Марс (планета)

Оваа страница се однесува на планетата Марс. За други значења видете Марс (појаснување).

Марс е четвртата планета од Сонцето со просечна оддалеченост од 227.940.000 км (1,52 ае). Нејзиниот пречникот изнесува 6.794 км (речиси двојно помал од тој на Земјата), со што, според големината, таа е седмата планета во Сончевиот Систем. Го орбитира сонцето за 687 земјени денови. Планетата веројатно го добила името заради својата црвена боја, така што понекогаш се нарекува и „Црвената планета“. Инаку, Марс е богот на војната во римската митологија.

Првото вселенско летало кое ја посетило планетата Марс е „Mariner 4“ во 1965 година, по што следеле уште неколку други, меѓу кои и Mars 2, првата сонда која слетала на Марс. Други поуспешни мисии на Марс се двете летала Viking од 1976, како и Mars Pathfinder од 1997 година.

Физички одлики

Орбитата на Марс е значително елиптична. Тоа резултира со промена на температурата од 30 °C во афел и перихел. Ова има големо влијание на климата. Додека просечната температура е 218 К (-55°С), температурата на површината се движи од 140 К (-133°С) на половите во зима, до 300 К (27 °С) преку ден во текот на летото. Иако Марс е многу помал од Земјата, копнената површина му е приближно иста како на Земјата (заради водените површини на Земјата).

Освен Земјата, Марс е има најразнолик и најинтересен релјеф од сите планети од Земјин тип. Поинтересните области се: Олимп (Olympus Mons): највисоката планина во Сончевиот Систем, 21 км над околната рамнина. Основата му е над 500 км во пречник, обиколена со гребен висок 6 км. Тарсида (Tharsis): висорамнина долга 4000 км и висока 10 км. Маринерски Долини (Valles Marineris): систем од клисури е долг 4000 км и длабок 2-7 км. Елада (Hellas Planitia): кратер од удар на метеор во јужната полутопка длабок преку 6 км и 2000 км во пречник.

Поголемиот дел од површината на Марс е стара и исрешетана од удари на метеори, но исто така има и многу новосоздадени долини, планински масиви и рамнини. Јужната полутопка е претежно составена стари планини изрешетани со кратери од метерои, налик на релјефот на Месечината. Но северната полутопка е сосема различна, содржи рамнини кои се создадени во блиското минато, пониски се и имаат многу посложена историја. Причината за ваквата разлика во релјефот на северната и јужната полутопка не е позната.

Во 2015 година било објавено дека конечно е решена мистеријата на синиот гигантски кратер на Марс, со површина на Калифорнија и Тексас заедно. Долго време, овој кратер ги збунувал научниците со својот необичен изглед, кој не е карактеристичен за останатите кратери што настанале од удар на метеори. Имено, за разлика од обичните кратери кои имаат рамни ѕидови, оовј кратер има тераси на своите ѕидови. Али Брамсон од Универзитетот на Аризона понудил објаснување според кое станува збор за огромна плоча мраз, дебела 40 метри.„Кратерот на Марс е полн со мраз“, Дневник, година XIX, број 5856, четврток, 3 септември 2015, стр. 21.

Најверојатно Марс има густо јадро 1.700 км во полупречник, течна карпеста обвивка, обвивка која е нешто погуста од Земјината и тенка кора. Податоците од Mars Global Surveyor укажуваат на тоа дека марсовата кора е околу 80 км дебела на јужната полутопка и 35 км северната. Релативно малата густина во споредба со другите планети од Земјин тип укажува дека кората веројатно содржи релативно големо количество сулфур во соединение со железо (железо и железен сулфид).

Како на Меркур и Месечината, на Марс денес најверојатно нема активни тектонски плочи. Без движења на плочите, вулкански активните точки под површината остануваат на исто место во однос на површината. Ова, заедно со слабата гравитација се причионата за огромните вулкани и висорамнината Тарсида. Денес нема докази за моменталната вулканска активност. Но сепак има нови испитувања од Mars Global Surveyor според кои Марс можеби имал тектонска активност во скоро минато, што споредбата со Земјата ја прави уште поинтересна.

Има многу јасени докази за ерозија на многу места на Марс вклучувајќи огромни канали создадени од поплави како и речни корита. Во еден момент од историјата со сигурност имало некаков течен флуид на површината. Водата е најверојатната течност, но постојат и други можности. Веројатно постоеле големи езера или можеби и океани. Доказ за тоа се и некои многу добри фотографии направени од Mars Global Surveyor. Но изгледа дека тоа траело многу кратко и многу одамна; староста на ерозионите канали е проценета на околу 4 милијарди години. (Valles Marineris не е кањон создаден од река. Формиран е со истегнување и испукнување на кората, процес поврзан со создавањето на Tharsis.)

Во својата рана историја, Марс бил многу сличен со Земјата. Како и Земјата, скоро целиот јаглерод диоксид од атмосферата бил претворен во јаглеродни (карбонатни) карпи. Но немајќи ги тектонските движења на плочите, Марс не е во состојба да го обнови првобитното количество јаглерод диоксид со што не може да создаде значителен ефект на стаклена градина. Затоа површината на Марс е многу поладна од на Земјата дури и кога би биле на иста оддалеченост од Сонцето.

Марс има многу тенка атмосфера составена претежно од јаглерод диоксид (95,3%), азот (2,7%), аргон (1,6%) и траги од кислород (0,15%) и вода (0,03%). Просечниот атмосферски притисок е само околу 7 милибари (помалку од 1% од земјниниот), но значително се менува со висината, од 9 милибари во најдлабоките басени до 1 милибар на врвот на Олимп. Но сепак доволно е густа може да се создадат многу јаки ветрови и огромни песочни бури што понекогаш и ја прекриваат целата планета со месеци. Марсовата атмосфера е толку густа што може да создаде ефект на стаклена градина, но толку јака што ја зголемува површинската температура за само 5 степени, многу помалку од влијанието на стаклената градина кај Земјата или Венера.

Марс на обата пола има перманенетни ледени капи составени најмногу од јаглерод диоксид во тврда агрегатна состојба ("сув мраз"). Поларните капи се сотавени од слоеви мраз со ралично концентрација прав. За време на летото на северната полутопка јаглерод диоксидот од тамошната поларана капа сосема испарува и останува само водениот мраз. Не е познато дали постои сличен слој од воден мраз под јужната поларна капа, бидејќи тамошниот јаглерод диоксид никогаш не исчезнува сосема. Начинот на кој се создаваат слоевите не е познат, но можеби е заради климатските промени поврзани со долготранјата промена на наклонетоста на сопствената оска на вртење во однос на рамнината на која кружи околу Сонцето. Исто така, извесно количесто обичен (воден) мраз се наоѓа и под површината во близина на екваторот. Периодичните промени на големината на поларните капи (испарувањето на јаглеродниот диоксид) предизвикуваат глобални промени и на атмосферскиот притисок за околу 25% (мерено од летелата Viking на местата каде се спуштиле). Скорешните набљудувања од извршени од телескопот Хабл (Hubble Space Telescope) откриле дека условите за време на мисиите Viking не биле типични. Атмосферата на Марс сега изгледа поладна и посува отколку што било измерено со сондите Viking.

Леталата Viking извршиле експерименти со цел да утврдат дали постои живот на Марс. Резултатите биле донекаде двосмислени, но повеќето научници сметаат дека тие не докажуваат постоење на живот на Марс (сепак постои контроверност). Оптимистите укажуваат дека само два мали примероци се истражени кои не потекнуваат од регионите со најпогонди услови за живот. Мал број на метеорити кои паднале на Земјата потекнуваат од Марс. Во август 1996 беше објавена првата потврда за пронајдени остатоци од органски материи на метеорит кој потекнува од Марс. Луѓето кои ги открија органските материи на метеоритот велат дека тие се создадени од прастари марсовски микроорганизми.

Колку и да е интересно ова откритие, важно е да се истакне дека тоа не го докажува постоењето на вонземски живот. Исто така имаше неколку контроверзни студии објавени по тоа откритие кои го отфрлаат како доказ за постоење вонземски живот.

Големи, но не и глобални, слаби магнетни полиња постојат на различни региони на Марс. До ова неочекувано откритие дојде Mars Global Surveyor неколку дена откако започна со орбитирањето околу Марс. Тие веројатно се остатоци од претходното глобално магнетно поле кое исчезнало. Тоа може да има значајно влијание на структурата на внатрешноста на Марс и на историјата на атмосферата, а со тоа и на можноста на постоење живот во минатото.

Кога се наоѓа на ноќното небо Марс е лесно забележлив и со голо око. Неговата привидна величина значително се менува во зависност од релативната позиција во однос на Земјата.

Атмосфера

Марс ја загубил својата магнетосфера пред 4 билиони години, веројатно поради бројни удари на астероиди, поради што сончевиот ветер комуницира директно со Марсовата јоносфера, намалувајќи ја густината на атмосферата со одземање на атомите од надворешниот слој. Двата Mars Global Surveyor Марс Експрес откриле јонизирани атмосферски честички кои заостануваат во вселената зад Марс, оваа атмосферска загуба се изучува од страна МАВЕН орбитерот. Споредено со Земјата, атмосферата на Марс е прилично ретка. Атмосферскиот притисок на површината се движи од минимум на Олимп Монс до над во Хелас Планитиа, со среден притисок на површината од . Највисоката атмосферска густина на Марс е еднаква на онаа што се наоѓа на над површината на Земјата. Резултираниот среден површински притисок е само 0,6% од оној на Земјата (101.3 kPa). Виснината на скалата на атмосферата е околу , што е повискоко отколку на Земјата, , бидејќи површинската гравитација на Марс е само околу 38% од Земјината топка, ефект кој е поместен и од пониските температура и 50% повисока просечна молекуларна тежина на атмосферата на Марс.

Атмосферата на Марс се состои од околу 96% јаглерод диоксид, 1.93% аргон и 1.89% азот заедно со треаги од кислород и вода. Во атмосферата има доста прашина, содржи честички со пречник од околу 1.5 µm кои му даваат на Марсското небо темна боја кога се гледа од површината. Тоа може да се смени во розова боја поради честичките железо оксид присутни во неа.

Метанот бил откриен во атмосферата на Марс; се забележува во продолжени облици, а профилите укажуваат на тоа дека метанот се ослободува од дискретни региони. Концентрацијата на метан варира од околу 0.24 ppb во текот на северната зима до околу 0.65 ppb за време на летото. За време северното полулето во 2003 година главниот штит содржел 19,000 метрички тони метан, со проценета снага од 0.6 килограми во секунда. Профилите сугерираат дека може да постојат два локални изворни региони, прво центрирани во близина на и втори во близина на . It is estimated that Mars must produce 270 tonnes per year of methane.

Метанот може да постои во атмосферата на Марс само за ограничен период пред да биде уништен - проценките за неговиот животен век се движат од 0,6-4 години. Неговото присуство и покрај овој краток животен век покажува дека мора да постои активен извор на гас. Булканската активност, кметарните влијанија, и присуството на метаногени микробиолошки форми на живот се меѓу можните извори. Метанот може да се произведе со небиолошки процес наречен серпентинизација вклучувајќи ја водата, јаглерод диоксидот и минералниот оливин, за кој се знае дека е честа појава на Марс.