Parpadeando en los días de la confrontación con un ominoso color rojo sangre y causando miedo místico primitivo, la estrella misteriosa y misteriosa, que los antiguos romanos llamaron en honor al dios de la guerra Marte (Ares entre los griegos), Difícilmente encajaría en un nombre femenino. Los griegos también lo llamaron Phaeton por su apariencia "radiante y brillante", que la superficie de Marte debe al color brillante y al relieve "lunar" con cráteres volcánicos, abolladuras de impactos de meteoritos gigantes, valles y desiertos.
Características orbitales
La excentricidad de la órbita elíptica de Marte es 0,0934, lo que provoca la diferencia entre las distancias máxima (249 millones de km) y mínima (207 millones de km) al Sol, debido a que la cantidad de energía solar que entra en el planeta varía entre 20-30%.
La velocidad orbital media es de 24,13 km/s. Marteda una vuelta completa al Sol en 686,98 días terrestres, lo que supera en dos veces el período de la Tierra, y gira alrededor de su propio eje casi de la misma forma que la Tierra (en 24 horas 37 minutos). El ángulo de inclinación de la órbita al plano de la eclíptica, según diversas estimaciones, se determina de 1,51° a 1,85°, y la inclinación de la órbita al ecuador es de 1,093°. En relación con el ecuador del Sol, la órbita de Marte está inclinada en un ángulo de 5,65° (y la de la Tierra tiene unos 7°). Una inclinación significativa del ecuador del planeta con respecto al plano de la órbita (25,2°) conduce a importantes cambios climáticos estacionales.
Parámetros físicos del planeta
Marte entre los planetas del sistema solar ocupa el séptimo lugar en términos de tamaño, y en términos de distancia al Sol ocupa la cuarta posición. El volumen del planeta es 1,638 × 1011 km³, y el peso es 0,105-0,108 masas terrestres (6,441023 kg), lo que le da una densidad de aproximadamente el 30% (3,95 g/cm3). La aceleración de caída libre en la región ecuatorial de Marte se determina en el rango de 3,711 a 3,76 m/s². La superficie se estima en 144.800.000 km². La presión atmosférica fluctúa entre 0,7 y 0,9 kPa. La velocidad requerida para vencer la gravedad (segundo espacio) es de 5.072 m/s. En el hemisferio sur, la superficie media de Marte es de 3 a 4 km más alta que en el hemisferio norte.
Condiciones climáticas
La masa total de la atmósfera de Marte es de aproximadamente 2,51016 kg, pero durante el año varía mucho debido al derretimiento o "congelación" de los casquetes polares que contienen dióxido de carbono. La presión media a nivel de la superficie (unos 6,1 mbar) es casi 160 veces menor que cerca de la superficie de nuestro planeta, pero en profundas depresiones.alcanza los 10 mbar. Según diversas fuentes, las caídas de presión estacionales oscilan entre 4,0 y 10 mbar.
El 95,32 % de la atmósfera de Marte se compone de dióxido de carbono, alrededor del 4 % es argón y nitrógeno, y el oxígeno junto con el vapor de agua es menos del 0,2 %.
Una atmósfera altamente enrarecida no puede retener el calor por mucho tiempo. A pesar del "color cálido" que distingue al planeta Marte de los demás, la temperatura en la superficie desciende a -160°C en el polo en invierno, y en el ecuador en verano, la superficie solo puede calentarse hasta +30°C durante el día.
El clima es estacional, como en la Tierra, pero la elongación de la órbita de Marte provoca diferencias significativas en la duración y el régimen de temperatura de las estaciones. La primavera y el verano frescos del hemisferio norte juntos duran mucho más de la mitad del año marciano (371 días marcianos), y el invierno y el otoño son cortos y moderados. Los veranos del sur son cálidos y cortos, mientras que los inviernos son fríos y largos.
Los cambios climáticos estacionales se manifiestan más claramente en el comportamiento de los casquetes polares, compuestos de hielo con una mezcla de partículas finas de rocas similares al polvo. El frente del casquete polar norte puede alejarse del polo casi un tercio de la distancia al ecuador, y el límite del casquete sur alcanza la mitad de esta distancia.
La temperatura en la superficie del planeta ya fue determinada a principios de los años 20 del siglo pasado por un termómetro ubicado exactamente en el foco de un telescopio reflector dirigido a Marte. Las primeras mediciones (hasta 1924) arrojaron valores de -13 a -28 °C, y en 1976 se especificaron los límites inferior y superior de temperaturaaterrizó en Marte por la nave espacial Viking.
tormentas de polvo marcianas
La "exposición" de las tormentas de polvo, su escala y comportamiento ha revelado un misterio que Marte mantuvo durante mucho tiempo. La superficie del planeta cambia misteriosamente de color, cautivando a los observadores desde la antigüedad. Las tormentas de polvo resultaron ser la causa del "camaleonismo".
Los cambios repentinos de temperatura en el Planeta Rojo provocan vientos violentos desenfrenados, cuya velocidad alcanza los 100 m/s, y la baja gravedad, a pesar de la delgadez del aire, permite que los vientos levanten enormes masas de polvo a una altura de más de 10 km.
Las tormentas de polvo también son alimentadas por un fuerte aumento de la presión atmosférica provocado por la evaporación del dióxido de carbono congelado de los casquetes polares invernales.
Las tormentas de polvo, como muestran las imágenes de la superficie de Marte, gravitan espacialmente hacia los casquetes polares y pueden cubrir áreas enormes, con una duración de hasta 100 días.
Otra vista polvorienta, que Marte se debe a cambios anómalos de temperatura, son los tornados, que, a diferencia de los "colegas" terrenales, vagan no solo en áreas desérticas, sino que también se alojan en las laderas de los cráteres de volcanes y embudos de impacto, siendo entendido hacia arriba hasta 8 km. Sus huellas resultaron ser dibujos gigantes con rayas ramificadas que permanecieron en el misterio durante mucho tiempo.
Las tormentas de polvo y los tornados ocurren principalmente durante las grandes oposiciones, cuando en el hemisferio sur el verano cae en el período del paso de Marte por el punto de la órbita más cercano al Solplanetas (perihelio).
Las imágenes de la superficie de Marte, tomadas por la nave espacial Mars Global Surveyor, , que orbita el planeta desde 1997, resultaron muy fructíferas para los tornados.
Algunos tornados dejan huellas, arrastrando o absorbiendo una capa superficial suelta de finas partículas de suelo, otros ni siquiera dejan "huellas dactilares", otros, furiosamente, dibujan figuras intrincadas, por lo que fueron llamados remolinos de polvo. Los torbellinos trabajan, por regla general, solos, pero tampoco rechazan las "representaciones" grupales.
Características del relieve
Probablemente, todos los que, armados con un poderoso telescopio, miraron a Marte por primera vez, la superficie del planeta inmediatamente se parecía al paisaje lunar, y en muchas áreas esto es cierto, pero aún así la geomorfología de Marte es peculiar y único.
Las características regionales del relieve del planeta se deben a la asimetría de su superficie. Las superficies planas predominantes del hemisferio norte están de 2 a 3 km por debajo del nivel condicionalmente cero, y en el hemisferio sur, la superficie complicada por cráteres, valles, cañones, depresiones y colinas está de 3 a 4 km por encima del nivel base. La zona de transición entre los dos hemisferios, de 100 a 500 km de ancho, se expresa morfológicamente por un escarpe gigante fuertemente erosionado, de casi 2 km de altura, que cubre casi 2/3 de la circunferencia del planeta y está trazado por un sistema de fallas.
Se presentan las formas predominantes que caracterizan la superficie de Martesalpicado de cráteres de diversa génesis, tierras altas y depresiones, estructuras de impacto de depresiones circulares (cuencas de anillos múltiples), tierras altas linealmente alargadas (crestas) y cuencas escarpadas de forma irregular.
Elevaciones planas con bordes empinados (mesas), extensos cráteres planos (volcanes en escudo) con laderas erosionadas, valles serpenteantes con afluentes y ramas, tierras altas niveladas (mesetas) y áreas de valles similares a cañones que se alternan aleatoriamente (laberintos) están muy extendidas.
Característicos de Marte son las depresiones que se hunden con un relieve caótico y sin forma, escalones (fallas) extensos y de construcción compleja, una serie de crestas y surcos subparalelos, así como vastas llanuras de apariencia completamente "terrestre".
Las cuencas de cráteres anulares y los cráteres grandes (más de 15 km de diámetro) son las características morfológicas que definen gran parte del hemisferio sur.
Las regiones más altas del planeta con los nombres de Tharsis y Elysium están ubicadas en el hemisferio norte y representan enormes tierras altas volcánicas. La meseta de Tharsis, que se eleva sobre el entorno llano durante casi 6 km, se extiende a lo largo de 4000 km de longitud y 3000 km de latitud. En la meseta hay 4 volcanes gigantes con una altura de 6,8 km (Monte Alba) a 21,2 km (Monte Olimpo, diámetro 540 km). Los picos de las montañas (volcanes) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) y Arsia (Arsia) están a una altitud de 14, 18 y 19 km, respectivamente. El monte Alba se encuentra solo al noroeste de una estricta fila de otros volcanes yEs una estructura volcánica en escudo con un diámetro de unos 1500 km. Volcán Olimpo (Olympus): la montaña más alta no solo en Marte, sino en todo el sistema solar.
Dos vastas tierras bajas meridionales se unen a la provincia de Tharsis desde el este y el oeste. Las marcas superficiales de la llanura occidental con el nombre Amazonia están cerca del nivel cero del planeta, y las partes más bajas de la depresión oriental (Llanura de Chris) están 2-3 km por debajo del nivel cero.
En la región ecuatorial de Marte se encuentra la segunda montaña volcánica más grande de Elysium, con unos 1500 km de diámetro. La meseta se eleva de 4 a 5 km por encima de la base y alberga tres volcanes (el monte Elíseo propiamente dicho, el domo de Albor y el monte Hekate). El monte Elíseo más alto ha crecido a 14 km.
Al este de la meseta de Tharsis en la región ecuatorial, un gigantesco sistema de valles (cañones) en forma de grieta se extiende a lo largo de la escala de Marte (casi 5 km), excediendo la longitud de uno de los mayores Grand Cañones en la tierra casi 10 veces, y 7 veces más anchos y profundos. El ancho promedio de los valles es de 100 km, y las cornisas casi verticales de sus lados alcanzan una altura de 2 km. La linealidad de las estructuras indica su origen tectónico.
Dentro de las alturas del hemisferio sur, donde la superficie de Marte simplemente está llena de cráteres, se encuentran las depresiones de choque circulares más grandes del planeta con los nombres de Argir (alrededor de 1500 km) y Hellas (2300 km).
La llanura de Hellas es más profunda que todas las depresiones del planeta (casi 7000 m por debajo del nivel medio), y el exceso de la llanura de Argir esen relación con el nivel del cerro circundante es de 5,2 km. Una tierra baja redondeada similar, la Llanura de Isis (1100 km de ancho), se encuentra en la región ecuatorial del hemisferio oriental del planeta y linda con la Llanura Elísea en el norte.
En Marte, se conocen unas 40 cuencas multianulares más, pero de menor tamaño.
En el hemisferio norte se encuentra la mayor llanura del planeta (Northern Plain), bordeando la región polar. Los marcadores de las llanuras están por debajo del nivel cero de la superficie del planeta.
Paisajes eólicos
Sería difícil describir la superficie de la Tierra en pocas palabras, refiriéndose al planeta como un todo, pero para tener una idea de qué tipo de superficie tiene Marte, si simplemente llamas es un desierto arenoso rocoso, sin vida y seco, de color marrón rojizo, porque el relieve diseccionado del planeta está suavizado por depósitos aluviales sueltos.
Los paisajes eólicos, compuestos por material limoso-arenoso fino con polvo y formados como resultado de la actividad del viento, cubren casi todo el planeta. Estas son dunas ordinarias (como en la Tierra) (transversales, longitudinales y diagonales) que varían en tamaño desde unos pocos cientos de metros hasta 10 km, así como depósitos eólico-glaciales en capas de los casquetes polares. El relieve especial "creado por Aeolus" se limita a estructuras cerradas: los fondos de grandes cañones y cráteres.
La actividad morfológica del viento, que determina las características peculiares de la superficie de Marte, se manifestó en intensaserosión (desinflado), que resultó en la formación de superficies "grabadas" características con estructuras celulares y lineales.
Formaciones eólico-glaciales laminadas, compuestas de hielo mezclado con precipitaciones, cubren los casquetes polares del planeta. Su potencia se estima en varios kilómetros.
Características geológicas de la superficie
Según una de las hipótesis existentes sobre la composición moderna y la estructura geológica de Marte, el núcleo interno de tamaño pequeño, compuesto principalmente de hierro, níquel y azufre, se fundió primero a partir de la sustancia primaria del planeta. Luego, alrededor del núcleo, se formó una litosfera homogénea con un espesor de unos 1000 km, junto con la corteza, en la que, probablemente, la actividad volcánica activa continúa hoy con la expulsión de porciones cada vez nuevas de magma a la superficie. El espesor de la corteza marciana se estima en 50-100 km.
Desde que el hombre comenzó a mirar las estrellas más brillantes, los científicos, como todas las personas que no son indiferentes a los vecinos universales, entre otros misterios, se interesaron principalmente en qué superficie tiene Marte.
Casi todo el planeta está cubierto por una capa de polvo marrón-amarillento-rojo mezclado con material fino limoso y arenoso. Los principales componentes de la tierra suelta son los silicatos con una gran mezcla de óxidos de hierro, que dan a la superficie un tono rojizo.
Según los resultados de numerosos estudios realizados por naves espaciales, las fluctuaciones en la composición elemental de los depósitos sueltos de la capa superficial del planeta no son tan significativas como para sugerir una amplia variedad de composición mineral de las montañasrocas que forman la corteza marciana.
Establecido en el suelo contenido promedio de silicio (21%), hierro (12,7%), magnesio (5%), calcio (4%), aluminio (3%), azufre (3,1%), así como potasio y cloro (<1%) indicaron que la base de los depósitos sueltos de la superficie son los productos de la destrucción de rocas ígneas y volcánicas de composición básica, próximas a los bas altos de la tierra. Al principio, los científicos dudaron de la diferenciación significativa de la capa de piedra del planeta en términos de composición mineral, pero los estudios de los lechos rocosos de Marte llevados a cabo como parte del proyecto Mars Exploration Rover (EE. UU.) llevaron al descubrimiento sensacional de análogos de la tierra. andesitas (rocas de composición intermedia).
Este descubrimiento, confirmado posteriormente por numerosos hallazgos de rocas similares, permitió juzgar que Marte, al igual que la Tierra, podría tener una corteza diferenciada, como lo demuestran los importantes contenidos de aluminio, silicio y potasio.
Basado en una gran cantidad de imágenes tomadas por naves espaciales y que permitieron juzgar en qué consiste la superficie de Marte, además de rocas ígneas y volcánicas, la presencia de rocas volcánicas-sedimentarias y depósitos sedimentarios es evidente en el planeta, que se reconocen por la característica separación platy y fragmentos estratificados de afloramientos.
La naturaleza de las capas de rocas puede indicar su formación en los mares y lagos. Se han registrado áreas de rocas sedimentarias en muchos lugares del planeta y se encuentran con mayor frecuencia en vastos cráteres.
Los científicos no excluyen la formación "seca" de precipitación de su polvo marciano con su posteriorlitificación (petrificación).
Formaciones de permafrost
Un lugar especial en la morfología de la superficie de Marte lo ocupan las formaciones de permafrost, la mayoría de las cuales aparecieron en diferentes etapas de la historia geológica del planeta como resultado de movimientos tectónicos y la influencia de factores exógenos.
Basándose en el estudio de una gran cantidad de imágenes espaciales, los científicos concluyeron por unanimidad que el agua juega un papel importante en la configuración de la apariencia de Marte junto con la actividad volcánica. Las erupciones volcánicas provocaron el derretimiento de la capa de hielo, lo que, a su vez, sirvió para desarrollar la erosión hídrica, cuyos rastros todavía son visibles hoy en día.
El hecho de que el permafrost de Marte ya se formó en las primeras etapas de la historia geológica del planeta se evidencia no solo por los casquetes polares, sino también por accidentes geográficos específicos similares al paisaje en las zonas de permafrost de la Tierra.
Formaciones similares a vórtices, que parecen depósitos estratificados en las regiones polares del planeta en imágenes satelitales, de cerca se ve un sistema de terrazas, repisas y depresiones que forman una variedad de formas.
Los depósitos del casquete polar de varios kilómetros de espesor consisten en capas de dióxido de carbono y hielo de agua mezclados con material limoso y limoso fino.
Los accidentes geográficos de inmersión y hundimiento característicos de la zona ecuatorial de Marte están asociados con el proceso de destrucción de los estratos criogénicos.
Agua en Marte
En la mayor parte de la superficie de Marte, el agua no puede existir en estado líquidoestado debido a la baja presión, pero en algunas regiones con un área total de alrededor del 30% del área del planeta, los expertos de la NASA admiten la presencia de agua líquida.
Las reservas de agua establecidas de forma fiable en el Planeta Rojo se concentran principalmente en la capa cercana a la superficie del permafrost (criosfera) con un espesor de varios cientos de metros.
Los científicos no excluyen la existencia de lagos relictos de agua líquida y debajo de las capas de los casquetes polares. Según el volumen estimado de la criolitosfera marciana, las reservas de agua (hielo) se estiman en unos 77 millones de km³, y si tenemos en cuenta el volumen probable de rocas descongeladas, esta cifra podría disminuir hasta los 54 millones de km³.
Además, existe la opinión de que bajo la criolitosfera puede haber capas con colosales reservas de agua salada.
Muchos hechos indican la presencia de agua en la superficie del planeta en el pasado. Los principales testigos son los minerales, cuya formación implica la participación del agua. En primer lugar, es hematites, minerales arcillosos y sulfatos.
Nubes marcianas
La cantidad total de agua en la atmósfera del planeta "desecado" es más de 100 millones de veces menor que en la Tierra y, sin embargo, la superficie de Marte está cubierta, aunque rara y discretamente, pero con nubes reales e incluso azuladas., sin embargo, que consiste en polvo de hielo. La nubosidad se forma en un amplio rango de altitudes de 10 a 100 km y se concentra principalmente en el cinturón ecuatorial, rara vez se eleva por encima de los 30 km.
La niebla de hielo y las nubes también son comunes cerca de los casquetes polares en invierno (neblina polar), pero aquí pueden"caer" por debajo de 10 km.
Las nubes pueden volverse de un color rosado pálido cuando las partículas de hielo se mezclan con el polvo levantado de la superficie.
Se han registrado nubes de una amplia variedad de formas, incluidas onduladas, rayadas y cirros.
Paisaje marciano desde la altura humana
Por primera vez, ver cómo se ve la superficie de Marte desde la altura de un hombre alto (2,1 m) permitió que el "brazo" del rover de la curiosidad estuviera armado con una cámara en 2012. Ante la mirada atónita del robot, apareció una planicie "arenosa", de grava-gravosa, salpicada de pequeños adoquines, con raros afloramientos planos, posiblemente lecho rocoso, rocas volcánicas.
Una imagen aburrida y monótona por un lado fue animada por la cresta montañosa del borde del cráter Gale, y por el otro lado por la masa suavemente inclinada del Monte Sharp, de 5,5 km de altura, que fue objeto de la caza de la nave espacial.
Al planificar la ruta a lo largo del fondo del cráter, los autores del proyecto, aparentemente, ni siquiera sospecharon que la superficie de Marte, tomada por el rover Curiosity, sería tan diversa y heterogénea, contrariamente a la expectativa de ver solo un desierto aburrido y monótono.
En el camino al monte Sharp, el robot tuvo que superar superficies planas laminares fracturadas, suaves pendientes escalonadas de rocas volcánicas sedimentarias (a juzgar por la textura en capas de las astillas), así como derrumbes de bloques de color azul oscuro rocas volcánicas de superficie celular.
El aparato a lo largo del camino disparó contra objetivos "indicados desde arriba" (adoquines) con pulsos láser y perforó pequeños pozos (de hasta 7 cm de profundidad) para estudiar la composición material de las muestras. El análisis del material obtenido, además de los contenidos de elementos rocosos característicos de las rocas de composición básica (bas altos), mostró la presencia de compuestos de azufre, nitrógeno, carbono, cloro, metano, hidrógeno y fósforo, es decir, "componentes de la vida".
Además, se encontraron minerales de arcilla, formados en presencia de agua con una acidez neutra y baja concentración de sal.
Con base en esta información, junto con la información obtenida previamente, los científicos se inclinaron a concluir que hace miles de millones de años había agua líquida en la superficie de Marte y que la densidad de la atmósfera es mucho mayor que la actual.
Estrella matutina de Marte
Desde que la nave espacial Mars Global Surveyor orbitó el Planeta Rojo a una distancia de 139 millones de km alrededor del mundo en mayo de 2003, así es como se ve la Tierra desde la superficie de Marte.
Pero, de hecho, nuestro planeta se ve desde allí aproximadamente de la forma en que vemos a Venus en las horas de la mañana y la tarde, solo brillando en la negrura pardusca del cielo marciano, un pequeño punto solitario (a excepción de la Luna apenas distinguible) es ligeramente más brillante que Venus.
La primera imagen de la Tierra desde la superficie fuerealizado en la madrugada desde el rover Spirit en marzo de 2004, y la Tierra posó "de la mano con la Luna" para la nave espacial Curiosity en 2012 y resultó aún "más hermoso" que la primera vez.
