მოციმციმე ავისმომასწავებელ სისხლის წითელ ფერთან დაპირისპირების დღეებში და იწვევს პრიმიტიულ მისტიკურ შიშს, იდუმალ და იდუმალ ვარსკვლავს, რომელსაც ძველი რომაელები ომის ღმერთის მარსის (ბერძნებს შორის არესი) პატივსაცემად დაარქვეს. ძნელად მოერგება ქალის სახელს. ბერძნებმა მას ასევე უწოდეს ფაეტონი მისი "გასხივოსნებული და ბრწყინვალე" გარეგნობის გამო, რაც მარსის ზედაპირს ემსახურება კაშკაშა ფერს და "მთვარის" რელიეფს ვულკანური კრატერებით, გიგანტური მეტეორიტების შეჯახებით, ხეობებითა და უდაბნოებით.
ორბიტალური მახასიათებლები
მარსის ელიფსური ორბიტის ექსცენტრისიტეტი არის 0,0934, რაც იწვევს განსხვავებას მაქსიმალურ (249 მილიონი კმ) და მინიმალურ (207 მილიონი კმ) დისტანციას შორის მზემდე, რის გამოც მზის ენერგია შემოდის პლანეტა მერყეობს 20-30% ფარგლებში.
ორბიტალური საშუალო სიჩქარეა 24,13 კმ/წმ. მარსიმთლიანად მოძრაობს მზის გარშემო 686,98 დედამიწის დღის განმავლობაში, რაც ორჯერ აღემატება დედამიწის პერიოდს და ბრუნავს საკუთარი ღერძის გარშემო თითქმის ისევე, როგორც დედამიწა (24 საათში 37 წუთში). ორბიტის დახრილობის კუთხე ეკლიპტიკის სიბრტყეზე, სხვადასხვა შეფასებით, განისაზღვრება 1,51°-დან 1,85°-მდე, ხოლო ორბიტის დახრილობა ეკვატორისკენ არის 1,093°. მზის ეკვატორთან შედარებით, მარსის ორბიტა დახრილია 5,65 ° კუთხით (და დედამიწა დაახლოებით 7 °). პლანეტის ეკვატორის მნიშვნელოვანი დახრილობა ორბიტის სიბრტყისკენ (25,2°) იწვევს მნიშვნელოვან სეზონურ კლიმატის ცვლილებას.
პლანეტის ფიზიკური პარამეტრები
მარსი მზის სისტემის პლანეტებს შორის ზომით მეშვიდე ადგილზეა, ხოლო მზიდან დაშორებით მეოთხე პოზიციას იკავებს. პლანეტის მოცულობა არის 1,638×1011 კმ³, ხოლო წონა არის 0,105-0,108 დედამიწის მასა (6,441023 კგ), რაც მას სიმკვრივით ექვემდებარება დაახლოებით 30% (3,95 გ/სმ3).). თავისუფალი ვარდნის აჩქარება მარსის ეკვატორულ რეგიონში განისაზღვრება 3,711-დან 3,76 მ/წმ-მდე დიაპაზონში. ზედაპირის ფართობი შეფასებულია 144,800,000 კმ². ატმოსფერული წნევა მერყეობს 0,7-0,9 კპა ფარგლებში. სიმძიმის დასაძლევად საჭირო სიჩქარე (მეორე სივრცე) არის 5072 მ/წმ. სამხრეთ ნახევარსფეროში მარსის საშუალო ზედაპირი 3–4 კმ-ით მაღალია, ვიდრე ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში.
კლიმატური პირობები
მარსის ატმოსფეროს ჯამური მასა დაახლოებით 2,51016 კგ-ია, მაგრამ წლის განმავლობაში ის მნიშვნელოვნად იცვლება ნახშირორჟანგის შემცველი პოლარული ქუდების დნობის ან „გაყინვის“გამო. საშუალო წნევა ზედაპირის დონეზე (დაახლოებით 6,1 მბ) თითქმის 160-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე ჩვენი პლანეტის ზედაპირთან ახლოს, მაგრამ ღრმა დეპრესიებში.აღწევს 10 მბარს. სხვადასხვა წყაროების მიხედვით, სეზონური წნევის ვარდნა მერყეობს 4,0-დან 10 მბარ-მდე.
მარსის ატმოსფეროს
95,32% შედგება ნახშირორჟანგისაგან, დაახლოებით 4% არის არგონი და აზოტი, ხოლო ჟანგბადი წყლის ორთქლთან ერთად 0,2%-ზე ნაკლებია.
ძალიან იშვიათი ატმოსფერო დიდხანს ვერ ინარჩუნებს სითბოს. მიუხედავად "ცხელი ფერისა", რომელიც განასხვავებს პლანეტას მარსს სხვებისგან, ტემპერატურა ზედაპირზე ზამთარში პოლუსზე -160°C-მდე ეცემა, ხოლო ზაფხულში ეკვატორზე ზედაპირის გათბობა შესაძლებელია მხოლოდ +30°C-მდე. დღისით.
კლიმატი სეზონურია, ისევე როგორც დედამიწაზე, მაგრამ მარსის ორბიტის გახანგრძლივება იწვევს სეზონების ხანგრძლივობასა და ტემპერატურულ რეჟიმში მნიშვნელოვან განსხვავებებს. ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს გრილი გაზაფხული და ზაფხული ერთად გრძელდება მარსის წლის ნახევარზე მეტს (371 მარტის დღე), ხოლო ზამთარი და შემოდგომა ხანმოკლე და ზომიერია. სამხრეთ ზაფხული ცხელი და ხანმოკლეა, ხოლო ზამთარი ცივი და გრძელი.
სეზონური კლიმატის ცვლილებები ყველაზე მკაფიოდ გამოიხატება პოლარული ქუდების ქცევაში, რომელიც შედგება ყინულისგან ქანების წვრილი, მტვრის მსგავსი ნაწილაკების შერევით. ჩრდილოეთ პოლარული ქუდის წინა მხარე შეიძლება დაშორდეს პოლუსს ეკვატორამდე მანძილის თითქმის მესამედით, ხოლო სამხრეთის ქუდის საზღვარი ამ მანძილის ნახევარს აღწევს.
პლანეტის ზედაპირზე ტემპერატურა უკვე გასული საუკუნის 20-იანი წლების დასაწყისში განისაზღვრა თერმომეტრით, რომელიც მდებარეობს ზუსტად მარსისკენ მიმართული ამრეკლავი ტელესკოპის ფოკუსში. პირველმა გაზომვებმა (1924 წლამდე) აჩვენა მნიშვნელობები -13-დან -28 ° C-მდე, ხოლო 1976 წელს დადგინდა ტემპერატურის ქვედა და ზედა ზღვარი.მარსზე დაეშვა კოსმოსური ხომალდით Viking.
მარსის მტვრის ქარიშხალი
მტვრის ქარიშხლების „გამოვლენამ“, მათმა მასშტაბებმა და ქცევამ გამოავლინა საიდუმლო მარსი დიდი ხნის განმავლობაში. პლანეტის ზედაპირი იდუმალებით იცვლის ფერს, ატყვევებს დამკვირვებლებს უძველესი დროიდან. "ქამელეონიზმის" მიზეზი მტვრის ქარიშხალი აღმოჩნდა.
წითელ პლანეტაზე ტემპერატურის უეცარი ცვლილებები იწვევს მძლავრ ძლიერ ქარებს, რომელთა სიჩქარე 100 მ/წმ-ს აღწევს, ხოლო დაბალი გრავიტაცია, მიუხედავად ჰაერის სიმცირისა, საშუალებას აძლევს ქარებს მტვრის უზარმაზარი მასები აწიოს სიმაღლეზე. 10 კმ-ზე მეტი.
მტვრის ქარიშხალს ასევე იწვევს ატმოსფერული წნევის მკვეთრი მატება, რომელიც გამოწვეულია ზამთრის პოლარული ქუდებიდან გაყინული ნახშირორჟანგის აორთქლებით.
მტვრის ქარიშხალი, როგორც მარსის ზედაპირის სურათებიდან ჩანს, სივრცით მიზიდულობს პოლარული ქუდებისკენ და შეუძლია დაფაროს უზარმაზარი ტერიტორიები, რომელიც გრძელდება 100 დღემდე.
კიდევ ერთი მტვრიანი სანახაობა, რომელიც მარსს ევალება ტემპერატურის ანომალიური ცვლილებების გამო, არის ტორნადოები, რომლებიც, მიწიერი "კოლეგებისგან" განსხვავებით, ტრიალებს არა მხოლოდ უდაბნო ადგილებში, არამედ ვულკანის კრატერების ფერდობებზე და დარტყმის ძაბრებზე, გასაგებია. 8 კმ-მდე მაღლა. მათი კვალი აღმოჩნდა გიგანტური განშტოებული ზოლიანი ნახატები, რომლებიც დიდხანს რჩებოდა საიდუმლოებით მოცული.
მტვრის შტორმები და ტორნადოები ძირითადად წარმოიქმნება დიდი ოპოზიციის დროს, როდესაც სამხრეთ ნახევარსფეროში ზაფხული მოდის მარსის გავლის პერიოდზე ორბიტის მზესთან ყველაზე ახლოს.პლანეტები (პერიჰელიონი).
მარსის ზედაპირის სურათები, გადაღებული Mars Global Surveyor კოსმოსური ხომალდის , , რომელიც პლანეტაზე 1997 წლიდან ბრუნავს, ძალიან ნაყოფიერი აღმოჩნდა ტორნადოებისთვის.
ზოგიერთი ტორნადო ტოვებს კვალს, შთანთქავს ან შთანთქავს ნიადაგის წვრილი ნაწილაკების ფხვიერ ზედაპირულ ფენას, ზოგი "თითის ანაბეჭდსაც" არ ტოვებს, ზოგი კი გააფთრებით ხატავს რთულ ფიგურებს, რისთვისაც მათ მტვრის ეშმაკებს უწოდებდნენ. გრიგალები, როგორც წესი, მარტო მუშაობენ, მაგრამ უარს არც ჯგუფურ „წარმოდგენებზე“ამბობენ.
რელიეფის მახასიათებლები
ალბათ, ყველას, ვინც მძლავრი ტელესკოპით შეიარაღებულმა პირველად შეხედა მარსს, პლანეტის ზედაპირი მაშინვე დაემსგავსა მთვარის ლანდშაფტს და ბევრ სფეროში ეს მართალია, მაგრამ მარსის გეომორფოლოგია მაინც არის თავისებური და უნიკალური.
პლანეტის რელიეფის რეგიონალური მახასიათებლები განპირობებულია მისი ზედაპირის ასიმეტრიით. ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს უპირატესი ბრტყელი ზედაპირები 2-3 კმ-ით ქვემოთაა პირობითი ნულოვანი დონიდან, ხოლო სამხრეთ ნახევარსფეროში კრატერებით, ხეობებით, კანიონებით, დეპრესიებითა და ბორცვებით გართულებული ზედაპირი საბაზისო დონიდან 3-4 კმ სიმაღლეზეა. გარდამავალი ზონა ორ ნახევარსფეროს შორის, 100-500 კმ სიგანით, მორფოლოგიურად გამოხატულია ძლიერ ეროზიული გიგანტური სკარპით, თითქმის 2 კმ სიმაღლით, რომელიც მოიცავს პლანეტის თითქმის 2/3-ს გარშემოწერილობით და მიკვლეულია ხარვეზების სისტემით.
წარმოდგენილია მარსის ზედაპირის დამახასიათებელი უპირატესი რელიეფის ფორმებიმოფენილია სხვადასხვა წარმოშობის კრატერებით, მაღლობებითა და დეპრესიებით, წრიული დეპრესიების (მრავალრგოლიანი აუზების) დარტყმის სტრუქტურებით, წრფივად წაგრძელებული მაღლობებით (ქედები) და უსწორმასწორო ფორმის ციცაბო აუზებით.
ბრტყელი ამაღლებები ციცაბო კიდეებით (მეზები), ვრცელი ბრტყელი კრატერები (ფარის ვულკანები) ეროზიული ფერდობებით, მეანდერული ხეობები შენაკადებითა და ტოტებით, გასწორებული მაღლობები (პლატოები) და ველების შემთხვევით მონაცვლეობა (კანიონების მსგავსი ველები).) ფართოდ არის გავრცელებული.
მარსისთვის დამახასიათებელია ჩაძირული დეპრესიები ქაოტური და უფორმო რელიეფით, გაფართოებული, კომპლექსურად აგებული საფეხურები (ნაკლოვანებები), ქვეპარალელური ქედებისა და ღეროების სერია, ასევე სრულიად „მიწიერი“გარეგნობის უზარმაზარი დაბლობები.
წკრიალა კრატერული აუზები და დიდი (15 კმ-ზე მეტი სიგანის) კრატერები სამხრეთ ნახევარსფეროს დიდი ნაწილის განმსაზღვრელი მორფოლოგიური მახასიათებლებია.
პლანეტის უმაღლესი რეგიონები თარსისისა და ელისიუმის სახელებით მდებარეობს ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში და წარმოადგენს უზარმაზარ ვულკანურ მაღალმთიანებს. ტარსისის პლატო, რომელიც მაღლა დგას ბრტყელ შემოგარენზე თითქმის 6 კმ-ზე, გადაჭიმულია 4000 კმ-ზე გრძედით და 3000 კმ-ზე გრძედით. პლატოზე არის 4 გიგანტური ვულკანი, რომელთა სიმაღლეა 6,8 კმ (მთა ალბა) 21,2 კმ-მდე (ოლიმპოს მთა, დიამეტრი 540 კმ). მთების მწვერვალები (ვულკანები) პავლინა / პავონის (პავონისი), ასკრიანი (ასკრაეუსი) და არსია (არსია) შესაბამისად 14, 18 და 19 კმ სიმაღლეზეა. მთა ალბა ცალკე დგას სხვა ვულკანების მკაცრი რიგის ჩრდილო-დასავლეთით დაეს არის ფარის ვულკანური სტრუქტურა, რომლის დიამეტრი დაახლოებით 1500 კმ-ია. ვულკანი Olympus (Olympus) - უმაღლესი მთა არა მხოლოდ მარსზე, არამედ მთელ მზის სისტემაში.
ორი ვრცელი მერიდიალური დაბლობი აღმოსავლეთიდან და დასავლეთიდან ესაზღვრება ტარსისის პროვინციას. დასავლეთ დაბლობზე ზედაპირული ნიშნები სახელწოდებით Amazonia ახლოსაა პლანეტის ნულოვან დონესთან, ხოლო აღმოსავლეთის დეპრესიის ყველაზე დაბალი ნაწილები (კრის დაბლობი) არის 2-3 კმ-ით დაბლა ნულოვან დონეზე.
მარსის ეკვატორულ რეგიონში არის ელიზიუმის სიდიდით მეორე ვულკანური მაღალმთიანი, დაახლოებით 1500 კმ სიგრძით. პლატო მაღლა დგას 4-5 კმ-ზე მაღლა და შეიცავს სამ ვულკანს (მთა Elysium, Albor Dome და Mount Hekate). უმაღლესი მთა ელიზიუმი გაიზარდა 14 კმ-მდე.
ტარსისის პლატოს აღმოსავლეთით, ეკვატორულ რეგიონში, მარსის მასშტაბის გასწვრივ (თითქმის 5 კმ) გადაჭიმულია ხეობების (კანიონების) გიგანტური ნაპრალის მსგავსი სისტემა, რომელიც აღემატება ერთ-ერთი უდიდესი გრანდის სიგრძეს. კანიონები დედამიწაზე თითქმის 10-ჯერ და 7-ჯერ უფრო ფართო და ღრმა. ხეობების საშუალო სიგანე 100 კმ-ია, მათი გვერდების თითქმის გამჭვირვალე კიდეები 2 კმ სიმაღლეს აღწევს. სტრუქტურების წრფივობა მიუთითებს მათ ტექტონიკურ წარმოშობაზე.
სამხრეთ ნახევარსფეროს სიმაღლეებში, სადაც მარსის ზედაპირი უბრალოდ კრატერებითაა სავსე, არის პლანეტაზე ყველაზე დიდი წრიული დარტყმის დეპრესიები არგირის (დაახლოებით 1500 კმ) და ჰელასის (2300 კმ) სახელებით..
ჰელასის დაბლობი უფრო ღრმაა, ვიდრე პლანეტის ყველა ჩაღრმავება (თითქმის 7000 მ-ით დაბლა საშუალო დონეზე), ხოლო არგირის დაბლობზე სიჭარბე არისმიმდებარე ბორცვის დონესთან მიმართებაში არის 5,2 კმ. მსგავსი მომრგვალებული დაბლობი, ისისის დაბლობი (1100 კმ სიგანით), მდებარეობს პლანეტის აღმოსავლეთ ნახევარსფეროს ეკვატორულ რეგიონში და ჩრდილოეთით ელისეს დაბლობს ესაზღვრება.
მარსზე ცნობილია კიდევ 40 ასეთი მრავალრგოლიანი აუზი, მაგრამ უფრო მცირე ზომის.
ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში არის პლანეტის უდიდესი დაბლობი (ჩრდილოეთის დაბლობი), რომელიც ესაზღვრება პოლარული რეგიონს. დაბლობების მარკერები პლანეტის ზედაპირის ნულოვანი დონის ქვემოთაა.
ეოლიური პეიზაჟები
რთული იქნება დედამიწის ზედაპირის აღწერა რამდენიმე სიტყვით, პლანეტაზე როგორც მთლიანობაში, მაგრამ წარმოდგენა იმის შესახებ, თუ რა სახის ზედაპირი აქვს მარსს, თუ უბრალოდ ეძახით ეს უსიცოცხლო და მშრალი, მოწითალო-ყავისფერი, კლდოვანი ქვიშიანი უდაბნოა, რადგან პლანეტის ამოკვეთილი რელიეფი გათლილი ფხვიერი ალუვიური საბადოებით.
ეოლიური პეიზაჟები, რომელიც შედგება ქვიშიან-წვრილი სილმისგან მტვრისგან და წარმოიქმნება ქარის მოქმედების შედეგად, მოიცავს თითქმის მთელ პლანეტას. ეს არის ჩვეულებრივი (როგორც დედამიწაზე) დიუნები (განივი, გრძივი და დიაგონალური), რომელთა ზომებია რამდენიმე ასეული მეტრიდან 10 კმ-მდე, ასევე პოლარული ქუდების ფენიანი ეოლიანურ-მყინვარული საბადოები. სპეციალური რელიეფი "აეოლუსის მიერ შექმნილი" შემოიფარგლება დახურული სტრუქტურებით - დიდი კანიონებისა და კრატერების ფსკერებით.
ქარის მორფოლოგიური აქტივობა, რომელიც განსაზღვრავს მარსის ზედაპირის თავისებურ მახასიათებლებს, გამოიხატა ინტენსიურადეროზია (დეფლაცია), რომლის შედეგად წარმოიქმნა დამახასიათებელი, ფიჭური და წრფივი სტრუქტურების მქონე, „ჩამოტვიფრული“ზედაპირები.
ლამინირებული ეოლიურ-მყინვარული წარმონაქმნები, რომლებიც შედგება ნალექებით შერეული ყინულისგან, ფარავს პლანეტის პოლარული ქუდები. მათი სიმძლავრე შეფასებულია რამდენიმე კილომეტრზე.
ზედაპირის გეოლოგიური მახასიათებლები
მარსის თანამედროვე შემადგენლობისა და გეოლოგიური სტრუქტურის ერთ-ერთი არსებული ჰიპოთეზის მიხედვით, მცირე ზომის შიდა ბირთვი, რომელიც ძირითადად შედგება რკინის, ნიკელის და გოგირდისგან, პირველად დნება პლანეტის პირველადი ნივთიერებიდან. შემდეგ, ბირთვის ირგვლივ, დაახლოებით 1000 კმ სისქის ერთგვაროვანი ლითოსფერო ჩამოყალიბდა ქერქთან ერთად, რომელშიც, სავარაუდოდ, აქტიური ვულკანური აქტივობა დღესაც გრძელდება მაგმის ოდესმე ახალი ნაწილების ზედაპირზე ამოფრქვევით. მარსის ქერქის სისქე შეფასებულია 50-100 კმ-ზე.
მას შემდეგ, რაც ადამიანმა დაიწყო ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავების ყურება, მეცნიერებს, ისევე როგორც ყველა ადამიანს, ვინც არ არის გულგრილი უნივერსალური მეზობლების მიმართ, სხვა საიდუმლოებებთან ერთად, პირველ რიგში აინტერესებდა რა ზედაპირი აქვს მარსს.
თითქმის მთელი პლანეტა დაფარულია მოყავისფრო-მოყვითალო-წითელი მტვრის ფენით, შერეული წვრილი სილით და ქვიშიანი მასალით. ფხვიერი ნიადაგის ძირითადი კომპონენტებია სილიკატები რკინის ოქსიდების დიდი ნაზავით, რაც ზედაპირს აძლევს მოწითალო ელფერს.
კოსმოსური ხომალდის მიერ ჩატარებული მრავალი კვლევის შედეგების მიხედვით, პლანეტის ზედაპირული ფენის ფხვიერი საბადოების ელემენტარული შემადგენლობის რყევები არ არის ისეთი მნიშვნელოვანი, რომ ვარაუდობდეს მთების მინერალური შემადგენლობის მრავალფეროვნებას.ქანები, რომლებიც ქმნიან მარსის ქერქს.
დადგენილია ნიადაგში სილიციუმის (21%), რკინის (12.7%), მაგნიუმის (5%), კალციუმის (4%), ალუმინის (3%), გოგირდის (3.1%), ასევე. კალიუმმა და ქლორმა (<1%) მიუთითა, რომ ზედაპირის ფხვიერი საბადოების საფუძველია ძირითადი შემადგენლობის ცეცხლოვანი და ვულკანური ქანების განადგურების პროდუქტები, დედამიწის ბაზალტებთან ახლოს. თავდაპირველად, მეცნიერებს ეჭვი ეპარებოდათ პლანეტის ქვის გარსის მნიშვნელოვან დიფერენციაციაში მინერალური შემადგენლობის თვალსაზრისით, მაგრამ Mars Exploration Rover-ის (აშშ) პროექტის ფარგლებში ჩატარებული მარსის ქანების შესწავლამ გამოიწვია ხმელეთის ანალოგების სენსაციური აღმოჩენა. ანდეზიტები (შუალედური შემადგენლობის ქანები).
ამ აღმოჩენამ, რომელიც მოგვიანებით დადასტურდა მსგავსი ქანების მრავალი აღმოჩენით, შესაძლებელი გახადა ვიმსჯელოთ, რომ მარსს, ისევე როგორც დედამიწას, შესაძლოა ჰქონდეს დიფერენცირებული ქერქი, რასაც მოწმობს ალუმინის, სილიციუმის და კალიუმის მნიშვნელოვანი შემცველობა.
კოსმოსური ხომალდის მიერ გადაღებული სურათების უზარმაზარი რაოდენობის საფუძველზე და შესაძლებელი გახდა იმის მსჯელობა, თუ რისგან შედგება მარსის ზედაპირი, გარდა ცეცხლოვანი და ვულკანური ქანებისა, აშკარაა ვულკანურ-დანალექი ქანების და დანალექი საბადოების არსებობა. პლანეტა, რომლებიც ამოიცნობა დამახასიათებელი ფირფიტის გამოყოფით და გამონაყარის ფრაგმენტების შრეებით.
ქანების შრეების ბუნება შეიძლება მიუთითებდეს მათ წარმოქმნაზე ზღვებსა და ტბებში. დანალექი ქანების არეები დაფიქსირებულია პლანეტის ბევრ ადგილას და ყველაზე ხშირად გვხვდება უზარმაზარ კრატერებში.
მეცნიერები არ გამორიცხავენ მარსის მტვრის ნალექის "მშრალ" წარმოქმნას მათი შემდგომილითიფიკაცია (გაქვავება).
მუდმივი ყინვაგამძლე წარმონაქმნები
მარსის ზედაპირის მორფოლოგიაში განსაკუთრებული ადგილი უკავია მუდმივ ყინულოვან წარმონაქმნებს, რომელთა უმეტესობა პლანეტის გეოლოგიური ისტორიის სხვადასხვა ეტაპზე გამოჩნდა ტექტონიკური მოძრაობებისა და ეგზოგენური ფაქტორების გავლენის შედეგად.
კოსმოსური სურათების დიდი რაოდენობის შესწავლის საფუძველზე, მეცნიერებმა ერთხმად დაასკვნეს, რომ ვულკანურ აქტივობასთან ერთად წყალი მნიშვნელოვან როლს ასრულებს მარსის გარეგნობის ფორმირებაში. ვულკანურმა ამოფრქვევამ გამოიწვია ყინულის საფარის დნობა, რაც თავის მხრივ წყლის ეროზიის განვითარებას ემსახურებოდა, რომლის კვალი დღესაც ჩანს.
ის ფაქტი, რომ მარსზე მუდმივი ყინვა ჩამოყალიბდა უკვე პლანეტის გეოლოგიური ისტორიის ადრეულ ეტაპზე, მოწმობს არა მხოლოდ პოლარული ქუდები, არამედ დედამიწის მუდმივი ყინვაგამძლე ზონების ლანდშაფტის მსგავსი სპეციფიკური ლანდშაფტის მსგავსი ფორმები.
მორევისმაგვარი წარმონაქმნები, რომლებიც სატელიტურ სურათებზე პლანეტის პოლარულ რეგიონებში ფენიანი დეპოზიტების მსგავსია, ახლოდან არის ტერასების, ბორცვებისა და დეპრესიების სისტემა, რომლებიც ქმნიან სხვადასხვა ფორმებს.
პოლარული ქუდის საბადოები რამდენიმე კილომეტრის სისქისგან შედგება ნახშირორჟანგისა და წყლის ყინულის ფენებისგან, რომლებიც შერეულია სილმით და წვრილი სილმით.
მარსის ეკვატორული ზონისთვის დამახასიათებელი ჩაღრმავება დაკავშირებულია კრიოგენული ფენების განადგურების პროცესთან.
წყალი მარსზე
მარსის ზედაპირის უმეტეს ნაწილზე წყალი სითხეში ვერ იარსებებსმდგომარეობა დაბალი წნევის გამო, მაგრამ ზოგიერთ რეგიონში, რომლის საერთო ფართობია პლანეტის ფართობის დაახლოებით 30%, ნასას ექსპერტები აღიარებენ თხევადი წყლის არსებობას.
წითელ პლანეტაზე საიმედოდ დამკვიდრებული წყლის მარაგი კონცენტრირებულია ძირითადად მუდმივი ყინვის (კრიოსფეროს) ზედაპირულ ფენაში, რომლის სისქე ასობით მეტრამდეა.
მეცნიერები არ გამორიცხავენ თხევადი წყლის რელიქტური ტბების არსებობას და პოლარული ქუდების ქვეშ. მარსის კრიოლითოსფეროს სავარაუდო მოცულობის მიხედვით, წყლის (ყინულის) მარაგი დაახლოებით 77 მილიონი კმ³ა და თუ გავითვალისწინებთ გალღობილი ქანების სავარაუდო მოცულობას, ეს მაჩვენებელი შეიძლება შემცირდეს 54 მილიონ კმ³-მდე.
გარდა ამისა, არსებობს მოსაზრება, რომ კრიოლითოსფეროს ქვეშ შეიძლება იყოს ფენები მარილიანი წყლის კოლოსალური მარაგით.
ბევრი ფაქტი მიუთითებს წარსულში წყლის არსებობაზე პლანეტის ზედაპირზე. მთავარი მოწმეები არიან მინერალები, რომელთა წარმოქმნა გულისხმობს წყლის მონაწილეობას. უპირველეს ყოვლისა, ეს არის ჰემატიტი, თიხის მინერალები და სულფატები.
მარსის ღრუბლები
წყლის მთლიანი რაოდენობა "გამშრალი" პლანეტის ატმოსფეროში 100 მილიონჯერ ნაკლებია ვიდრე დედამიწაზე, და მაინც მარსის ზედაპირი დაფარულია, მართალია იშვიათი და შეუმჩნეველი, მაგრამ რეალური და მოლურჯო ღრუბლებიც კი. თუმცა, ყინულის მტვრისგან შედგება. ღრუბლიანობა წარმოიქმნება სიმაღლეების ფართო დიაპაზონში 10-დან 100 კმ-მდე და კონცენტრირებულია ძირითადად ეკვატორულ სარტყელში, იშვიათად ადის 30 კმ-ს.
ყინულის ნისლები და ღრუბლები ასევე ხშირია ზამთარში პოლარული ქუდების მახლობლად (პოლარული ნისლი), მაგრამ აქ მათ შეუძლიათ"ჩავარდნა" 10 კმ-ზე ქვემოთ.
ღრუბლები შეიძლება გახდეს ღია ვარდისფერი ფერი, როდესაც ყინულის ნაწილაკები შერეულია ზედაპირიდან ამოსულ მტვერთან.
დაფიქსირდა სხვადასხვა ფორმის ღრუბლები, მათ შორის ტალღოვანი, ზოლიანი და ცირუსი.
მარსის პეიზაჟი ადამიანის სიმაღლიდან
პირველად იმის დასანახად, თუ როგორ გამოიყურება მარსის ზედაპირი მაღალი კაცის სიმაღლიდან (2,1 მ) კამერით შეიარაღებული კურიოზი როვერის "მკლავი" 2012 წელს დაუშვა. რობოტის გაოგნებული მზერის წინ გამოჩნდა "ქვიშიანი", ხრეშიანი დაბლობი, მოფენილი პატარა რიყის ქვებით, იშვიათი ბრტყელი ამონაკვეთებით, შესაძლოა ფსკერი, ვულკანური ქანები.
მოწყენილ და ერთფეროვან სურათს ერთ მხარეს აცოცხლებდა გალის კრატერის კიდეების ბორცვიანი ქედი, ხოლო მეორე მხარეს 5,5 კმ სიმაღლის მთა შარპის მსუბუქად დახრილი მასა, რომელიც იყო ობიექტი. კოსმოსური ხომალდის ნადირობა.
კრატერის ფსკერზე მარშრუტის დაგეგმვისას, პროექტის ავტორებს, როგორც ჩანს, არც კი ეჭვობდნენ, რომ Curiosity როვერის მიერ გადაღებული მარსის ზედაპირი ასეთი მრავალფეროვანი და ჰეტეროგენული იქნებოდა, განსხვავებით. მხოლოდ მოსაწყენი და ერთფეროვანი უდაბნოს ნახვის მოლოდინი.
მთა შარპისკენ მიმავალ გზაზე რობოტს მოუწია დაძლიოს გატეხილი, თლილი ბრტყელი ზედაპირები, ვულკანურ-დანალექი ქანების ნაზი საფეხურიანი ფერდობები (ჩიპებზე ფენიანი ტექსტურის მიხედვით), ასევე მუქი მოლურჯო ფერის კოლაფსები. ვულკანური ქანები ფიჭური ზედაპირით.
გზაზე აპარატი ლაზერული იმპულსებით ისროდა "ზემოდან მითითებულ" სამიზნეებს (რიყის ქვებს) და ბურღავდა პატარა ჭებს (7 სმ სიღრმემდე) ნიმუშების მატერიალური შემადგენლობის შესასწავლად. მიღებული მასალის ანალიზმა, გარდა ძირითადი შემადგენლობის ქანების (ბაზალტების) დამახასიათებელი ქანწარმომქმნელი ელემენტების შემცველობისა, აჩვენა გოგირდის, აზოტის, ნახშირბადის, ქლორის, მეთანის, წყალბადის და ფოსფორის ნაერთების არსებობა, ე.ი. "სიცოცხლის კომპონენტები".
გარდა ამისა, აღმოჩენილია თიხის მინერალები, რომლებიც წარმოიქმნება ნეიტრალური მჟავიანობის და მარილის დაბალი კონცენტრაციის წყლის თანდასწრებით.
ამ ინფორმაციის საფუძველზე, ადრე მოპოვებულ ინფორმაციასთან ერთად, მეცნიერები მიდრეკილნი იყვნენ დაასკვნათ, რომ მილიარდობით წლის წინ მარსის ზედაპირზე თხევადი წყალი იყო და ატმოსფეროს სიმკვრივე გაცილებით მაღალია, ვიდრე დღეს.
მარსის დილის ვარსკვლავი
მას შემდეგ, რაც Mars Global Surveyor კოსმოსურმა ხომალდმა წითელ პლანეტაზე 139 მილიონი კმ მანძილზე მსოფლიოს გარშემო 2003 წლის მაისში შემოიარა, ასე გამოიყურება დედამიწა მარსის ზედაპირიდან.
მაგრამ სინამდვილეში, ჩვენი პლანეტა იქიდან გამოიყურება დაახლოებით ისე, როგორც ჩვენ ვხედავთ ვენერას დილით და საღამოს საათებში, ანათებს მხოლოდ მარსის ცის ყავისფერ შავ სიბნელეში, მარტოხელა (გარდა სუსტად გამორჩეული მთვარის) პატარა წერტილისა. ოდნავ უფრო კაშკაშაა ვიდრე ვენერა.
დედამიწის პირველი სურათი ზედაპირიდან იყოგაკეთდა 2004 წლის მარტში Spirit Rover-დან ერთ საათში და დედამიწამ 2012 წელს კურიოზიტის კოსმოსური ხომალდისთვის „მთვარე ხელჩაკიდებული“პოზირებდა და ის კიდევ უფრო „ლამაზი“აღმოჩნდა, ვიდრე პირველად.
