar analogie met het smelten en bevriezen van ijs in de poolgebieden van de aarde. In de jaren 1860. De Franse astronoom E. Lie observeerde een golf van verduistering rond de smeltende poolkap in de lente, die vervolgens werd geïnterpreteerd door de hypothese van de verspreiding van smeltwater en de groei van vegetatie. Spectrometrische metingen die aan het begin van de 20e eeuw zijn uitgevoerd. bij het Lovell Observatory in Flagstaff door W. Slifer toonden echter niet de aanwezigheid aan van een lijn van chlorofyl, het groene pigment van terrestrische planten.

Uit foto's van Mariner 7 was het mogelijk om vast te stellen dat de poolijskappen enkele meters dik zijn, en de gemeten temperatuur van 115 K (-158 °C) bevestigde de mogelijkheid dat het uit bevroren kooldioxide bestaat - "droogijs".

De heuvel, die het Mitchell-gebergte wordt genoemd, gelegen nabij de zuidpool van Mars, ziet eruit als een wit eiland wanneer de poolkap smelt, aangezien gletsjers in de bergen later smelten, ook op aarde.

Gegevens van de Mars Reconnaissance Satellite maakten het mogelijk om een ​​aanzienlijke ijslaag te detecteren onder rotsachtige puinhopen aan de voet van de bergen. De gletsjer, honderden meters dik, beslaat een gebied van duizenden vierkante kilometers, en verder onderzoek zou informatie kunnen opleveren over de geschiedenis van het klimaat op Mars.

"Rivierbedden" en andere kenmerken

Er zijn veel geologische formaties op Mars die lijken op watererosie, met name droge rivierbeddingen. Volgens één hypothese zouden deze kanalen gevormd kunnen zijn als gevolg van catastrofale gebeurtenissen op korte termijn en zijn ze geen bewijs van het bestaan ​​van het riviersysteem op de lange termijn. Recent bewijs suggereert echter dat de rivieren gedurende geologisch belangrijke perioden stroomden. Er werden met name omgekeerde kanalen (dat wil zeggen kanalen die boven de omgeving uitstaken) ontdekt. Op aarde worden dergelijke formaties gevormd als gevolg van de langdurige accumulatie van dichte bodemsedimenten, gevolgd door uitdroging en verwering van de omringende rotsen. Bovendien zijn er aanwijzingen voor verschuivende geulen in de rivierdelta naarmate het oppervlak geleidelijk stijgt.

Op het zuidwestelijk halfrond werd in de Eberswalde-krater een rivierdelta ontdekt met een oppervlakte van ongeveer 115 km2. De rivier die de delta uitspoelde was ruim 60 km lang.

Gegevens van NASA's Mars-rovers Spirit en Opportunity wijzen ook op de aanwezigheid van water in het verleden (er zijn mineralen gevonden die zich alleen kunnen hebben gevormd als gevolg van langdurige blootstelling aan water). Het Phoenix-apparaat ontdekte ijsafzettingen direct in de grond.

Bovendien werden op de hellingen donkere strepen ontdekt, wat erop wijst dat er in de moderne tijd vloeibaar zout water aan het oppervlak verschijnt. Ze verschijnen kort na het begin van de zomer en verdwijnen in de winter, "stromen rond" verschillende obstakels, smelten samen en divergeren. "Het is moeilijk voor te stellen dat dergelijke structuren uit iets anders dan vloeistofstromen zouden kunnen zijn ontstaan", zegt NASA-wetenschapper Richard Zurek.

Er zijn verschillende ongebruikelijke diepe bronnen ontdekt op het vulkanische hoogland van Tharsis. Afgaande op de opname van de Mars Reconnaissance Satellite uit 2007 heeft één ervan een diameter van 150 meter en gaat het verlichte deel van de muur maar liefst 178 meter diep. Er is een hypothese naar voren gebracht over de vulkanische oorsprong van deze formaties.

Aanzuigen

De elementaire samenstelling van de oppervlaktelaag van de bodem van Mars is, volgens gegevens van landers, op verschillende plaatsen niet hetzelfde. Het hoofdbestanddeel van de grond is silica (20-25%), dat een mengsel van ijzeroxidehydraten bevat (tot 15%), waardoor de grond een roodachtige kleur krijgt. Er zijn aanzienlijke onzuiverheden van zwavel-, calcium-, aluminium-, magnesium- en natriumverbindingen (een paar procent voor elk).

Volgens gegevens van NASA's Phoenix-sonde (landing op Mars op 25 mei 2008) liggen de pH-verhouding en enkele andere parameters van de bodem van Mars dicht bij die op aarde, en zou het theoretisch mogelijk zijn om er planten op te kweken. “In feite hebben we ontdekt dat de bodem op Mars aan de eisen voldoet en ook de noodzakelijke elementen bevat voor het ontstaan ​​en in stand houden van leven, zowel in het verleden, het heden als de toekomst”, zegt de hoofdchemicus van het project, Sam Coonaves. Bovendien kunnen veel mensen volgens hem deze alkalische grondsoort in ‘hun achtertuin’ vinden en is deze zeer geschikt voor de teelt van asperges.

Er zit ook een aanzienlijke hoeveelheid waterijs in de grond op de landingsplaats. De Mars Odyssey-orbiter ontdekte ook dat er afzettingen van waterijs onder het oppervlak van de rode planeet zitten. Later werd deze veronderstelling bevestigd door andere apparaten, maar de kwestie van de aanwezigheid van water op Mars werd uiteindelijk opgelost in 2008, toen de Phoenix-sonde, die nabij de noordpool van de planeet landde, water uit de bodem van Mars ontving.

Geologie en interne structuur

In het verleden was er op Mars, net als op aarde, beweging van lithosferische platen. Dit wordt bevestigd door de kenmerken magnetisch veld Mars, de locaties van sommige vulkanen, bijvoorbeeld in de provincie Tharsis, evenals de vorm van de Valles Marineris. De huidige stand van zaken, waarin vulkanen veel langer kunnen bestaan ​​dan op aarde en gigantische afmetingen kunnen bereiken, suggereert dat deze beweging nu tamelijk afwezig is. Dit wordt ondersteund door het feit dat schildvulkanen groeien als gevolg van herhaalde uitbarstingen uit dezelfde luchtopening gedurende een lange periode. Op aarde veranderden vulkanische punten, als gevolg van de beweging van lithosferische platen, voortdurend van positie, waardoor de groei van schildvulkanen werd beperkt en ze misschien niet in staat waren hoogten te bereiken zoals op Mars. Aan de andere kant kan het verschil in de maximale hoogte van vulkanen worden verklaard door het feit dat het vanwege de lagere zwaartekracht op Mars mogelijk is om hogere constructies te bouwen die niet onder hun eigen gewicht zouden instorten.

Vergelijking van de structuur van Mars en andere aardse planeten

Huidige modellen van de interne structuur van Mars suggereren dat Mars bestaat uit een korst met een gemiddelde dikte van 50 km (en een maximale dikte van maximaal 130 km), een silicaatmantel met een dikte van 1800 km en een kern met een straal van 1800 km. 1480 kilometer. De dichtheid in het centrum van de planeet zou 8,5 g/cm2 moeten bedragen. De kern is gedeeltelijk vloeibaar en bestaat voornamelijk uit ijzer met een mengsel van 14-17 massa% zwavel, en het gehalte aan lichte elementen is twee keer zo hoog als in de kern van de aarde. Volgens moderne schattingen viel de vorming van de kern samen met de periode van het vroege vulkanisme en duurde ongeveer een miljard jaar. Het gedeeltelijk smelten van mantelsilicaten duurde ongeveer dezelfde tijd. Door de lagere zwaartekracht op Mars is het drukbereik in de mantel van Mars veel kleiner dan op aarde, waardoor er minder faseovergangen zijn. Er wordt aangenomen dat de faseovergang van olivijn naar de spinelmodificatie begint op vrij grote diepten - 800 km (400 km op aarde). De aard van het reliëf en andere kenmerken suggereren de aanwezigheid van een asthenosfeer, bestaande uit zones van gedeeltelijk gesmolten materie. Voor sommige delen van Mars is een gedetailleerde geologische kaart samengesteld.

Volgens waarnemingen vanuit de ruimte en analyse van een verzameling Marsmeteorieten bestaat het oppervlak van Mars voornamelijk uit basalt. Er zijn aanwijzingen dat het materiaal op delen van het oppervlak van Mars meer kwartsrijk is dan gewoon basalt en vergelijkbaar kan zijn met andesitische gesteenten op aarde. Deze zelfde waarnemingen kunnen echter worden geïnterpreteerd ten gunste van de aanwezigheid van kwartsglas. Een groot deel van de diepere laag bestaat uit korrelig ijzeroxidestof.

Magnetisch veld van Mars

Er is een zwak magnetisch veld gedetecteerd nabij Mars.

Volgens de metingen van de magnetometers van de Mars-2- en Mars-3-stations bedraagt ​​de magnetische veldsterkte op de evenaar ongeveer 60 gamma, en op de pool 120 gamma, wat 500 keer zwakker is dan die van de aarde. Volgens gegevens van AMS Mars-5 was de magnetische veldsterkte op de evenaar 64 gamma en het magnetische moment 2,4 x 1022 oersted cm2.

Het magnetische veld van Mars is extreem onstabiel; op verschillende punten op de planeet kan de sterkte 1,5 tot 2 keer verschillen, en de magnetische polen vallen niet samen met de fysieke polen. Dit suggereert dat de ijzeren kern van Mars relatief onbeweeglijk is ten opzichte van zijn korst, dat wil zeggen dat het planetaire dynamomechanisme dat verantwoordelijk is voor het magnetische veld van de aarde niet werkt op Mars. Hoewel Mars geen stabiel planetair magnetisch veld heeft, hebben waarnemingen aangetoond dat delen van de planetaire korst gemagnetiseerd zijn en dat de magnetische polen van deze delen in het verleden zijn veranderd. De magnetisatie van deze delen bleek vergelijkbaar te zijn met het strippen van magnetische afwijkingen in de oceanen van de wereld.

Volgens één theorie, gepubliceerd in 1999 en opnieuw getest in 2005 (met de hulp van de onbemande Mars Global Surveyor), tonen deze strepen platentektoniek 4 miljard jaar geleden voordat de dynamo van de planeet ophield te functioneren, wat een scherp verzwakkend magnetisch veld veroorzaakte. De redenen voor deze scherpe verzwakking zijn onduidelijk. Er is een aanname dat de werking van de dynamo 4 miljard bedraagt. jaar geleden wordt verklaard door de aanwezigheid van een asteroïde die op een afstand van 50-75 duizend kilometer rond Mars draaide en instabiliteit in zijn kern veroorzaakte. De asteroïde viel vervolgens tot aan de Roche-limiet en stortte in. Deze verklaring zelf bevat echter dubbelzinnigheden en wordt betwist in de wetenschappelijke gemeenschap.

Geologische geschiedenis

Globaal mozaïek van 102 afbeeldingen van de Viking 1-orbiter van 22 februari 1980.

Misschien stopte in het verre verleden, als gevolg van een botsing met een groot hemellichaam, de rotatie van de kern, evenals het verlies van het hoofdvolume van de atmosfeer. Er wordt aangenomen dat het verlies van het magnetische veld ongeveer 4 miljard jaar geleden heeft plaatsgevonden. Vanwege de zwakte van het magnetische veld dringt de zonnewind vrijwel ongehinderd door in de atmosfeer van Mars, en veel van de fotochemische reacties onder invloed van zonnestraling die plaatsvinden in de ionosfeer en daarboven op aarde kunnen op Mars bijna op zijn allerhoogst worden waargenomen. oppervlak.

De geologische geschiedenis van Mars omvat de volgende drie tijdperken:

Noachian Epoch (genoemd naar het "Noachian Land", een regio van Mars): Vorming van het oudste nog bestaande oppervlak van Mars. Duurde van 4,5 miljard tot 3,5 miljard jaar geleden. Gedurende deze tijd werd het oppervlak getekend door talloze inslagkraters. Het Tharsis-plateau werd waarschijnlijk tijdens deze periode gevormd, met later een intense waterstroming.

Hesperia-tijdperk: van 3,5 miljard jaar geleden tot 2,9 - 3,3 miljard jaar geleden. Dit tijdperk wordt gekenmerkt door de vorming van enorme lavavelden.

Amazonetijdperk (genoemd naar de "Amazonevlakte" op Mars): 2,9-3,3 miljard jaar geleden tot op de dag van vandaag. De gebieden die tijdens dit tijdperk zijn gevormd, hebben zeer weinig meteorietkraters, maar zijn verder totaal verschillend. De berg Olympus werd in deze periode gevormd. Op dat moment verspreidden lavastromen zich naar andere delen van Mars.

Manen van Mars

De natuurlijke satellieten van Mars zijn Phobos en Deimos. Beiden werden in 1877 ontdekt door de Amerikaanse astronoom Asaph Hall. Phobos en Deimos zijn onregelmatig van vorm en zeer klein van formaat. Volgens één hypothese vertegenwoordigen ze mogelijk asteroïden zoals (5261) Eureka, uit de Trojaanse groep asteroïden die zijn ingevangen door het zwaartekrachtveld van Mars. De satellieten zijn vernoemd naar de personages die de god Ares (dat wil zeggen Mars), Phobos en Deimos vergezellen, die angst en afschuw verpersoonlijken en de god van de oorlog hielpen in veldslagen.

Beide satellieten roteren rond hun as met dezelfde periode als rond Mars, waardoor ze altijd met dezelfde kant naar de planeet gericht zijn. De getijdeninvloed van Mars vertraagt ​​geleidelijk de beweging van Phobos, en zal er uiteindelijk toe leiden dat de satelliet op Mars valt (als de huidige trend zich voortzet), of tot de desintegratie ervan. Integendeel, Deimos verwijdert zich van Mars.

Beide satellieten hebben een vorm die een triaxiale ellipsoïde benadert, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) is iets groter dan Deimos (15x12,2x10,4 km). Het oppervlak van Deimos lijkt veel gladder omdat de meeste kraters bedekt zijn met fijnkorrelig materiaal. Het is duidelijk dat op Phobos, dat dichter bij de planeet staat en massiever is, de substantie die tijdens meteorietinslagen wordt uitgestoten, herhaalde inslagen op het oppervlak veroorzaakte of op Mars viel, terwijl het op Deimos lange tijd in een baan rond de satelliet bleef en geleidelijk bezonken. en het verbergen van oneffen terrein.

Leven op Mars

Het populaire idee dat Mars werd bewoond door intelligente marsmannetjes werd aan het einde van de 19e eeuw wijdverbreid.

Schiaparelli's observaties van de zogenaamde kanalen, gecombineerd met het boek van Percival Lowell over hetzelfde onderwerp, populariseerden het idee van een planeet waarvan het klimaat droger en kouder werd, afstervend en waarin een oude beschaving bestond die irrigatiewerken uitvoerde.

Talrijke andere waarnemingen en aankondigingen van beroemde mensen hebben aanleiding gegeven tot de zogenaamde “Marskoorts” rond dit onderwerp. In 1899 observeerde uitvinder Nikola Tesla tijdens het bestuderen van atmosferische interferentie in radiosignalen met behulp van ontvangers van het Colorado Observatory een zich herhalend signaal. Vervolgens suggereerde hij dat het een radiosignaal van andere planeten zou kunnen zijn, zoals Mars. In een interview uit 1901 zei Tesla dat hij het idee had dat interferentie kunstmatig kon worden veroorzaakt. Hoewel hij de betekenis ervan niet kon ontcijferen, was het voor hem onmogelijk dat ze volledig toevallig ontstonden. Volgens hem was dit een groet van de ene planeet naar de andere.

Tesla's theorie wekte de enthousiaste steun van de beroemde Britse natuurkundige William Thomson (Lord Kelvin), die tijdens een bezoek aan de Verenigde Staten in 1902 zei dat Tesla naar zijn mening het signaal had opgevangen van de marsmannetjes die naar de Verenigde Staten waren gestuurd. Kelvin begon deze verklaring echter krachtig te ontkennen voordat hij Amerika verliet: “In feite zei ik dat de inwoners van Mars, als ze bestonden, New York zeker konden zien, vooral het licht van elektriciteit.”

Tegenwoordig wordt de aanwezigheid van vloeibaar water op het oppervlak beschouwd als een voorwaarde voor de ontwikkeling en het behoud van het leven op de planeet. Er is ook een vereiste dat de baan van de planeet zich in de zogenaamde bewoonbare zone bevindt, die voor het zonnestelsel begint achter Venus en eindigt met de halve lange as van de baan van Mars. Tijdens het perihelium bevindt Mars zich binnen deze zone, maar een dunne atmosfeer met lage druk verhindert de verschijning van vloeibaar water over een groot gebied gedurende een lange periode. Recent bewijs suggereert dat al het water op het oppervlak van Mars te zout en zuur is om permanent leven op aarde te ondersteunen.

Het ontbreken van een magnetosfeer en de extreem dunne atmosfeer van Mars vormen ook een uitdaging voor het ondersteunen van het leven. Er is een zeer zwakke beweging van warmtestromen op het oppervlak van de planeet; het is slecht geïsoleerd tegen deeltjesbombardementen zonnewind Bovendien verdampt water bij verhitting onmiddellijk, waardoor de vloeibare toestand wordt omzeild als gevolg van lage druk. Mars staat ook op de drempel van de zogenaamde. "geologische dood". Einde vulkanische activiteit blijkbaar stopte de circulatie van mineralen en chemische elementen tussen het oppervlak en intern deel planeten.

Er zijn aanwijzingen dat de planeet voorheen veel vatbaarder was voor het ondersteunen van leven dan nu. Tot op heden zijn er echter geen overblijfselen van organismen op gevonden. Het Viking-programma, dat halverwege de jaren zeventig werd uitgevoerd, voerde een reeks experimenten uit om micro-organismen in de bodem van Mars te detecteren. Het heeft positieve resultaten opgeleverd, zoals een tijdelijke toename van de CO2-uitstoot wanneer bodemdeeltjes in water en groeimedium worden geplaatst. Dit bewijs van leven op Mars werd echter door sommige wetenschappers [door wie?] betwist. Dit leidde tot hun langdurige geschil met NASA-wetenschapper Gilbert Levin, die beweerde dat Viking het leven had ontdekt. Na een herevaluatie van de Viking-gegevens in het licht van de moderne tijd wetenschappelijke kennis over extremofielen bleek dat de uitgevoerde experimenten niet ver genoeg waren gevorderd om deze levensvormen te detecteren. Bovendien zouden deze tests de organismen zelfs kunnen doden, zelfs als ze zich in de monsters bevonden. Uit tests uitgevoerd als onderdeel van het Phoenix-programma bleek dat de bodem een ​​zeer alkalische pH-waarde heeft en magnesium, natrium, kalium en chloride bevat. Er zijn voldoende voedingsstoffen in de bodem om het leven te ondersteunen, maar levensvormen moeten worden beschermd tegen intens ultraviolet licht.

Het is interessant dat in sommige meteorieten van Mars-oorsprong formaties zijn gevonden die de vorm hebben van de eenvoudigste bacteriën, hoewel ze qua grootte kleiner zijn dan de kleinste terrestrische organismen. Eén van die meteorieten is ALH 84001, gevonden op Antarctica in 1984.

Op basis van waarnemingen vanaf de aarde en gegevens van het Mars Express-ruimtevaartuig werd methaan ontdekt in de atmosfeer van Mars. Onder Mars-omstandigheden valt dit gas vrij snel uiteen, dus er moet een constante bron van aanvulling zijn. Zo'n bron zou geologische activiteit kunnen zijn (maar er zijn op Mars geen actieve vulkanen gevonden) of de activiteit van bacteriën.

Astronomische waarnemingen vanaf het oppervlak van Mars

Na de landing van automatische voertuigen op het oppervlak van Mars werd het mogelijk om astronomische waarnemingen rechtstreeks vanaf het oppervlak van de planeet uit te voeren. Als gevolg van de astronomische positie van Mars in het zonnestelsel, de kenmerken van de atmosfeer, de omlooptijd van Mars en zijn satellieten, verschilt het beeld van de nachtelijke hemel van Mars (en astronomische verschijnselen waargenomen vanaf de planeet) van dat op aarde en lijkt in veel opzichten ongebruikelijk en interessant.

De kleur van de lucht op Mars

Tijdens zonsopgang en zonsondergang heeft de hemel van Mars in het zenit een roodachtig roze kleur, en in de directe omgeving van de zonneschijf - van blauw naar violet, wat volkomen tegengesteld is aan het beeld van aardse dageraad.

Tussen de middag is de hemel van Mars geeloranje. De reden voor dergelijke verschillen van kleur bereik De hemel van de aarde - de eigenschappen van de dunne, ijle atmosfeer van Mars die zwevend stof bevat. Op Mars speelt Rayleigh-verstrooiing van stralen (wat op aarde de reden is voor de blauwe kleur van de lucht) een onbeduidende rol, het effect ervan is zwak. Vermoedelijk wordt de geeloranje kleur van de lucht ook veroorzaakt door de aanwezigheid van 1% magnetiet in stofdeeltjes die voortdurend in de atmosfeer van Mars zweven en worden opgewekt door seizoensgebonden stofstormen. De schemering begint lang voor zonsopgang en duurt lang na zonsondergang. Soms neemt de kleur van de hemel van Mars aan paarse tint als gevolg van lichtverstrooiing op microdeeltjes waterijs in wolken (dit laatste is een vrij zeldzaam fenomeen).

Zon en planeten

De hoekgrootte van de zon waargenomen vanaf Mars is kleiner dan die zichtbaar vanaf de aarde en bedraagt ​​2/3 van de laatste. Mercurius van Mars zal vrijwel onbereikbaar zijn voor observatie met het blote oog vanwege de extreme nabijheid van de zon. De helderste planeet aan de hemel van Mars is Venus, Jupiter staat op de tweede plaats (de vier grootste satellieten kunnen zonder telescoop worden waargenomen) en de aarde staat op de derde plaats.

De aarde is voor Mars een binnenplaneet, net zoals Venus dat voor de aarde is. Dienovereenkomstig wordt de aarde vanaf Mars waargenomen als een ochtend- of avondster, die vóór zonsopgang opkomt of na zonsondergang zichtbaar is in de avondhemel.

De maximale verlenging van de aarde aan de hemel van Mars zal 38 graden zijn. Met het blote oog zal de aarde zichtbaar zijn als een heldere (maximale zichtbare magnitude ongeveer -2,5) groenachtige ster, waarnaast de gelige en zwakkere (ongeveer 0,9) ster van de maan gemakkelijk zichtbaar zal zijn. Door een telescoop zullen beide objecten dezelfde fasen vertonen. De omwenteling van de maan rond de aarde zal vanaf Mars als volgt worden waargenomen: op de maximale hoekafstand van de maan tot de aarde kan het blote oog de maan en de aarde gemakkelijk scheiden: in een week tijd de “sterren” van de maan en de aarde zal samensmelten tot één enkele ster die met het oog onafscheidelijk is, en over een week zal de maan weer zichtbaar zijn maximale afstand, maar aan de andere kant van de aarde. Van tijd tot tijd zal een waarnemer op Mars de passage (transit) van de maan over de aardschijf kunnen zien, of, omgekeerd, de bedekking van de maan door de aardschijf. De maximale schijnbare afstand van de maan tot de aarde (en hun schijnbare helderheid) wanneer waargenomen vanaf Mars zal aanzienlijk variëren, afhankelijk van de relatieve posities van de aarde en Mars, en dienovereenkomstig van de afstand tussen de planeten. In tijdperken van oppositie zal het ongeveer 17 boogminuten zijn, op de maximale afstand tussen de aarde en Mars - 3,5 boogminuten. De aarde zal, net als andere planeten, worden waargenomen in de band van sterrenbeelden van de dierenriem. Een astronoom op Mars zal ook de passage van de aarde over de schijf van de zon kunnen waarnemen, waarvan de dichtstbijzijnde op 10 november 2084 plaatsvond.

Satellieten - Phobos en Deimos

Passage van Phobos over de zonneschijf. Foto's van Opportuniteit

Phobos heeft, gezien vanaf het oppervlak van Mars, een schijnbare diameter van ongeveer 1/3 van de maanschijf aan de hemel van de aarde en een schijnbare magnitude van ongeveer -9 (ongeveer hetzelfde als de maan in zijn eerste kwartfase). Phobos komt op in het westen en gaat onder in het oosten, om elf uur later weer op te stijgen, waardoor hij tweemaal per dag de hemel van Mars doorkruist. De beweging van deze snelle maan aan de hemel zal de hele nacht gemakkelijk waarneembaar zijn, evenals de veranderende fasen. Het blote oog zal het grootste reliëfkenmerk van Phobos kunnen onderscheiden: de Stickney-krater. Deimos komt op in het oosten en gaat onder in het westen, en ziet eruit als een heldere ster die niet opvalt zichtbare schijf, magnitude ongeveer -5 (iets helderder dan Venus aan de hemel van de aarde), die langzaam de hemel doorkruist gedurende 2,7 Marsdagen. Beide satellieten kunnen tegelijkertijd aan de nachtelijke hemel worden waargenomen, in dit geval zal Phobos richting Deimos bewegen.

Zowel Phobos als Deimos zijn helder genoeg om objecten op het oppervlak van Mars 's nachts heldere schaduwen te laten werpen. Beide satellieten hebben een relatief lage orbitale helling ten opzichte van de evenaar van Mars, wat hun observatie op de hoge noordelijke en zuidelijke breedtegraden van de planeet onmogelijk maakt: Phobos komt bijvoorbeeld nooit boven de horizon ten noorden van 70,4 ° N uit. w. of ten zuiden van 70,4° ZB. sh.; voor Deimos zijn deze waarden 82,7° N. w. en 82,7° ZB. w. Op Mars kan een eclips van Phobos en Deimos worden waargenomen als ze de schaduw van Mars binnengaan, evenals een eclips van de zon, die slechts ringvormig is vanwege de kleine hoekgrootte van Phobos vergeleken met de zonneschijf.

Hemelbol

De Noordpool op Mars bevindt zich, als gevolg van de kanteling van de as van de planeet, in het sterrenbeeld Cygnus (equatoriale coördinaten: rechte klimming 21u 10m 42s, declinatie +52° 53,0?) en wordt niet gemarkeerd door een heldere ster: de dichtstbijzijnde pool is een zwakke ster van magnitude 6 BD +52 2880 (andere aanduidingen zijn HR 8106, HD 201834, SAO 33185). De zuidelijke hemelpool (coördinaten 9h 10m 42s en -52° 53,0) bevindt zich op een paar graden van de ster Kappa Parus (schijnbare magnitude 2,5) - kan in principe worden beschouwd als de Zuidpoolster van Mars.

De zodiakale sterrenbeelden van de ecliptica van Mars zijn vergelijkbaar met die waargenomen vanaf de aarde, met één verschil: wanneer ze worden waargenomen jaarlijkse beweging Onder de sterrenbeelden van de zon zal het (net als andere planeten, inclusief de aarde), nadat het het oostelijke deel van het sterrenbeeld Vissen heeft verlaten, gedurende 6 dagen door het noordelijke deel van het sterrenbeeld Cetus gaan voordat het weer binnenkomt. westelijk deel Vissen.

Geschiedenis van de verkenning van Mars

De verkenning van Mars begon lang geleden, 3,5 duizend jaar geleden Het oude Egypte. De eerste gedetailleerde rapporten over de positie van Mars werden samengesteld door Babylonische astronomen, die een aantal wiskundige methoden ontwikkelden om de positie van de planeet te voorspellen. Met behulp van gegevens van de Egyptenaren en Babyloniërs ontwikkelden oude Griekse (Hellenistische) filosofen en astronomen een gedetailleerd geocentrisch model om de beweging van de planeten te verklaren. Enkele eeuwen later schatten Indiase en islamitische astronomen de grootte van Mars en de afstand tot de aarde. In de 16e eeuw stelde Nicolaus Copernicus een heliocentrisch model voor om het zonnestelsel met cirkelvormige planeetbanen te beschrijven. Zijn resultaten werden herzien door Johannes Kepler, die een nauwkeurigere elliptische baan van Mars introduceerde, die samenviel met de waargenomen baan.

In 1659 maakte Francesco Fontana, terwijl hij door een telescoop naar Mars keek, de eerste tekening van de planeet. Hij beeldde een zwarte vlek af in het midden van een duidelijk gedefinieerde bol.

In 1660 werden aan de zwarte vlek twee poolkappen toegevoegd, toegevoegd door Jean Dominique Cassini.

In 1888 gaf Giovanni Schiaparelli, die in Rusland studeerde, de eerste namen aan individuele oppervlaktekenmerken: de zeeën van Aphrodite, Erythraean, Adriatic, Cimmerian; meren Sun, Lunnoe en Phoenix.

De hoogtijdagen van telescopische waarnemingen van Mars vonden plaats aan het einde van de 19e - midden 20e eeuw. Dit is grotendeels te danken aan de publieke belangstelling en bekende wetenschappelijke controverses rond de waargenomen Marskanalen. Onder de astronomen uit het pre-ruimtetijdperk die in deze periode telescopische waarnemingen van Mars uitvoerden, zijn de bekendste Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Zij waren het die de basis legden voor de areografie en de eerste samenstelden gedetailleerde kaarten oppervlak van Mars - hoewel ze vrijwel volledig onjuist bleken te zijn nadat automatische sondes naar Mars vlogen.

Kolonisatie van Mars

Geschatte verschijning van Mars na terraforming

Natuurlijke omstandigheden die relatief dicht bij die op aarde liggen, maken deze taak enigszins eenvoudiger. Er zijn met name plaatsen op aarde waar de natuurlijke omstandigheden vergelijkbaar zijn met die op Mars. De extreem lage temperaturen in het Noordpoolgebied en Antarctica zijn vergelijkbaar met zelfs de koudste temperaturen op Mars, en de evenaar van Mars kan in de zomermaanden net zo warm (+20°C) zijn als op aarde. Er zijn ook woestijnen op aarde die qua uiterlijk lijken op het landschap van Mars.

Maar er zijn aanzienlijke verschillen tussen de aarde en Mars. In het bijzonder is het magnetische veld van Mars ongeveer 800 keer zwakker dan dat van de aarde. Samen met een ijle (honderden malen vergeleken met de aarde) atmosfeer verhoogt dit de hoeveelheid ioniserende straling die het oppervlak bereikt. Uit metingen uitgevoerd door het Amerikaanse onbemande ruimtevaartuig The Mars Odyssey bleek dat de achtergrondstraling in de baan van Mars 2,2 maal hoger is dan de achtergrondstraling op het Internationale Ruimtestation. De gemiddelde dosis was ongeveer 220 millirad per dag (2,2 milligram per dag of 0,8 grijs per jaar). De hoeveelheid straling die wordt ontvangen als gevolg van het feit dat u zich in een dergelijke achtergrond bevindt drie jaar, nadert de vastgestelde veiligheidslimieten voor astronauten. Op het oppervlak van Mars is de stralingsachtergrond iets lager en bedraagt ​​de dosis 0,2-0,3 Gy per jaar, wat aanzienlijk varieert afhankelijk van het terrein, de hoogte en de lokale magnetische velden.

De chemische samenstelling van mineralen die veel voorkomen op Mars is diverser dan die van andere hemellichamen in de buurt van de aarde. Volgens het bedrijf 4Frontiers zijn er genoeg van hen om niet alleen Mars zelf te bevoorraden, maar ook de maan, de aarde en de asteroïdengordel.

De vliegtijd van de aarde naar Mars (met de huidige technologieën) is 259 dagen in een semi-ellips en 70 dagen in een parabool. Om met potentiële kolonies te communiceren kan radiocommunicatie worden gebruikt, die een vertraging heeft van 3-4 minuten in elke richting tijdens de dichtstbijzijnde nadering van de planeten (die zich elke 780 dagen herhaalt) en ongeveer 20 minuten. op de maximale afstand van de planeten; zie Configuratie (astronomie).

Tot op heden geen praktische stappen Er zijn geen pogingen gedaan om Mars te koloniseren, maar er wordt wel kolonisatie ontwikkeld, bijvoorbeeld het Centennial-project ruimteschip, ontwikkeling van een bewoonbare module voor een verblijf op de planeet Deep Space Habitat.

Mars is een planeet in het zonnestelsel, een van de eerste die door de mensheid werd ontdekt. Tot nu toe is van alle acht planeten Mars het meest gedetailleerd bestudeerd. Maar dit houdt onderzoekers niet tegen, maar wekt integendeel steeds meer belangstelling voor de 'Rode Planeet' en zijn onderzoek.

Waarom heet het zo?

De planeet dankt zijn naam aan Mars, een van de meest gerespecteerde goden van het oude Romeinse pantheon, wat op zijn beurt een verwijzing is naar de Griekse god Ares, de beschermheer van wrede en verraderlijke oorlogen. Deze naam is niet toevallig gekozen - het roodachtige oppervlak van Mars lijkt op de kleur van bloed en doet ons onwillekeurig denken aan de heerser van bloedige veldslagen.

De namen van de twee satellieten van de planeet zijn ook vermeld diepe betekenis. De woorden "Phobos" en "Deimos" vertaald uit het Grieks betekenen "Angst" en "Horror"; dit waren de namen van de twee zonen van Ares, die volgens de legende hun vader altijd vergezelden in de strijd.

Korte geschiedenis van de studie

Voor het eerst begon de mensheid Mars niet door telescopen te observeren. Zelfs de oude Egyptenaren merkten de Rode Planeet op als een rondzwervend object, wat wordt bevestigd door oude geschreven bronnen. De Egyptenaren waren de eersten die het traject van Mars ten opzichte van de aarde berekenden.

Toen namen de astronomen van het Babylonische koninkrijk het stokje over. Wetenschappers uit Babylon konden de locatie van de planeet nauwkeuriger bepalen en de tijd van zijn beweging meten. De volgende waren de Grieken. Ze slaagden erin een nauwkeurig geocentrisch model te creëren en met behulp daarvan de beweging van de planeten te begrijpen. Toen konden wetenschappers in Perzië en India de omvang van de Rode Planeet en de afstand tot de aarde schatten.

Europese astronomen hebben een enorme doorbraak bereikt. Johannes Kepler kon op basis van het model van Nikolai Kaepernick de elliptische baan van Mars berekenen, en Christiaan Huygens maakte de eerste kaart van het oppervlak en zag een ijskap op de noordpool van de planeet.

De komst van telescopen markeerde een bloeitijd in de studie van Mars. Slipher, Barnard, Vaucouleurs en vele andere astronomen werden de grootste ontdekkingsreizigers van Mars voordat de mens de ruimte betrad.

Bemande ruimteverkenning heeft het mogelijk gemaakt om de Rode Planeet nauwkeuriger en gedetailleerder te bestuderen. Halverwege de 20e eeuw werden met behulp van interplanetaire stations nauwkeurige beelden van het oppervlak gemaakt, en ultrakrachtige infrarood- en ultraviolettelescopen maakten het mogelijk om de samenstelling van de atmosfeer van de planeet en de snelheid van de wind erop te meten.

Vervolgens volgden steeds nauwkeurigere studies van Mars vanuit de USSR, de VS en vervolgens andere landen.

Het onderzoek naar Mars gaat tot op de dag van vandaag door en de verkregen gegevens wekken alleen maar interesse in het onderzoek ervan.

Kenmerken van Mars

• Mars is de vierde planeet vanaf de zon, grenzend aan de aarde aan de ene kant en Jupiter aan de andere kant. In omvang is het een van de kleinste en overtreft alleen Mercurius.
• De lengte van de evenaar van Mars is iets meer dan de helft van de lengte van de evenaar van de aarde, en het oppervlak is ongeveer gelijk aan het landoppervlak van de aarde.
• Er is een wisseling van seizoenen op de planeet, maar hun duur varieert enorm. De zomer in het noordelijke deel is bijvoorbeeld lang en koud, en in het zuidelijke deel kort en warmer.
• De lengte van een dag is redelijk vergelijkbaar met die op aarde: 24 uur en 39 minuten, dat wil zeggen iets meer.

Oppervlakte van de planeet

Geen wonder dat de tweede naam van Mars “Rode Planeet” is. Van een afstand ziet het oppervlak er inderdaad roodachtig uit. Deze schaduw van het planeetoppervlak wordt veroorzaakt door het rode stof in de atmosfeer.

Van dichtbij verandert de planeet echter sterk van kleur en ziet hij er niet langer rood uit, maar geelbruin. Soms kunnen andere tinten met deze kleuren worden gemengd: goudkleurig, roodachtig, groenachtig. De bron van deze tinten zijn gekleurde mineralen die ook op Mars aanwezig zijn.

Het grootste deel van het oppervlak van de planeet bestaat uit "continenten" - duidelijk zichtbare lichte gebieden, en een heel klein deel - "zeeën", donkere en slecht zichtbare gebieden. De meeste ‘zeeën’ bevinden zich op het zuidelijk halfrond van Mars. De aard van de ‘zeeën’ is nog steeds onderwerp van controverse onder onderzoekers. Maar nu zijn wetenschappers het meest geneigd tot de volgende verklaring: donkere gebieden zijn eenvoudigweg onregelmatigheden op het oppervlak van de planeet, namelijk kraters, bergen en heuvels.

Het volgende feit is buitengewoon interessant: het oppervlak van de twee hemisferen van Mars is heel verschillend.

Het noordelijk halfrond bestaat grotendeels uit gladde vlaktes, de oppervlakte is onder het gemiddelde.

Het zuidelijk halfrond is grotendeels bekraterd, met een bovengemiddeld oppervlak.

Structuur en geologische gegevens

De studie van het magnetische veld van Mars en de vulkanen die zich op het oppervlak bevinden, bracht wetenschappers tot een interessante conclusie: ooit op Mars was er, net als op aarde, een beweging van lithosferische platen, die nu echter niet meer wordt waargenomen.

Moderne onderzoekers zijn geneigd te denken dat de interne structuur van Mars uit de volgende componenten bestaat:

1. Korst (geschatte dikte - 50 kilometer)
2. Silicaat mantel
3. Kern (geschatte straal - 1500 kilometer)
4. De kern van de planeet is gedeeltelijk vloeibaar en bevat twee keer zoveel lichtelementen als de kern van de aarde.

Alles over de sfeer

De atmosfeer van Mars is erg dun en bestaat voornamelijk uit koolstofdioxide. Daarnaast bevat het: stikstof, waterdamp, zuurstof, argon, koolmonoxide, xenon en vele andere elementen.

De dikte van de atmosfeer bedraagt ​​ongeveer 110 kilometer. De atmosferische druk aan het oppervlak van de planeet is ruim 150 maal lager dan die van de aarde (6,1 millibar).

De temperaturen op aarde fluctueren over een zeer breed bereik: van -153 tot +20 graden Celsius. De laagste temperaturen vinden plaats aan de polen in de winter, de hoogste aan de evenaar tijdens de middag. De gemiddelde temperatuur ligt rond de -50 graden Celsius.

Interessant is dat een grondige analyse van de Mars-meteoriet “ALH 84001” wetenschappers ertoe bracht te geloven dat heel lang geleden (miljarden jaren geleden) de atmosfeer van Mars dichter en natter was, en het klimaat warmer.

Is er leven op Mars?

Er is nog steeds geen duidelijk antwoord op deze vraag. Er is nu wetenschappelijk bewijs dat beide theorieën ondersteunt.

• De aanwezigheid van voldoende voedingsstoffen in de bodem van de planeet.
• Er bevindt zich een grote hoeveelheid methaan op Mars, waarvan de bron onbekend is.
• Aanwezigheid van waterdamp in de bodemlaag.

• Onmiddellijke verdamping van water van het aardoppervlak.
• Kwetsbaar voor bombardementen op zonnewind.
• Het water op Mars is te zout en alkalisch en ongeschikt voor leven.
• Intense ultraviolette straling.

Wetenschappers kunnen dus geen accuraat antwoord geven, omdat de hoeveelheid benodigde gegevens te klein is.

• De massa van Mars is tien keer kleiner dan de massa van de aarde.
• De eerste persoon die Mars door een telescoop zag, was Galileo Galilei.
• Mars was oorspronkelijk de Romeinse god van de oogst, niet van de oorlog.
• De Babyloniërs noemden de planeet "Nergal" (ter ere van hun godheid van het kwaad).
• In het oude India werd Mars "Mangala" (de Indiase god van de oorlog) genoemd.
• In de cultuur is Mars de meest populaire planeet in het zonnestelsel geworden.
• De dagelijkse dosis straling op Mars is gelijk aan de jaarlijkse dosis op aarde.

Een veelgemaakte fout bij het beoordelen van de klimaatomstandigheden van een bepaalde planeet is het verwarren van druk met dichtheid. Hoewel we vanuit theoretisch oogpunt allemaal het verschil kennen tussen druk en dichtheid, wordt in werkelijkheid aangenomen om de atmosferische druk op aarde zonder voorzorgsmaatregelen te vergelijken met de atmosferische druk van een bepaalde planeet.

In elk aards laboratorium, waar de zwaartekracht ongeveer hetzelfde is, is deze voorzorgsmaatregel niet nodig en wordt druk vaak gebruikt als “synoniem” voor dichtheid. Sommige verschijnselen worden veilig behandeld in termen van "druk/temperatuur"-waarde, zoals gezichtsdiagrammen (of toestandsdiagrammen), waarbij het in werkelijkheid juister zou zijn om te spreken van "dichtheid-temperatuurcoëfficiënt" of "onder druk/temperatuur", in Anders begrijpen we de aanwezigheid van vloeibaar water niet in afwezigheid van zwaartekracht (en dan gewichtloosheid) in ruimtevaartuigen die in een baan om de ruimte cirkelen!

Technisch gezien is atmosferische druk feitelijk het ‘gewicht’ dat een bepaalde hoeveelheid gas boven ons hoofd uitoefent op alles daaronder. Het echte probleem is echter dat gewicht niet alleen wordt veroorzaakt door de dichtheid, maar uiteraard ook door de zwaartekracht. Als we bijvoorbeeld de zwaartekracht van de aarde met 1/3 verminderen, zal dezelfde hoeveelheid gas die zich boven ons bevindt uiteraard een derde van zijn oorspronkelijke gewicht hebben, ondanks dat de hoeveelheid gas precies hetzelfde blijft. Dus bij het vergelijken van de klimatologische omstandigheden tussen de twee planeten zou het juister zijn om te spreken van dichtheid in plaats van druk.

We begrijpen dit principe heel goed door de werking van de Torricelli-barometer te analyseren, het eerste document dat de atmosferische druk op aarde meet. Als we een gesloten buis aan één kant met kwik vullen en deze verticaal plaatsen met het open uiteinde ondergedompeld in een tank die ook met kwik is gevuld, zul je de vorming van een vacuümkamer aan de bovenkant van het rietje opmerken. Torricelli merkte feitelijk op dat de externe druk die in het stro werd uitgeoefend, bedoeld was om een ​​hoge kwikkolom van ongeveer 76 cm te ondersteunen. Door het specifieke product van kwik, de zwaartekrachtversnelling van de aarde en de hoogte van de kwikkolom te berekenen, kan het gewicht boven de atmosfeer worden berekend. berekend.

Van Wikipedia op: http:///Wiki/Tubo_di_Torricelli it.wikipedia.org

Dit systeem, briljant voor die tijd, had echter sterke beperkingen bij toepassing op aardbewoners. In feite produceert elk verschil in zwaartekracht, net als de werkelijke zwaartekracht in twee van de drie factoren van de formule, een kwadratisch verschil in de respons van de barometer, en dezelfde luchtkolom, op een planeet met 1/3 van de oorspronkelijke zwaartekracht. de zwaartekracht zal voor de barometer Torricelli onder druk 1/9 van de oorspronkelijke waarde opleveren.
Het is duidelijk dat, afgezien van instrumentele artefacten, het feit blijft bestaan: dezelfde luchtkolom zal een gewicht hebben dat evenredig is met de zwaartekracht van de planeten waarop we het van tijd tot tijd zo eenvoudig zullen hebben dat de barometrische druk geen absolute indicator van de dichtheid is!
Dit effect wordt systematisch genegeerd in analyses van de atmosfeer van Mars. We praten gemakkelijk over druk in hPa en handelen rechtstreeks vanaf de aarde, waarbij we de druk in hPa volledig negeren, namelijk dat de zwaartekracht op Mars ongeveer 1/3 van die van de aarde is (voor een nauwkeurigheid van 38%). Dezelfde fouten die je maakte toen je naar de diagrammen aan de voorkant van water keek om aan te tonen dat water op Mars niet in vloeibare vorm kan bestaan. In het bijzonder is het tripelpunt van water op aarde 6,1 hPa, maar op Mars, waar de zwaartekracht 38% van die van de aarde is. Als je dat in hPa doet, zou het absoluut 6,1 zijn, maar voor 2,318 hPa (hoewel de barometer Torricelli aangeeft 0,88 hPa). Deze analyse wordt echter naar mijn mening altijd op frauduleuze en systematische wijze vermeden, waardoor de aanduiding weer dezelfde betekenissen van de aarde krijgt. Dezelfde indicatie van 5-7 GPA voor de atmosferische druk op Mars wordt duidelijk niet aangegeven, of het nu gaat om de aardse zwaartekracht of om Mars.
In feite zou 7 hPa op Mars een gasdichtheid op aarde moeten hebben die ongeveer 18,4 hPa zou bedragen. Dit wordt in alle moderne onderzoeken absoluut vermeden, bijvoorbeeld in de tweede helft van 60. Terwijl eerder strikt werd gesteld dat de druk een tiende van de aarde bedroeg, maar met een dichtheid van 1/3. Met puur wetenschappelijk punt Met het oog werd rekening gehouden met het werkelijke gewicht van de luchtkolom, wat resulteert in 1/3 van het werkelijke gewicht op de grond, maar dat in werkelijkheid de dichtheid vergelijkbaar was met 1/3 van die van de aarde. Hoe suggereren recente onderzoeken dat dit verschil bestaat?

Misschien omdat het gemakkelijker is om te praten over de onmogelijkheid om de vloeibare fase van water te behouden?
Er zijn nog meer aanwijzingen voor deze stelling: elke atmosfeer produceert feitelijk lichtverstrooiing (verstrooiing), voornamelijk in het blauw, wat zelfs in het geval van Mars gemakkelijk kan worden geanalyseerd. Hoewel de atmosfeer van Mars een hoop stof is om deze roodachtig te maken, waardoor de blauwe kleurcomponent van het panoramische beeld van Mars wordt gescheiden, kun je een idee krijgen van de dichtheid van de atmosfeer van Mars. Als we beelden van de hemel van de aarde vergelijken, genomen op verschillende hoogten en vervolgens met verschillende dichtheidsgraden, begrijpen we dat de nominale grootte waarin we 7 hPa zouden moeten vinden, d.w.z. 35.000 m, de lucht is helemaal zwart, Salvo Fair is een horizonstrook waar we feitelijk nog steeds in de lagen van onze atmosfeer kijken.

Links: opname van het landschap van Mars, gemaakt door de Pathfinder-sonde, op 22 juni 1999. Bron: http://photojournal.JPL. nasa.gov/catalog/PIA01546 rechts: Blauw kanaalfiguur ernaast; Let op de intensiteit van de lucht!

Links: Sydney - een stad in Zuidoost-Australië, de hoofdstad van de staat New South Wales, op 6 meter afstand. Rechts: Blauwe kanaaltekening hierna.

Links: Sydney, maar altijd tijdens een zandstorm. Rechts: Blauwe kanaaltekening ernaast; zoals je kunt zien vermindert zwevend stof de helderheid van de hemel en vergroot deze niet, in tegenstelling tot wat wordt beweerd in het geval van NASA Mars!

Het is duidelijk dat foto's van de hemel van Mars, gefilterd door de blauwe band, veel helderder zijn, bijna vergelijkbaar met beelden gemaakt op de Mount Everest, net onder de 9.000 meter, waar je moet kijken of de atmosferische druk 1/3 is van de normale druk op zeeniveau.

Verder bewijs voor het serieuze voordeel van een hogere atmosferische dichtheid op Mars dan geadverteerd werd geleverd door het fenomeen van stofduivels. Deze “mini-tornado’s” zijn in staat zandkolommen tot enkele kilometers op te tillen; Maar hoe is dit mogelijk?
NASA probeerde ze zelf te simuleren, in een vacuümkamer, waarbij de Marsdruk van 7 hPa werd gesimuleerd, en ze waren niet in staat dit fenomeen te simuleren tenzij de druk minstens elf keer werd verhoogd! De initiële druk, zelfs bij gebruik, is zeer krachtige ventilator, kon niets uitdoen!
In feite is 7 GPa heel eenvoudig, gezien het feit dat het niet alleen boven zeeniveau stijgt, maar ook snel afneemt voor fractionele waarden; maar dan worden alle verschijnselen waargenomen nabij de berg Olympus, wat een hoogte van 17 km betekent. Hoe zal het mogelijk zijn?

Uit telescopische waarnemingen is bekend dat Mars een zeer actieve atmosfeer heeft, vooral wat betreft de vorming van wolken en mist, en niet alleen van zandstormen. Door Mars door een telescoop te observeren, door een blauw filter in te voegen, kun je al deze atmosferische verschijnselen benadrukken, het is verre van onbelangrijk. 'S Morgens en' s avonds was er mist, orografische wolken, poolwolken werden altijd waargenomen in een telescoop met gemiddelde mediakracht. Iedereen kan bijvoorbeeld met een regulier grafisch programma drie rode niveaus, Groen, Blauwe kleur afbeeldingen van Mars en kijk hoe het werkt. Het beeld dat overeenkomt met het rode kanaal geeft ons een goede topografische kaart, terwijl het blauwe kanaal de poolijskappen en wolken laat zien. Ook zie je in de beelden die zijn verkregen met de ruimtetelescoop een blauwe grens, veroorzaakt door de atmosfeer, die er dan blauw en rood uitziet, in tegenstelling tot de afbeeldingslocatie.

Typische beelden van Mars gemaakt door de Hubble-ruimtetelescoop. Bron: http://Science.NASA.gov/Science-News/Science-at-NASA/1999/ast23apr99_1/

Rood kanaal (links), Groen kanaal (Midden) en Blauw kanaal (rechts); Let op de equatoriale wolk.

Een ander interessant punt is de analyse van polaire afzettingen; kruising van hoogtegegevens en gravitometrici, was het onmogelijk om vast te stellen dat de polaire afzettingen per seizoen ongeveer 1,5 meter verschillen op de Noordpool en 2,5 meter op de Zuidpool, waarbij gemiddelde dichtheid populatie op dat moment was de maximale lengte ongeveer 0,5 g/cm3.

In dit geval produceert de dichtheid van 1 mm sneeuw in CO 2 een druk van 0,04903325 hPa; Zelfs als we uitgaan van de meest optimistische druk op Mars, de bovenstaande 18,4 hPa, waarbij we het feit negeren dat CO 2 95% en niet 100% van de atmosfeer van Mars vertegenwoordigt, zouden we, als we allemaal de atmosfeer op aarde zouden condenseren, een laag 37,5 krijgen. cm dik!
Aan de andere kant produceert 4,5 meter kooldioxidesneeuw met een dichtheid van 0,5 g/cm3 een druk van 73,5 hPa en 2,5 meter in plaats van 122,6 hPa!

Tijdsevolutie atmosferische druk aan het oppervlak, geregistreerd twee Viking Landers 1 en 2 (Viking Lander 1 Hij landde in Chrys kosmisme op 22,48° n, 49,97° West lengte, 1,5 Km onder het gemiddelde. Viking Lander 2 Hij landde in Utopia kosmisme op 47,97° n , 225,74° westerlengte, 3 km onder het gemiddelde niveau), tijdens de eerste drie jaar van de Mars-missie: het eerste jaar (stippen), het tweede jaar (doorgetrokken lijn) en het derde jaar (stippellijn) passen in dezelfde kolom. Bron Tillman en Guest (1987) (Zie ook Tillman 1989).

Bedenk ook dat, als de seizoensmassa van droogijs tussen de twee hemisferen vergelijkbaar zou zijn, dit geen seizoensvariaties in de mondiale atmosferische druk zou mogen veroorzaken, aangezien de ineenstorting van de poolkap altijd zal worden gecompenseerd door condensatie op de vloer op het andere halfrond.

Maar we weten dat de afvlakking van de baan van Mars een verschil van bijna 20°C creëert in de gemiddelde temperatuur van de twee hemisferen, van de top tot 30°C ten gunste van -30° ~ breedtegraad. Houd er rekening mee dat 7 GPa CO 2 ICES -123°C (~150°K), hoewel bij 18,4 hPa (de correcte waarde voor de zwaartekracht van Mars), ICES tot ~-116°C (~157°K) kan oplopen.

Vergelijking van gegevens verzameld door de Mariner 9-missie tijdens de boreale lente (Ls = 43 – 54°). Getoond als een ononderbroken lijn in de grafiek boven de temperatuur (in Kelvin) ontdekt door het IRIS-experiment. De stippellijnencurven tonen de lokale winden (in ms-1) zoals afgeleid uit de thermische windbalans (Pollack et. 1981). De middelste grafiek toont de gesimuleerde temperatuur (K) voor hetzelfde seizoen, terwijl de onderste grafiek de gesimuleerde wind weergeeft (in ms-1). Bron: "Meteorologische variabiliteit en jaarlijkse oppervlaktedrukcyclus op Mars" Frederic Hourdin, Le Van Fu, François Forget, Olivier Talagrand (1993)

Volgens gegevens van Mariner 9 vinden we alleen op de Zuidpool de noodzakelijke weersomstandigheden, hoewel volgens de schade van de Global Surveyor (MGS) in verband met de aarde aanwezigheid op beide halfronden mogelijk is.

Minimumtemperaturen in graden Celsius van de bodem op Mars, afkomstig van de Thermal Spectrometer (TES) aan boord van de Mars Global Surveyor (MGS). In horizontale en verticale breedtegraad Lengtegraad van de zon (Ls). Het blauwe deel van de tabel toont de minimumtemperatuur, het gemiddelde jaarlijkse maximum en altijd met verwijzing naar de dagelijkse minimumtemperaturen.

Samenvattend lijkt het erop dat de atmosfeer een minimumtemperatuur van -123 °C tot nul -132 °C bereikt; Ik merk op dat bij -132°2 de druk zonder ijs niet hoger mag zijn dan 1,4 GPa!

Kooldioxidedampdrukgrafiek; Naast andere hulpprogramma's van deze grafiek kunt u de maximale druk bepalen die CO2 kan bereiken vóór condensatie (in dit geval op ijs) bij een bepaalde temperatuur.

Maar laten we terugkeren naar seizoensgebonden poolafzettingen; Zoals we al hebben gezien, lijken er in ieder geval 's nachts, op 60° noorderbreedte, omstandigheden te bestaan ​​voor de vorming van droogijs, maar wat gebeurt er eigenlijk tijdens de poolnacht?

Laten we beginnen met twee totaal verschillende toestanden: condensatie van een oppervlak om een ​​luchtmassa af te koelen, of "koud".

Neem voor het eerste geval aan dat de bodemtemperatuur onder de vriesgrens van kooldioxide daalt; De grond zal steeds meer bedekt raken met een laag ijs totdat de thermische isolatie, veroorzaakt door het ijs zelf, voldoende zal zijn om het proces te stoppen. In het geval van droogijs is het, hoewel het een goede thermische isolator is, eenvoudigweg erg klein, dus dit fenomeen op zichzelf is niet effectief genoeg om de waargenomen ijsophopingen te rechtvaardigen! Als bewijs hiervan hebben de Noordpool en de Zuidpool een record van -132°C, terwijl het minimum -130°C is (volgens TES MGS). Ik ben ook geïnteresseerd in hoe betrouwbaar de detectie van -132°C vanuit de baan van Mars en het spectroscopische pad is, omdat bij deze temperatuur de grond zelf afgeschermd zou moeten zijn van het condensatieproces!

In het tweede geval, als een luchtmassa (in dit geval bijna puur CO 2) het dauwpunt bereikt, overschrijdt de druk, zodra de temperatuur daalt, de limiet die is ingesteld door de "dampdruk" voor dat gas bij die temperatuur niet. , waardoor de massa van overtollig gas onmiddellijk condenseert! In feite is de effectiviteit van dit proces werkelijk dramatisch; Als we een soortgelijke gebeurtenis op Mars zouden simuleren, zouden we ook rekening moeten houden met de reeks gebeurtenissen die zou ontstaan.

We verlagen de temperatuur van de Zuidpool bijvoorbeeld naar -130°C, begindruk 7 hPa; de aankomstdruk moet ~ 2 GPa zijn, wat neerslag van droogijssneeuw van ~ 50 cm dik (0,1 Gy/cm 2) veroorzaakt. Indien gecomprimeerd tot 0,5 Gy/cm 2 komt het overeen met ~ 10 cm dik. Uiteraard zal zo’n drukverschil al snel lucht uit de omringende gebieden opwekken, met als effect de lagere (keten)druk en temperatuur uit de aangrenzende gebieden, maar condensatie is de bijdrage van iedereen in de sneeuw. Het proces zelf heeft ook de neiging om tegelijkertijd thermische energie te maken (en vervolgens in temperatuur te stijgen), maar als de temperatuur op -130 ° C blijft, stopt het condensatieproces pas als alle planeten een evenwichtsdruk van 2 hPa bereiken!

Deze kleine simulatie wordt gebruikt om de relatie tussen minimumtemperaturen en veranderingen in de atmosferische druk te begrijpen, en legt uit waarom minimumtemperatuur en druk gerelateerd zijn. Uit de gepresenteerde grafieken van de atmosferische druk, vastgelegd door twee Vikinglanders, weten we dat voor Vikings 1 de druk varieert van minimaal 6,8 GPa en maximaal 9,0 hPa, met een gemiddelde waarde van 7,9. Voor Vikings 2 Acceptabele waarden zijn van 7,4 HPA tot 10,1 GPa met een gemiddelde van 8,75 hPa. We weten ook dat VL 1 1,5 km en VL 2 3 km landde, beide onder het gemiddelde niveau van Mars. Gezien het gemiddelde niveau van Mars 6,1 hPa is (afkomstig van het tripelpunt van water!), als we de waarden hierboven opschalen naar gemiddeld 6,1 hPa, dan variëren beide van minder dan 5,2 ± 0,05 hPa en een maximum van 7 ± 0,05 hPa. Hoewel de minimumwaarde 5,2 GPa is, bij lage temperaturen, krijgen we ~-125 ° C (~ 148 ° K), wat al duidelijk niet in overeenstemming is met uw gegevens. Terwijl de drukdaling van 7 HPA naar 5,2 HPA nu 18,4 cm dik (0,1 Gy/cm 2) wordt afgezet, komt deze bij compressie tot 0,5 Gy/cm 2 overeen met ~ 3,7 cm dik, en is het oppervlak van de Zuidpoolkap ~ 1 / 20 Totale oppervlakte van Mars (komt standaard zeker dichtbij!), 3,7 cm X 20 = 74 cm, dit is een veel kleinere waarde binnen de ontdekte polaire afzettingen!

Daarom is er een duidelijke tegenstelling tussen thermische gegevens en weergegevens, tenzij de een de ander ondersteunt! Een dergelijke lage temperatuur zal resulteren in sterke drukschommelingen (zelfs tussen dag en nacht!) of zelfs een lagere algehele druk! Aan de andere kant is 7 echter absoluut onvoldoende om rekening te houden met verschijnselen als de nominale HPA van Duivelsstof, geulen, verspreiding van licht in de lucht of de omvang van transitionele polaire afzettingen, die u beter kunt verklaren tot ruim boven de atmosferische druk van 7 hPa.

Tot nu toe zijn alleen aspecten in verband met koolstofdioxide, beschouwd als een van de belangrijkste componenten van de atmosfeer (~95%), in aanmerking genomen; Maar als we zelfs water in deze analyse introduceren, wordt de aanduiding 7 GPa volkomen belachelijk!
Bijvoorbeeld sporen achtergelaten door de stroming van vloeibaar water (zie de Newton-krater) waarbij het water alleen in dampvorm zou moeten zijn, gegeven een zeer lage druk en temperaturen tot ongeveer 27 ° C!
In een dergelijke situatie kunnen we met zekerheid zeggen dat de druk (in bodemomstandigheden) niet minder dan 35 hPa kan zijn!