Геология марса — geology of mars

СОДЕРЖАНИЕ

Содержание

Состав и поверхность Марса:

Кpacный цвeт Марса oбpaзуeтcя благодаря наличию oкcидa жeлeзa. Из-зa пpиcутcтвия дpугиx минepaлoв, цвет может приобретать также коричневый, золотой, зелёный и другие оттенки.

Согласно современным моделям внутреннего строения Марса планета состоит из коры (средняя толщина 50 км), силикатной мантии и ядра (радиус по разным оценкам от 1480 до 1800 км).

Поверхность планеты усеяна ударными кратерами, вулканами и горами. На ее поверхности имеются долины, пустыни и полярные ледниковые шапки.

На двух третях поверхности планеты располагаются светлые области – материки, на одной трети – тёмные участки, моря. Большая часть морей находится в южном полушарии Марса, в северном полушарии известно только два крупных моря – Ацидалийское и Большой Сирт.

Поверхность Марса на полушариях планеты сильно отличается. В южном полушарии поверхность находится на 1-2 км выше среднего уровня и густо усеяна кратерами. В этой части Марс напоминает лунные материки. Не северном полушарии мало кратеров. Здесь в основном гладкие равнины, которые образовались, предположительно, из-за затопления лавой и эрозии. В северном полушарии находятся также две области крупных вулканов – Фарсида и Элизий.

Северная и южная полярные шапки Марса состоят из двух компонентов: сезонного углекислого газа и векового водяного льда.

Из-за низкого давления на планете вода на Марсе существует в основном (за исключением полярных шапок) в газообразном состоянии.

Примечание:  Фото https://www.pexels.com, https://pixabay.com

Найти что-нибудь еще?

карта сайта

Коэффициент востребованности
254

Особенности поверхности

Марсианский пейзаж пустынный, сухой и пыльный. Поверхность состоит из горных структур (включая вулканы), равнин, глубоких впадин и протяженных песчаных дюн. Здесь также немало древних, но хорошо сохранившихся из-за медленной эрозии, кратеров.

Равнины

Они занимают большую часть планеты, особенно в северном полушарии. Одна из них — Великая Северная — самая крупная космическая равнина Солнечной системы. Ее относительно гладкая поверхность говорит о возможном нахождении здесь в далеком прошлом воды.

Каньоны

Их на Марсе целая сеть, а расположены они преимущественно в экваториальной области. Долина каньонов получила название в честь космической миссии, корабли которой открыли эти образования в 1971 г. Длина «Долины Маринер» равна протяженности австралийского материка. Глубина некоторых каньонов достигает 10 км.

Вулканы

Поверхность Красной планеты содержит множество вулканов, но среди них не обнаружено ни одного действующего. О бывшей вулканической деятельности Марса свидетельствует наличие характерных для нее пород и большого количества пепла.

Игры про ниндзя на ПК

Карты

Карта Марса

Большая карта красной планеты — представляет собой хорошую физическую карту Марса. Данная карта была составлена персоналом научно-популярного журнала National Geographic, авторитет которого признан во всем мире, поэтому эти труды представляют особенный интерес, для людей не мыслящих жизнь без познаний о космосе.

Совет. Чтобы открыть карту созданную National Geographic в высоком разрешении, скачайте ее на компьютер. Эту операцию произвести достаточно просто: после того как карта полностью откроется в браузере, щелкните на левую кнопку мышки и выберите «сохранить как» и укажите удобную папку для сохранения.

Марсианские спутники — объяснение для детей

У Марса два спутника: Фобос и Деймос. Оба в 1877 году обнаружил американский астроном Асаф Холл. Он уже практически отказался от поисков, но Анджелина, его жена, заставила продолжать. На следующую же ночь он нашел Деймос, а через шесть дней – Фобос. Он назвал их в честь сыновей греческого бога войны Ареса. Фобос – страх, а Деймос – разгром.

Считают, что обе луны состоят из углеродосодержащей породы, смешанной со льдом и покрытой пылью и рыхлой породой. Если сравнивать с земной Луной, то они крошечные и неправильной формы (им не хватает силы тяжести, чтобы сделать себя более округленными). Наибольшая ширина Фобоса – 27 км, а Деймоса – 15 км.

Они покрыты кратерами, полученными от метеоритных ударов. На поверхности Фобоса различают сложные узоры, которые могут оказаться трещинами, образовавшимися после удара и создавшими самый большой кратер на луне – ширина в 10 км (почти половина ширины самого спутника). Подобно нашей Луне, марсианские спутники всегда повернуты одной стороной к планете.

Крошечный спутник Фобос, пролетающий над поверхностью Марса

Дети должны понимать, что все еще не ясно, как появились спутники Марса. Возможно, они были астероидами, притянувшимися марсианской гравитацией. Или же они сформировались на орбите одновременно с планетой. Астрономы из университета Падуи (Италия) считают, что ультрафиолетовый свет, отраженный от Фобоса, предоставляет убедительные доказательства правдивости первого варианта.

Фобос постепенно приближается к Марсу, продвигаясь на 1.8 метра с каждым веком. Через 50 миллионов лет он может врезаться в поверхность или же распадется на осколки, сформировав кольцо вокруг планеты.

Обе луны представляют ценные мишени для исследования. НАСА рассматривает возможность бомбардировки Фобоса колючими сферическими роверами – ежами.

Русла «рек» и другие особенности

Дельта высохшей реки в кратере Эберсвальде (фото Mars Global Surveyor).

Микроскопическое фото конкреции гематита размером 1,3 см в марсианском грунте, снятое марсоходом «Оппортьюнити» 2 марта 2004 года, что свидетельствует о присутствии в геологическом прошлом воды в жидком состоянии.

Т. н. «чёрная дыра» (колодец) диаметром более 150 м на поверхности Марса. Видна часть боковой стенки. Склон горы Арсия (фото «Марсианского разведывательного спутника»).

Основная статья: Гидросфера Марса

На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.

В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальде обнаружена дельта реки площадью около 115 км². Намывшая дельту река имела в длину более 60 км.

Данные марсоходов НАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют также о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды). Аппарат «Феникс» обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.

Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, «обтекают» различные препятствия, сливаются и расходятся. «Сложно представить, что подобные структуры могли сформироваться не из потоков жидкости, а из чего-то иного», — заявил сотрудник НАСА Ричард Зурек.

28 сентября 2012 года на Марсе обнаружены следы пересохшего водного потока. Об этом объявили специалисты американского космического агентства НАСА после изучения фотографий, полученных с марсохода «Кьюриосити», на тот момент работавшего на планете лишь семь недель. Речь идёт о фотографиях камней, которые, по мнению учёных, явно подвергались воздействию воды.

На вулканической возвышенности Фарсида обнаружено несколько необычных глубоких колодцев. Судя по снимку аппарата «Марсианский разведывательный спутник», сделанному в 2007 году, один из них имеет диаметр 150 метров, а освещённая часть стенки уходит в глубину не менее чем на 178 метров. Высказана гипотеза о вулканическом происхождении этих образований.

На Марсе имеется необычный регион — Лабиринт Ночи, представляющий собой систему пересекающихся каньонов. Их образование не было связано с водной эрозией, и вероятная причина появления — тектоническая активность. Над Лабиринтом Ночи образуются облака, которые могут довольно точно копировать его структуру.

Примечания

Исследование

Расстояние, сила тяжести, атмосферные условия (чрезвычайно низкое или чрезвычайно высокое атмосферное давление ) и неизвестные факторы делают разведку дорогостоящей и рискованной. Это требует космических зондов для раннего исследования планетных поверхностей. Многие стационарные зонды имеют ограниченный диапазон исследований и, как правило, выживают на внеземных поверхностях в течение короткого периода времени, однако мобильные зонды (роверы) обследовали большие площади поверхности. Миссии по возврату образцов позволяют ученым изучать внеземные поверхностные материалы на Земле без необходимости отправлять пилотируемую миссию, однако, как правило, это возможно только для объектов с низкой гравитацией и атмосферой.

Прошлые миссии

Первой внеземной планетной поверхностью, которая была исследована, была поверхность Луны с помощью Луны-2 в 1959 году. Первым и единственным исследованием внеземной поверхности человеком была Луна, программа Аполлона включала первую лунную походку 20 июля 1969 года и успешное возвращение внеземной поверхности. образцы на Землю. Венера-7 была первой посадкой зонда на другой планете 15 декабря 1970 года. Марс-3 «мягко приземлился» и получил данные с Марса 22 августа 1972 года, первым марсоходом на Марсе был Mars Pathfinder в 1997 году, марсоход Mars Exploration Rover изучает поверхность красной планеты с 2004 года. NEAR Shoemaker первым совершил мягкую посадку на астероид — 433 Эрос в феврале 2001 года, а Хаябуса первым вернул образцы из 25143 Итокава 13 июня 2010 года. Гюйгенс мягко приземлился и вернулся. данные с Титана 14 января 2005 г.

Было много неудачных попыток, совсем недавно — Фобос-Грунт , миссия по возврату образцов, направленная на исследование поверхности Фобоса .

Будущие миссии

В мае 2011 года НАСА объявило о миссии OSIRIS-REx по возврату образцов к астероиду 101955 Бенну , запуск которой ожидается в 2016 году. Другие цели для посадки и возврата образцов включают 162173 Рюгу ( Хаябуса2 в 2018 году) и 101955 Бенну ( OSIRIS-REx в 2020 году).

Астрономические характеристики Марса:

Марс хорошо виден с Земли невооружённым глазом. Его видимая звёздная величина достигает −2,91m (при максимальном сближении с Землёй). Марс уступает по яркости лишь Юпитеру (во время великого противостояния Марса он может превзойти Юпитер), Венере, Луне и Солнцу. Противостояние Марса можно наблюдать каждые два года.

Расстояние между Марсом и Землёй меняется от 55,76 до 401 млн км. Такая разница расстояния объясняется тем, что в первом случае Земля находится точно между Солнцем и Марсом, а во втором – Солнце находится точно между Землёй и Марсом. Среднее расстояние между Марсом и Солнцем – 228 млн км (1,52 а.e.). Марс движется вокруг Солнца по эллиптической орбите. Эксцентриситет орбиты ярко выражен и составляет 0,0933941. В перигелии Марс находится в 206,7 млн. км от Солнца (или 1,381 a.e.), в афелии – в 249,2 млн км (или 1,666  а.е.). Наклон орбиты к плоскости эклиптики равен 1,85°. Средняя скорость движения планеты по орбите – 24,13 км/с.

Марс обращается по своей орбите вокруг Солнца с периодом около 686,98 земных суток (или 1,88 земных лeт). Продолжительность одних звёздных суток на Марсе составляет 24 часа 37 минут 22,7 секунды земных, а солнечных – 24 часа 39 минут 35,24409 секунды земных. Продолжительность марсианского дня (и соответственно ночи) на 2,7 % длиннее земного.

Марсианские сутки именуют «солами». Марсианский год равен 668,59 сола.

Марс напоминает Землю пo oceвoму нaклoну – 25,19°, то есть на нём отмечается сезонность. При этом северное лето на Марсе долгое и прохладное, а южное бывает коротким и относительно тёплым.

Направление вращения Марса соответствует направлению вращения всех (кроме Венеры и Урана) планет Солнечной системы.

Ссылки

Карты Марса с названиями деталей рельефа на русском языке

Карты, фотографии и различная информация о Марсе

«Мы были на волоске»: рассекречены данные о подготовке к третьей мировой

Грунт

Фотография марсианского грунта в месте посадки аппарата «Феникс».

Элементный состав поверхностного слоя марсианской почвы, определённый по данным посадочных аппаратов, неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы — кремнезём (20—25 %), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого).

Согласно данным зонда НАСА «Феникс» (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения. «Фактически, мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем», сообщил ведущий исследователь-химик проекта Сэм Кунейвс. Также, по его словам, данный щелочной тип грунта многие могут встретить на «своём заднем дворе», и он вполне пригоден для выращивания спаржи.

В месте посадки аппарата в грунте имеется также значительное количество водяного льда. Орбитальный зонд «Марс Одиссей» также обнаружил, что под поверхностью красной планеты есть залежи водяного льда. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решён в 2008 году, когда зонд «Феникс», севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта.

Данные, полученные марсоходом Curiosity и обнародованные в сентябре 2013 года, показали, что содержание воды под поверхностью Марса гораздо выше, чем считалось ранее. В породе, из которой брал образцы марсоход, её содержание может достигать 2 % по весу.

Альтернативная служба в армии

Advertise

Навигация

Сила тяжести

Такая универсальная «Газель»

Роль инженерных войск в мирное время

Обращение к Женщине

История

См. также: Формирование и эволюция Солнечной системы

См. также: Геологическая временная шкала Марса

Образование Марса, как и других планет Солнечной системы, началось с конденсации крошечных твёрдых частиц (пыли) из охлаждающегося газа примерно того же состава, что и Солнце; затем эти сгустки пыли слипались в планетезимали диаметром 1-1000 км, которые затем росли и становились протопланетами. Согласно оценкам, этот процесс для Марса мог завершиться за несколько миллионов лет — гораздо меньшее время, чем для других внутренних планет. Судя по всему, примерно в это же время произошло отделение металлического ядра от силикатной мантии. Это было возможно благодаря тому, что они находились в расплавленном состоянии («океан магмы»), а нагрев осуществлялся за счёт кинетической энергии соударяющихся с поверхностью планетеземали при аккреции частиц, а также, возможно, распада короткоживущих радиоактивных источников, таких как 26Al внутри неё. Однако согласно другим теориям, эти параллельные процессы (аккреции и дифференциации ядра) могли идти до 60 млн лет, либо же завершиться быстро, но сопровождаться неким более поздним импактным событием, повлекшим нагрев и расплавление уже остывшей мантии. В пользу этого говорит избыточное (по сравнению с ожидаемым при равновесном фракционировании между силикатной и металлической фазами) содержание , причём эта нестыковка характерна также и для Земли. Для разрешения данной проблемы и предложена, в частности, гипотеза поздней добавки метеоритного материала (Primitive mantle), которая, однако, должна была быть осуществлена до отвердевания океана магмы. Механизм последнего ещё не окончательно понят. Быстрая кристаллизация слоёв с разной плотностью привела, судя по всему, к наблюдаемым неоднородностям внутренней структуры, которые можно отследить по составу метеоритов. Однако этот сценарий предполагает отсутствие вулканической деятельности и конвективного перемешивания вещества, что противоречит наблюдаемым свидетельствам локальных расплавлений мантии и коры и активного вулканизма, как раннего, так и позднего. Одним из важных факторов неопределённости является содержание воды в недрах планеты как на этом этапе, так и в настоящий момент; и вообще неизвестно, какой геологический период отражает содержание H₂O в шерготтитах, поскольку точно не установлен их возраст. Известно, однако, что в процессе аккреции в составе Марса аккумулировалось больше , чем в Земле, в частности, порядка 100 ppm воды, хотя точное значение неизвестно, и приводятся оценки от нескольких миллионных долей до 200 ppm. Затем они постепенно удалились из мантии; так, удалилось порядка 40 % содержавшейся там воды, причём порядка 10 % из этого объёма перешло в кору. При этом даже столь малая доля как 10 % от 100 ppm в коре эквивалентна слою воды, покрывающему поверхность Марса, толщиной 14 м.

Велика вероятность того, что в ранний период на Марсе имела место тектоника плит, обеспечивавшая, в частности, конвективные потоки в ядре, необходимые для генерации магнитного поля. Возможно, однако, и что конвекция была чисто термической и происходила в полностью жидком ядре за счёт постепенного охлаждения мантии.

Атмосферная пыль

Пыльный дьявол на Марсе — осмотр марсохода Curiosity — (9 августа 2020 г.)

Пыльный дьявол на Марсе ( MGS )

Пылевые дьяволы оставляют на поверхности Марса извилистые темные следы

Змея Пыль Дьявол Марса ( MRO )

Пыльные дьяволы в Валлес Маринер ( MRO )

Пыльные бури на Марсе

.

25 ноября 2012 г.

18 ноября 2012 г.

Отмечены местоположения марсоходов Opportunity и Curiosity ( MRO )

Пыль такого же размера осядет из более тонкой марсианской атмосферы раньше, чем на Земле. Например, пыль, взвешенная в результате глобальных пыльных бурь 2001 года на Марсе, оставалась в марсианской атмосфере всего 0,6 года, в то время как пыль с горы Пинатубо осела примерно два года. Однако в нынешних марсианских условиях движения масс обычно намного меньше, чем на Земле. Даже глобальные пыльные бури 2001 года на Марсе сдвинули только эквивалент очень тонкого слоя пыли — около 3 мкм толщиной, если осаждается с одинаковой толщиной между 58 ° северной и южной сторон экватора. Осаждение пыли на двух площадках марсохода происходило со скоростью примерно в одно зерно на каждые 100 золей .

Разница в концентрации пыли в атмосфере Земли и Марса проистекает из ключевого фактора. На Земле пыль, которая оставляет атмосферную взвесь, обычно собирается в более крупные частицы под действием почвенной влаги или взвешивается в океанических водах. Помогает то, что большая часть поверхности Земли покрыта жидкой водой. Ни один из процессов не происходит на Марсе, оставляя осевшую пыль доступной для взвешивания обратно в атмосферу Марса. Фактически, в составе марсианской атмосферной пыли — очень похожей на приземную пыль — по данным термоэмиссионного спектрометра Mars Global Surveyor, по объему могут преобладать композиты плагиоклазового полевого шпата и цеолита, которые могут быть механически получены из марсианских базальтовых пород без химических изменений . Наблюдения за магнитными ловушками для пыли Mars Exploration Rovers показывают, что около 45% элементарного железа в атмосферной пыли максимально окислено (3+) и что почти половина находится в титаномагнетите, что соответствует механическому образованию пыли с водными изменениями, ограниченными всего лишь тонкие пленки воды. В совокупности эти наблюдения подтверждают отсутствие процессов агрегации пыли на Марсе, вызванных водой. Кроме того, в настоящее время на поверхности Марса преобладает ветровая активность, и многочисленные дюны Марса могут легко превращать частицы в атмосферную взвесь из-за таких эффектов, как более крупные зерна, дезагрегирующие мелкие частицы в результате столкновений.

Обычно частицы марсианской атмосферной пыли имеют диаметр 3 мкм

Важно отметить, что, хотя атмосфера Марса тоньше, Марс также имеет меньшее гравитационное ускорение, поэтому размер частиц, которые останутся во взвешенном состоянии, нельзя оценить только по толщине атмосферы. Электростатические силы и силы Ван-дер-Ваальса, действующие между мелкими частицами, вносят дополнительные сложности в расчеты

Строгое моделирование всех соответствующих переменных предполагает , что частицы диаметром 3 мкм может оставаться в суспензии до бесконечности в большинстве скоростей ветра, в то время как частицы такого размера , как диаметр 20 мкм можно ввести суспензию из состояния покоя при поверхностной турбулентности ветра , как низко как 2 мс -1 или остаться в суспензии при 0,8 мс -1 .

В июле 2018 года исследователи сообщили, что крупнейшим источником пыли на планете Марс является формация ямок Медузы .

Пыльная буря на Марсе — оптическая глубина тау — с мая по сентябрь 2018 г. ( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter ) (1:38; анимация; 30 октября 2018 г.; описание файла )

Марс (до / после) пыльной бури (июль 2018 г.)

Марс без пыльной бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пыльной бурей в июле 2001 г. (справа), по данным Mars Global Surveyor

(с подветренной стороны) на Марсе ( марсоход Curiosity ; 17 декабря 2015 г.).

Эрозия пыльной бурей

Рекомендуем

Из чего состоит атмосфера Марса?

Ныне климат Марса суров и отвергает даже возможность обитания здесь живых существ. Марсианская погода формируется множеством факторов, среди которых цикличный рост и таяние ледяных шапок, водяные пары в атмосфере и сезонные пылевых бури. Порой, гигантские пылевые бури охватывают сразу всю планету и могут длиться месяцами, окрашивая небо в густой красный цвет.

Атмосфера Марса примерно в 100 раз тоньше, чем у Земли, а на 95 процентов состоит углекислого газа. Точный состав марсианской атмосферы таков:

• Углекислый газ: 95,32 %
• Азот: 2,7 %
• Аргон: 1,6 %
• Кислород: 0,13 %
• Окись углерода: 0,08 %

Кроме того, в незначительных количествах встречаются: вода, оксиды азота, неон, тяжелый водород, криптон и ксенон.

Как возникла атмосфера Марса? Так же, как и на Земле — в результате дегазации — выхода газов из недр планеты. Однако сила тяжести на Марсе значительно меньше, чем на Земле, поэтому большая часть газов улетучивается в мировое пространство, и лишь незначительная их часть способна удержаться вокруг планеты.

«Никто, кроме нас»

Эволюция Марса

Путем изучения поверхности Марса ученым стало известно, как эволюционировал Марс с момента своего образования. Они сопоставили этапы эволюции планеты с возрастом различных регионов поверхности. Чем больше число кратеров в регионе, тем старше там поверхность.

Ученые условно поделили продолжительность жизни планеты на три этапа: Ноачийская эра, Гесперийская и Амазонийская эра.

Ноачийская эра. Ноачийская эра названа так по имени огромной горной области в южном полушарии планеты. В этот период огромное количество объектов, начиная с маленьких метеоритов и заканчивая большими астероидами, сталкивались с Марсом, оставляя за собой множество кратеров различных размеров. 
Ноачийский период так же характеризовался большой вулканической активностью. Кроме того, во время этого периода, возможно, были образованы долины рек, которые оставили отпечаток на поверхности планеты. Существование этих долин позволяет предположить, что в ноачийскую эру климат на планете был теплее, чем сейчас.

Гесперийская эра. Гесперийская эра названа так по имени равнины, расположенной в низменных широтах южного полушария. Во время этого периода интенсивное поражение планеты метеоритами и астероидами постепенно утихло. Однако, вулканическая активность все еще продолжалась. Извержения вулканов покрыли большую часть кратеров.

Амазонийская эра. Эра названа так по имени равнины, расположенной в северном полушарии планеты. В это время столкновение с метеоритами наблюдается в меньшей степени. Вулканическая активность также характерна, причем извержения крупнейших вулканов происходили именно в этот период. Так же в этот период образовались новые геологические материалы, в том числе слоистые отложения льда.