Marss on salapärane punane planeet. Marss enne ja pärast katastroofi
Marss on Päikesesüsteemi neljas planeet päikese suhtes. Vaatleja jaoks tundub see helepunase tähena. Amatöörteleskoopide abil näete Marsi polaarkübaraid ja mõningaid selle pinna suuri detaile.
Kosmoselaevade tehtud pildid Marsi pinnalt näitasid, et tegemist on elutu kõrbega, millest suur osa on kaetud punaka liivaga ja täis kivimeid. Marsi pinna punane värvus on tingitud kõrgest raudoksiidide sisaldusest pinnases.
Marsi pinnal on atmosfäär väga haruldane, mistõttu on päevased temperatuurikõikumised suured: kui päeval tõuseb ekvaatoril temperatuur mõnikord +15 ° C-ni, siis öösel langeb see -65 ° C-ni. Talvel täheldatakse Marsi pinnal lund ja härmatist, kuid vedelat vett seal eksisteerida ei saa. Rõhk planeedi pinnal on 100–170 korda väiksem kui Maal. Madala atmosfäärirõhu tingimustes keeb vesi temperatuuril +2 ° C ja aurustub kohe.
Marsil on palju suuri kokkupõrkekraatreid. See näitab, et planeet on kogenud palju katastroofe, mis on muutnud selle pinna tingimusi. Marsi kraatrid on nime saanud teadlaste järgi, kes on oma tegevuse pühendanud Marsi ja Päikesesüsteemi planeetide (näiteks Tihhovi kraater) uurimisele.
Marsi pinda iseloomustab väljendunud asümmeetria. Lõunapoolne mägine poolkera on keskmiselt 5 km kõrgem kui põhjapoolkera. Marsi pinna piltidel on selgelt näha arvukalt suuri ja väikeseid kanjoneid. Nende laius ulatub 600 km-ni, sügavus - 5 km. Suurim kanjon - Mariner Valley - ulatub peaaegu 5000 km pikkuseks.
Marsi kustunud vulkaanid on oma ulatuselt silmatorkavad. Kõrgeim - Olümpose mägi - tõuseb maapinnast 27 km kõrgusele. Selle aluse läbimõõt ulatub 600 km-ni. Nende struktuuride vanus on umbes 400 miljonit aastat.
Marsi kuulsad polaarmütsid on moodustatud paksudest, suurusjärgus 3 km paksustest tolmuga segatud jääkihtidest. Polaarmütside pealmine kiht koosneb "kuivast jääst" (külmunud süsihappegaas - CO 2), millele on lisatud väikest tavalist jääd (H 2 O). Temperatuur langeb siin alla -110 ℃. Kui talv ühel poolkeral algab, hakkab vastav polaarkübar kasvama ja ulatub põhjapoolkeral 57 ° laiuskraadini ja lõunapoolkeral 45 °. Kevade tulekuga hakkavad mütsid sulama. Sügisel, kui moodustuvad polaarmütsid, võib planeedi atmosfääris täheldada sinakasvalgeid pilvi.
Kuivanud jõesängidele sarnased salapärased Marsi orud tekkisid enam kui miljard aastat tagasi kuivanud veevoolude tõttu. Paljud faktid annavad tunnistust vee küllusest Marsil iidsetel aegadel. 1999. aastal avaldati uuringud, mis tõestasid, et varem oli Marsil veeookean. See tehti kindlaks fotode (mis edastas Maale Mars Global Surveyori jaam) abil reljeefi tunnuste kohta, mis kujutavad iidset rannajoont. Ookean võiks eksisteerida seni, kuni Marsi pinnatemperatuur on piisavalt kõrge. Planeet hakkas jahtuma umbes miljard aastat tagasi. Marsi õhuke atmosfäär ei takistanud vee "aurustumist" planeetidevahelisse ruumi. Temperatuuri langedes moodustas liivaga segatud külmunud vesi maa-aluse jääkihi - krüosfäär. Marsi krüosfäär sisaldab vett, mis vastab umbes 1 km paksusele kihile kogu planeedil.
Marsi atmosfäär on väikese tihedusega ja koosneb peamiselt süsinikdioksiidist. Tuule kiirus planeedi pinnal ei ületa 15 m/s. Marss on ainus planeet, kus täheldatakse globaalseid tolmutorme. Need tekitavad kasvuhooneefekti, kuna tolmupilved ei edasta päikesekiirgust pinnale. Seetõttu pind on tugevalt jahutatud ning tolm ja ümbritsev atmosfäär, vastupidi, kuumutatakse. Marsi atmosfääris on täheldatud liivapööriseid, keerlevaid kuni 8 km kõrgusi tolmusambaid. Pilveosakesed koosnevad silikaadi- ja jäätolmuosakestest. Marsi tolm tõuseb atmosfääri nii kõrgele, et katab isegi Olümpose mäe.
Marsil on nõrk magnetväli, mis on 500 korda väiksem kui Maa oma.
Vaata tabelist Marsi parameetreid.
Sellel on olulisi sarnasusi Kuu pinnaga, kuid Marsi maastikud on keerulisemad, Marsil on sügavad kanjonid, suur hulk pikki ja sügavaid kraatreid. Marsi pinna uurimine on väga keeruline ülesanne, sest põhimõtteliselt tehakse kõik vaatlused Maalt kõige võimsamate teleskoopide abil, kuid sellestki ei piisa Marsi pinna määramiseks. Marss on ilma atmosfäärita planeet ja seetõttu võib siinne maastik meteoriitide, komeetide või muude kosmiliste kehade langemise tõttu sageli muutuda.
Marsi pinnavaated
Marsi pind on väga mitmekesine, alates kraatritest ja lõhedest kuni massiivsete kanjonite ja jõesängid kes kunagi olid Marsil. Kui Maa esimest korda moodustuma hakkas, nägi see välja nagu Marss. Marsil oli ka atmosfäär ja isegi mered ja jõed, kuid kaotas selle oma väiksuse tõttu. Nende võimsate jõgede tõttu Marsil tekkisid kanalid, mis on säilinud tänapäevani. Lisaks on Marsil erinevaid anomaaliaid, mis viitavad ühe korra olemasolule marslanetsivilisatsioon. Planeedi pinda saab iga soovija üksikasjalikult uurida, mida selleks vaja on? loe .
Ka planeedi vaatlused on marsilase tõttu keerulised tolmutormid, mis ilmuvad pinnale väga sageli ja kestavad mõnikord mitu kuud. Kui see juhtub, on atmosfäär küllastunud planeedi pinnalt tuleva tolmuga ja tekivad tolmupilved, mis raskendavad Marsi pinna nägemist Maalt. Inimene, kes praegu Marsi vaatab, võib neid pilvi maastiku tunnuste järgi võtta. Nii Marsil kui ka Maal, on ka polaarkübarad postide otstes. Talvel muutuvad polaarkübarad heledamaks ja isegi suurenevad. See jääkate hõivab suuri alasid.
Polaarjääkatted Marsil
Kui Marsil saabub soe aastaaeg, kuivjää sublimatsioon(üleminek tahkest olekust süsihappegaasile), millest koosnevad polaarmütsid, misjärel süsihappegaas tormab vastaspoolusele. Sageli juhtub see väga kiiresti, põhjustel, mida pole veel kindlaks tehtud, mille tagajärjel tekivad pikaajalised tolmutormid. Marsi tuul on väga tugev, kohati ulatub mitusada meetrit sekundis, mis muudab elutingimused Marsil keerulisemaks. Siin on mõned fotod Marsi pinnast:
– Olümpose mägi on võib-olla kõige hämmastavam koht Marsil. See mägi on päikesesüsteemi suurim mägi. See mägi oli kunagi võimas vulkaan, kuid nüüd ei ole see aktiivne. Olümpose mägi sai nime Kreeka Olümpose mäe järgi, mida Kreeka mütoloogia järgi asustasid Olümpose jumalad. Olympuse kõrgus on baasist 21,2 km, mis on näitaja kaks korda rohkem kui Maa kõrgeim vulkaan - Mauna Kea. Olympuse läbimõõt on 540 km. Kui seisate selle vastas, ulatuvad selle servad horisondi taha ja tundub, et see mägi on lõputu. 
Marsi pind on kuiv ja elutu, täpiline kanjonite, kraatrite ja vulkaanidega. Vihma puudumine, tektooniliste plaatide liikumine jätab suurema osa planeedist muutumatul kujul. See pakub teadlastele suurt huvi tänapäevani.
Marsi pinna kirjeldus, üldinfo
Planeedi hõivatud pind võrreldes Maaga erineb pisut ja seda võrdsustatakse maapinnaga. Meie planeedi ja selle naabri suurused on väga erinevad. Maa on oma punasest naabrist kaks korda suurem, 70% selle pindalast on vesi.
Planeedi Marsi pindala on 144 370 000 km²
Kui Marsil oleks ookeanid ja mered, siis jääks 20-25% avatud pinnast, mis on vaid umbes 30 milj. km, mis on Aafrikaga võrreldav ala.
Oma uduse roosa taeva all on Marss kivine, külm ja steriilne. Tänapäeva Marsi kõrb vihjab aktiivsemale maailmale, kus kunagi möllasid vulkaanid, meteoorid kündsid sügavaid kraatreid ja üleujutused möllasid üle maa. Põhjapoolkera iseloomustavad suured tasandikud. Lõunapoolkeral on palju kraatreid.
Marsi pind on kõva ja kivine ning koosneb peamiselt vulkaanilistest basaltkivimitest, raudoksiidist, hapnikust ja ränist. Basaldikihi paksus on 10–50 km. Pinnase koostises on teadlased avastanud kemikaale, mis võimaldavad taimedel kasvada - need on magneesium, naatrium, kaalium, kloriid. Planeedi pind on kuiv ja suur osa sellest on kaetud oksüdeeritud rauatolmuga.
Marsi praegune topograafia erineb oluliselt sellest, mis oli miljardeid aastaid tagasi. Marsi pinnase rikkalik koostis, mineraalide olemasolu, erosioonimustrid, samuti orbiidil tiirlevate satelliitide ja NASA kulgurite andmed näitavad, et vesi oli vedelas olekus juba ammu.
Võib-olla tuhandeid aastaid tagasi domineerisid maastikul väikesed ookeanid ja pikad jõed. Seda hüpoteesi toetavad mustrid esinevad Marsi põhjapoolkera piltidel. Selle vee viimased jäänused jäävad veejää kujul kinni pinnase ülemiste kihtide alla. Teadlased loodavad analüüsida mõnda neist jäädest ja avastada Punase planeedi peidetud aardeid. Kuid väga madala atmosfäärirõhu tõttu ei saa vedelas olekus vesi pinnal olla.
Marsi piirkonnad
Punane planeet on Maa läheduse tõttu üks enim uuritud kosmosekehi Päikesesüsteemis. Marsi on nii palju uuritud, et selle ja selle piirkondade kohta on loodud kaart. Marsi mäed, vulkaanid, murrangud, tasandikud said ilusad nimed: org, Hellase tasandik, Elüüsia tasandik, Utoopia tasandik, mägi, Xanthi maa jne. Marsi reljeef tekib litosfääri plaatide liikumise, kosmosest tulevate löökide ja atmosfäärinähtuste mõjul.
Päikesesüsteemi suurim mägi on Olümpose mägi, mis on 3 korda suurem kui Mount Everest. Selle kõrgus planeedi pinnast on 27 km. Läbimõõt - umbes 600 km.
Amazonase tasandik asub Marsi põhjaosas. Selle vanus on vaid umbes 50 miljonit aastat. Amazonase kivimid koosnevad kõvastunud vulkaanilisest lavast. Laavapursked ei tulnud mitte vulkaanidest, vaid maa pragudest.
Mariner Valley on hiiglaslik lõhe, mis on mitu korda suurem kui Arizona Grand Canyon. Selle sügavus on 7 km, pikkus 4500 km. Esimese pildi rikkest tegi Mariner-9 aparaat, mille järgi otsustati orule nime anda.
Utoopia tasandik on täis nii kive kui ka kividest valmistatud rändrahne. Reljeef on tasane, kraatrid asuvad põhjapoolkeral.
Elysiumi laial tasandikul asub samanimeline vulkaan. Lõuna pool on Tharsise tasandik, mille suurus on võrreldav Aafrika mandriga. Tharsise kõrgel maapinnal kõrguvad kolm hiiglaslikku vulkaani, mida nimetatakse Tharsise mägedeks. Nende kõrgus on umbes 20 kilomeetrit üle merepinna.
Huvitav on see, et nii väikesele planeedile on koondunud nii palju päikesesüsteemi vaatamisväärsusi.
Marsi pinnareljeef
Marsi maastik on muutunud vulkaanilise tegevuse, kosmiliste kehade mõjude, tektooniliste liikumiste ja atmosfäärinähtuste, näiteks tolmutormide mõjul. Jääpolaarkübarad muudavad oma suurust aastaaegade vahetumisel: talvel nende suurus suureneb, suvel väheneb. Kliima on muutunud, võib-olla planeedi orbiidi muutumise tagajärjel. Sellele viitab pinnase kihilisus pooluste läheduses.
Marsi reljeef jaguneb 2 poolkeraks: lõuna- ja põhjapoolkeraks. Lõunapoolkera reljeef on täis kraatreid, mille vanus on umbes kolm miljardit aastat. Varem arvati, et need tumedad piirkonnad Marsil, mida kutsuti meredeks, on taimestiku saared. Planeedi lähem uurimine lükkas selle teooria ümber. Tähelepanuväärne on see, et lõunapoolkera poolelt on Marsil mõningaid sarnasusi Kuuga, mis on tingitud kraatrite rohkusest, millest enamik tekkis kosmiliste kehade löökide tagajärjel.
Põhjapoolkera maastik on sujuvam, sest selle pind on tegelikult pärast vulkaanipurskeid kivistunud laava. Need on nn kerged piirkonnad ehk mandrid.
On olemas teooria, et põhjapoolkera tasane pind on tingitud Punase planeedi kokkupõrkest teise kosmilise kehaga.
Marsi tektooniliste plaatide liikumine ei toimu horisontaalselt, nagu Maal, vaid vertikaalselt. Seega on paljud vulkaanid ja seljandikud osa planeedi põhjapoolkerast.
Sagedased ja võimsad tolmutormid vallutavad kogu planeedi. Nende tormide tagajärjed on märgatavad orbiidilt ning on nähtavad hiiglaslike luidete ja tuuleribadena.
Siin-seal on Marsi pinnal näha musti auke. Neid avasid nimetatakse katuseakendeks. Need avastasid Marsi ümber tiirlevad satelliidid, tehes planeedi topograafiast kõrge eraldusvõimega pilte. Katuseaknad viivad laavatorudeni – maa-aluste käikude süsteemi, millest vulkaanilise tegevuse perioodidel laava voolas. Teadlased kavatsevad kasutada neid luukidega maa-aluseid koopaid varjupaigana Marsi ebasoodsate tingimuste eest.
Punase planeedi uurimisel on teadlased jõudnud üsna kaugele. Marss on kuiv kivine, tahke, viljatu ja veetu planeet. Suurem osa pinnast on sügavalt kaetud peeneteralise rauaga, mistõttu näeb see välja nagu tohutu kõrb. Seal on palju sügavaid orge ja mägesid, poolustel on jääd, sellel asuvad päikesesüsteemi kõrgeimad mäed, sügavaimad lohud.
See on neljas planeet Päikesest Päikesesüsteemis. Selle nimi tuleneb sõjajumala nimest, mis on ilmselt tingitud seosest planeedi punase värviga. Marsi saab näha palja silmaga. Planeetidevaheliste automaatjaamade uurimistegevuse tulemusena saadud andmed võimaldasid teha järeldusi selle planeedi olemasoleva sarnasuse kohta Maaga. Tehniline maandumine Marsile viidi läbi suhteliselt hiljuti.
Märkida võib Kuu ja Marsi pindade sarnasust, kuigi viimase maastiku morfoloogia on keerulisem: seal on palju kraatreid, tasandikke, kanjoneid ja vulkaane.
Tuleb märkida vee olemasolu (eriti pooluste piirkondades) pinnase aluskihtides. Seda nähtust nimetatakse igikeltsaks.
Nii nagu Maal, muutuvad ka Marsil pöörlemistelje kalde tõttu aastaajad planeedi pinnatemperatuuri muutustega. Keskmine temperatuur on 40°С, suvel kuni -14°С, talvel kuni -120°С.
Marsi geoloogilist ehitust ei iseloomusta tektoonilised plaadid. Jahtumine ja sellele järgnenud maakoore paksuse suurenemine ei aidanud kaasa tektooniliste plaatide tekkele. Teisisõnu, Marss on üks plaat, millel on endogeensed, st. "sisemised" (nt laavatarnased eendid vahevöös, vulkaanid) ja eksogeensed tunnused (meteoriidi kokkupõrked, mis kahjustasid maakoort).
Planeedi kahe poolkera vahel on märkimisväärne erinevus: põhjapoolkeral domineerivad siledad tasandikud ja täheldatakse mõõdukalt kraatreid, lõunapoolkeral on kraatreid 5 korda rohkem. Neid erinevusi võib seletada lõunapoolkera iidsema päritoluga – umbes 3,8 miljardit aastat tagasi toimus sel ajal Päikesesüsteemis aktiivne meteoriidipommitamine.
Kahe poolkera vahel laiub omapärase maastikumorfoloogiaga pind, mille nimi on Tarsis. Sellel territooriumil on vulkaanilised moodustised, Arsia, Pavonise, Askreuse, Olympuse mäed, aga ka Marinerise orud ja terve kanjonite süsteem.
jõesängid
Marsi pinnal on näha maapealsete jõesängidega sarnaseid moodustisi. Mõned neist on kuni 200 km laiused.
Niinimetatud kanalid jagunevad kahte tüüpi: esimene on väike, mähisega moodustised hargnevate "jõgedega". Teine on esitatud sügava kanalina ja selle mõõtmed on läbivalt samad.
Selle nähtuse päritolu kohta on kaks hüpoteesi. Esimese kohaselt räägime erinevate jõgede olemasolust planeedi pinnal parasvöötme kliimas. Teise hüpoteesi kohaselt on need kanalid jääknähtus pärast maakoore murdumise tagajärjel tekkinud järsku ja äkilist veevoolude teket. Selle teooria kinnituseks antakse Marinerise orud pikkusega üle 5000 km, mis on lõigatud veevoolude kanalite poolt, mis ilmnesid ilmselt ootamatult.
ookeanid
Vaatamata praegu kuivale ja külmale Marsi kliimale on tõendeid vee ja jää hävitavast tegevusest planeedil. Olematute jõgede kanalid, jääga kaetud tasandikud, igikelts ja jäämütsid - kõik see näitab, et Marsi geoloogilise ajaloo mingil hetkel oli kliima parasvöötme ja vastavalt sellele oli planeedi pinnal vesi. .
Esimesi geoloogilisi ajastuid iseloomustasid meteoriitpommitamised ja sagedased vulkaanipursked. Just sel perioodil täheldatakse vee mõjul kraatrite hävimist, erosiooni, samal ajal moodustuvad jõesängid. Erosiivsete nähtuste jaoks vajaliku vee olemasolu ei saa olla ainult igikeltsa sulamise ja vee kogunemise tagajärg.
Tõenäoliselt eksisteerib hüdrodünaamilise tsükli mingis etapis, mida iseloomustab veeauru olemasolu atmosfääris. Vaadatud jõesängid näitavad, et kliima oli kunagi parasvöötme. Sellega seoses võime spekuleerida tavapärase veeringega ookeanide olemasolu kauges minevikus – see tähendab vee aurustumist, selle kondenseerumist pilvedes ja edasist purset pinnale. Selle tsükli lõppemine ja sellele järgnev vee adsorptsioon poorsete kivimite poolt võib olla seotud planeedi väikese massiga, see ei suutnud säilitada atmosfääri moodustavaid gaase.
Pärast iseloomuliku parasvöötme kliimaga planeedi evolutsiooni esimesi etappe saabuvad teised ajad. Just sel perioodil tekkis planeedi pinnale ookean. Seega saab seletada Marinerise orgude, veekanalite ja muude Tharsise pinnal esinevate pragude päritolu. Ookeani tekkimist Marsi pinnal võib väita vulkaanilise tegevuse tagajärjel tekkinud igikeltsa purunemisega. Kanjonid asuvad ka vulkaanilise päritoluga ehitiste läheduses.
Vee olemasolu põhjustab muutusi atmosfääris – see saab pinnalt veeauru ja süsihappegaasi. Kasvuhooneefekt edeneb, selle tulemusena tõuseb temperatuur, mis põhjustab planeedi polaarmütside sulamist. Nende nähtuste tulemusena algab aeglane ja pikaajaline vee imendumine planeedi poorse pinna poolt. Edasised sündmused arenevad järgmiselt - planeedi peegeldusvõime (pinda katva jää tõttu) suureneb, selle temperatuur langeb. Tsükkel lõpeb. Vett neelab Marsi pind.
Aja jooksul planeedi sisetemperatuur langeb, vulkaaniline aktiivsus hääbub. Kliima on stabiliseerumas.
Atmosfäär
Tänu planeetidevaheliste automaatjaamade abil tehtud uuringutele tehti kindlaks Marsi atmosfääri koostis - see koosneb 96% süsinikdioksiidist, 2,7% lämmastikust ja 1,6% argoonist. Hapnikku on ainult 0,13% ja veeauru on 0,03%. Pinnapealne rõhk on madal, see on kuus tuhandikku maakera rõhust. Oletame, et astronaut maandub Marsile. Mida ta näeb? Punakas tuule, taeva poolt kantud tolmuosakeste tõttu. Päikesekiirte väikese tiheduse tõttu planeeti ei soojendata, on õhuvoolude vahel oluline temperatuuride erinevus. Marsi pilved koosnevad veest ja süsinikdioksiidist ning on välimuselt sarnased meie rünkpilvedele. Marsi pilved kordavad põhimõtteliselt planeedi reljeefseid piirjooni.
Marsi pind
© Vladimir Kalanov,
veebisait"Teadmine on jõud".
Maapealsete jõgede kanalitega sarnaseid moodustisi on näha paljudes Marsi piirkondades. Need jagunevad kahte tüüpi: mähised süvendid harudega nagu lisajõed ja sügavad kanalid, millel on kogu pikkuses sama laius. Teist tüüpi kanaleid nimetatakse aktsiateks.
Selliste moodustiste tekke kohta Marsi pinnal on kaks hüpoteesi. Esimese hüpoteesi kohaselt eksisteerisid Marsil parasvöötmes kunagi tavalised jõed. Teise hüpoteesi kohaselt tekkisid need kanalid Marsi maakoore rikkest välja pääsenud võimsa veevoolu äkilise löögi tagajärjel. Selline voolus võib olla ka igikeltsa kiire sulamise tagajärg. Näiteks Marinerise oru enam kui 5000 km pikkuste sügavate kanalite poolt läbi lõigatud kanjonite morfoloogia näitab üsna selgelt, et sellised erosioonijäljed võivad jääda alles pärast äkilist võimsat veevoolu.
Marsi pinnalt leitud jälgi vee ja jäävoogude hävitavast tegevusest, samuti pooluste jäämütsid ja igikeltsa, s.o. pinnase ülemiste kihtide igikeltsa vesi tõestab, et kaugel geoloogilisel ajastul valitses Marsil parasvöötme kliima ja piki selle pinda voolasid jõed, mis suubusid meredesse ja ookeanidesse. Tulevikus võib olukord planeedil eeldatavasti areneda järgmiselt. Vee aurustumisel täitub atmosfäär järk-järgult veeauru ja süsinikdioksiidiga. Sellest tulenev kasvuhooneefekt toob kaasa temperatuuri tõusu ja polaarmütside sulamise. Vett neelab aeglaselt planeedi pinna poorne kiht. Atmosfääri täiendanud gaasid ja aurud hajuvad avakosmosesse, tk. suhteliselt väikese massiga planeet ei suuda neid pinnast suurel kaugusel hoida. Tekkiv jää suurendab pinna peegelduvust. Planeedi pinnatemperatuur langeb. Pinnasesse imendunud vesi moodustab igikeltsa kihi. Möödub miljoneid aastaid. Vulkaaniline aktiivsus planeedi sooltes hääbub. Planeedi sisetemperatuur langeb. Kliima on muutumas selliseks, nagu ta on nüüdisajal.
Marsi pinnal on mõningaid sarnasusi Kuu pinnaga, kuid Marsi pinna morfoloogia on keerulisem: leitud on palju kraatreid, pikki ja sügavaid (kuni kahe kilomeetri sügavusi) kanjoneid, kustunud vulkaane koos tasaste aladega. Tuleb märkida, et Marsi reljeefi on Maalt vaadeldes üksikasjalikult uurida isegi võimsate teleskoopide abil. Marsil esinevad sageli tolmutormid, mis mõnikord kestavad kaks või kolm kuud või rohkem. Nende tormide ajal on planeedi atmosfäär tolmust küllastunud ja tekivad kollased pilved, mis muudavad nägemise raskeks ja vaatleja võib neid Marsi pinna mis tahes tunnuste järgi võtta. Marsi reljeefi detailidest on tavalises teleskoobis Maalt vaatlejale kõige selgemini nähtavad vaid jäämütsidega kaetud Marsi poolused. Talvel muutuvad mütsid heledamaks ja suurenevad, sest. Jääkoorele lisatakse süsihappegaasist valmistatud kuivjääd. Pooluste jääkate hõlmab suuri territooriume, ulatudes 60 ° põhjalaiuseni ja 60 ° lõunalaiuseni.
Niipea, kui saabub soe aastaaeg, toimub kuivjää sublimatsioon, st. selle üleminek tahkest olekust otse süsinikdioksiidiks. Süsinikdioksiid või õigemini selle segu teiste atmosfääri komponentidega hakkab liikuma vastaspooluse suunas. Sageli toimub mõnel seni ebaselgetel põhjustel kuivjää sublimatsioon väga kiiresti ja siis on pikad tolmutormid, mida just mainisime. Lisame, et vaatamata atmosfääri madalale tihedusele võib tuule kiirus sel juhul ulatuda mitmesaja meetrini sekundis. Selline torm võib ümber lükata Marsi raskeima maanduri, mis arvatavasti juhtus Nõukogude automaatsete planeetidevaheliste jaamadega. "Mars-3" ja "Mars-6" .
Marsi reljeefi detailide hulgas on selline ainulaadne objekt nagu 27 km kõrgune kustunud vulkaan. Selle mäe avastas USA AMS "Mariner-9" aastal 1971 ja sai nime Olympus (Olympus – lat.). Arvatakse, et see mägi on kõrgeim kogu päikesesüsteemis.
Maalaste jaoks poleks vähem muljetavaldav hiiglaslik vulkaanikoonus "Nix Olympica", millel on 500 km läbimõõduga alus ja 40 km laiune (!) kraater. Ka see objekt avastati automaatse planeetidevahelise jaama abil.
Marsi pinna spetsiifilise värvuse punakaskollasest punakaspruunini annavad ränidioksiidiga segatud raudoksiidide hüdraadid - ligikaudu sama liiv (SiO 2) mis Maal.
Marsi pinna uurimisega seotud kurioosumite hulka võib lugeda poleemika, mis lahvatas pärast ühte Ameerika AMS-i seeria kümnetest tuhandetest piltidest. "Viiking"(juuli-september 1976) avastati sfinksi meenutav kujutis. Selle pildi avastanud NASA spetsialist pakkus pärast selle arvutis töötlemist välja pildil kujutatud objekti kunstliku olemuse. Jälle lõid kired lõkkele igavese küsimuse ümber, kas Marsil on intelligentset elu või vähemalt on see kunagi olnud. Tülisse sekkusid ka Nõukogude eksperdid. Kõik tahtsid mõista Marsi "sfinksi" olemust, mille kõrgus on 300 meetrit ja läbimõõt 1500 meetrit. Kõik rahunesid alles pärast seda, kui said aru, et pildil on kujutatud loodusobjekti, Marsi reljeefi elementi, mis allub ilmastikutingimustele. Kõik muu on fantaasia produkt ja spetsiaalselt loodud programmi abil arvutitöötluse tulemus. Inimene ei näe mõnikord mitte seda, mis tegelikult olemas on, vaid seda, mida ta näha tahab.
Oma olemuselt erinevad Marsi poolkera pinnad üksteisest märkimisväärselt. Põhjapoolkera näeb välja nagu sile, homogeenne tasandik, millel on vähe kraatreid. Lõunapoolkeral on suurte ja väikeste kraatrite arv mitu korda suurem kui põhjapoolkeral, mis viitab selle poolkera vanemale vanusele. Lõunapoolkera pind tekkis umbes 3,8 miljardit aastat tagasi, ajastul, mil võimas meteoriidisadu mõjutas kõiki päikesesüsteemi objekte.
Piirkonnal nimega Tharsis on omapärane pinnamorfoloogia. See asub mõlemal pool Marsi ekvaatorit. Selles piirkonnas asuvad vulkaanilised mäed Askreus, Arsia, Pavonis, Olympus ja Valis Marinerise kanjon.
Marsi geoloogilisel struktuuril puuduvad Maale iseloomulikud tektoonilised plaadid. Pärast Marsi pinna jahtumist selle maakoor tihenes, tektooniline areng toimus evolutsiooniliselt, mis ei toonud kaasa tektooniliste plaatide teket. Selle tulemusena moodustus Marsi pind ühtse litosfääriplaadina.
Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt on planeedil Mars järgmine struktuur. Planeedi sees on tuum, mis koosneb rauast ja rauda sisaldavatest ainetest. Südamiku raadius on 1500 km. Südamiku kohal on mantlikiht, mis sisaldab silikaate. Mantli paksus on ligikaudu 1800 km. Koor, st. Marsi pinnase pealmine kiht on umbes 100 km paksune. Teadlased soovitavad, et tihedus planeedi keskel peaks ulatuma 8,5 g / cm³-ni. Tuum on osaliselt vedel ja koosneb peamiselt rauast, mille lisandiks on 14-17% (massi järgi) väävlit ning kergete elementide sisaldus on kaks korda suurem kui Maa tuumas.
Marsi suhteliselt väike tihedus võrreldes teiste maapealsete planeetidega viitab sellele, et selle tuum sisaldab peale raua (raud ja raudsulfiid) tõenäoliselt suhteliselt suure osa sulfiide.
© Vladimir Kalanov,
"Teadmine on jõud"
