– Mikor közelíti meg a Mars a Földet? - ez a kérdés már több mint tíz éve foglalkoztatja sokakat nyár végén. 2003 augusztusa óta mindenki, aki nem közömbös az éjszakai égbolt és az érzések iránt, elkezdi várni a Vörös Hold megjelenését a feje fölött, vagy még többet. És minden évben csalódás éri őket. A Mars azonban nem hibás: tényleges mérete meghaladja a holdparamétereket, de szerencsére egyszerűen nem tud olyan távolságra megközelíteni minket, hogy éjszakai csillagnak tűnjön. Próbáljuk meg kitalálni, miért történik ez. És ehhez meg kell vizsgálnia a kérdést tudományos szempontból, meg kell értenie, honnan származnak ilyen sokkoló információk, majd válaszolnia kell a kérdésre: "Mikor közelíti meg a Mars a Földet?"

Barangolás az égen

Kezdjük messziről. A Naprendszer bolygóinak mozgása bizonyos törvények hatálya alá tartozik. A pályákon való mozgás és egy tengely körüli forgás az utóbbi lassú elmozdulásával és a kozmikus test enyhe „lengésével” jár együtt. Ennek a folyamatnak a megértéséhez el lehet képzelni egy forgólapot. Egy földi szemlélő számára mindezek a jelenségek némileg másnak tűnnek, mint az űrben. A bolygók áthaladnak az égen, néha megelőzik, néha utolérik a Napot. Egy év vagy több év alatt méretük és fényességük változhat.

Előre és hátra mozgás

Az összes bolygót általában külső vagy felső és belső vagy alsó részekre osztják. Az első a második mögött található - közelebb a Naphoz (Merkur és Vénusz). A külső bolygók közé tartozik a Mars, a Jupiter, a Szaturnusz, az Uránusz és a Neptunusz. Mozgásuk bizonyos jellemzőkkel bír a földi szemlélő számára. Tehát egy bizonyos pillanatban előre-hátra változik. Ha például a Mars valamivel napnyugta után látható a nyugati égbolton, akkor a Nappal azonos irányba mozog. Ezt hívják előre mozgásnak. A csillag sebessége nagyobb, mint a Mars, így előbb-utóbb utoléri a Vörös Bolygót. Ezt a jelenséget a Nappal való kapcsolatnak nevezik. A világítótest a bolygó és a Föld között találja magát. A Mars most keleten lesz látható. Egy földi megfigyelő számára előrefelé irányuló mozgása lelassul, majd a bolygó megáll, és az ellenkező irányba „fut”. Visszafelé mozgás fog bekövetkezni.

Szembesítés

Az ellenkező irányba haladva a bolygó egy ívet ír le keletről nyugatra. Egy fontos pont körülbelül a közepén található. A neve ellenzék. Ez megfelel a Föld elhelyezkedésének egyértelműen a Nap és például ugyanazon Mars között. A bolygó szemben áll a csillaggal. Fontos, hogy ilyen pillanatban a Föld és a Föld közötti távolság nagymértékben csökkenjen. Az úgynevezett nagy konfrontációk bizonyos gyakorisággal fordulnak elő. Jellemzőjük a két kozmikus testet elválasztó távolság maximális lehetséges csökkenése. 2003-ban egy ilyen napon közeledett a Mars a Földhöz. Az égen két holdat ábrázoló fotókat is úgy időzítették, hogy egybeesjenek vele, de nem tükrözték a valóságot.

Milyen volt

Az úgynevezett Mars-hoax 2003-ban kezdődött e-mail üzenetekkel. Azt mondták: augusztus 27-én a Vörös Bolygó olyan közel kerül a Földhöz, hogy úgy néz ki, mint egy második Hold. A vonatkozó fényképek ellepték az internetet. Sokan izgatottan várták azt a napot, amikor a Mars ilyen rekordtávolságra közelíti meg a Földet. Azonban nem sokkal az első ilyen jelentések megjelenése után a tudósok cáfolták a bennük található információkat.

Kis hiba

Úgy tűnt, hogy az e-mailek vagy fordítási hibáról, vagy egy valódi csillagászati ​​esemény hivatalos bejelentésének félreértéséről árulkodtak. 2003. augusztus 27-én a Föld és a Mars távolsága az elmúlt néhány ezer év minimumának számított. A nagy ellenállás napján a Vörös Bolygó 75-szörös nagyítású teleszkópon keresztül ugyanúgy látható volt, mint szabad szemmel. Az üzenet szerint a Mars 75-ször nagyobb lesz, és úgy fog kinézni, mint egy éjszakai csillag a teliholdon.

A tudósok, kommentálva ezt az információt, felhívják a figyelmet arra, hogy a Vörös Bolygó átmérője kétszerese a műhold átmérőjének. Tömegében a Holdat is megelőzi. Ráadásul a Föld és a Mars távolsága relatív elhelyezkedésüktől függően 55 és 400 millió km között változik. Egyrészt ilyen távolságban a Vörös Bolygó fényességében az égbolton csak a Szíriusszal egyenlő vagy alig haladhatja meg. Másrészt, ha a Mars akkora távolságból közelít felénk, hogy akkora legyen, mint a Hold, gravitációja komoly katasztrófákat okoz a Földön, vagyis nem valószínű, hogy bárki is megcsodálhatja.

A Mars és a Föld mozgása

Meg kell jegyezni, hogy bolygónk és a Vörös Bolygó közötti konfrontáció körülbelül kétévente történik. A Föld ebben a pillanatban a Mars és a Nap között találja magát, a két szomszéd közötti távolság csökken. A nagy összecsapások ritkább események. Gyakoriságuk 15-17 év. Ha a Mars és a Föld pályája egy pontos kör lenne, és a bolygók pályái ugyanabban a síkban lennének, akkor mindig ugyanaz az idő telne el az oppozíciók között, és a konvergencia mértéke állandó lenne. Azonban nem. A Föld közel van egy körhöz, de a Mars pályája megnyúlt, és enyhe szögben helyezkednek el egymással. Ennek eredményeként az ellenállás során mindkét bolygó minden alkalommal új ponton van, és a köztük lévő távolság megváltozik.

Legközelebbi megközelítés

Ha a Mars és a Föld konvergál abban a pillanatban, amikor a Vörös Bolygó az aphelion közelében található, akkor a köztük lévő távolság körülbelül 100 millió km. Ez általában télen történik az északi féltekén. Ha az oppozíció abban a pillanatban következik be, amikor a Mars áthalad a perihéliumon, akkor a távolság sokkal kisebb. Nagyszerű találkozások azok, amikor a bolygókat kevesebb mint 60 millió km választja el egymástól. Az egyik 2003. augusztus 27-én történt. A bolygók közötti távolság ezután 55 758 006 km-re csökkent. A tudósok szerint ilyen közeledés több ezer éve nem fordult elő. 1640-ben, 1766-ban, 1845-ben és 1924-ben nagy összecsapások voltak, csak valamivel kisebbek, mint 2003-ban.

A jövőben a két bolygó egyformán közeli áthaladása 2287-ben és 2366-ban várható. és még többször az évezred végéig. Ezekben a napokban, például 2003. augusztus 27-én, a Mars szabad szemmel is látható lesz: egy kis vöröses pont keleten naplemente után.

Érték a tudomány számára

A teleszkóp feltalálása óta a Föld-Mars ellentéteket használták a Vörös Bolygó tanulmányozására. 1877-ben egy ilyen napon Asaph Hall csillagász felfedezett két műholdat, amelyeket később Phobosnak és Deimosnak neveztek el. A konfrontáció során Giovanni Schiaparelli sötét foltokat vizsgált a Marson, amelyeket tengereknek és öblöknek nevezett el. És bár biztosan ismert, hogy a Vörös Bolygó nem büszkélkedhet folyékony vízzel, a tudós terminológiáját továbbra is használják.

Ma az ellentétek kevésbé értékesek a Mars tanulmányozása szempontjából, mivel a legtöbb információ bolygóközi állomásokról és járművekről származik, amelyek elérték a Vörös bolygó felszínét (marsjárók). Más projektek megvalósítása szempontjából azonban fontosak.

Repülés a Marsra

Napjainkban számos projekt létezik a Vörös Bolygóra irányuló, emberes repülésekre. Természetesen ilyen célokra a legjobb a két bolygó maximális közeledésének idejét használni. Ebben az esetben a repülési költségek és a repülési idő csökken.

A 2003-as nagy összecsapás nem maradt észrevétlen a tudósok előtt. Ezen a napon több bolygóközi állomást küldtek a Marsra. 2018-ban, amikor a két kozmikus test ismét nagyon közel kerül egymáshoz, az Egyesült Államok egy rakéta tesztrepülését tervezi, amely 2030-ban űrhajósokat szállít a Marsra. Az ilyen expedíciók kiszámítása nem könnyű feladat. A sikeres repüléshez nagyon sok tényezőt kell figyelembe venni, beleértve a bolygók maximális közeledésének idejét és azt, hogy milyen sebességgel távolodnak el egymástól.

Az egyik projekt az űrhajósok visszatérése nélküli repülése a Vörös Bolygó felfedezése és a többi „marslakó” életének feltételeinek megteremtése érdekében. A NASA pontosan ezt tervezi megvalósítani a század 30-as éveiben. Így az egyik nap, amikor a Mars minimális távolságra megközelíti a Földet, válhat azzá az időponttá, amikor a múlt század íróinak egyik legvadabb fantáziája válik valóra: a szomszédos bolygók emberi gyarmatosításának kezdete. És a szomszédunk lesz az első kozmikus test a Hold után, amelyet az emberek meglátogattak.

Elterjedt mítosz, hogy az amerikai zászlót egy távcsövön keresztül lehet látni. A zászló olyan kicsi tárgy, hogy még egy nagyon erős távcsővel sem lehet látni. De a Mars és a Szaturnusz gyűrűi egy teleszkópon keresztül láthatók. Meg lehet-e látni a Naprendszer más bolygóit, valamint galaxisokat és ködöket távcsővel?

Ha a teleszkóp elég erős, megmutatja a Naprendszer összes bolygóját, még a Neptunust is, a rendszerünk utolsó bolygóját is. Ezenkívül látni fogja a Jupiter holdjait, a Mars hósapkáit és a Szaturnusz gyűrűinek részleteit.

A bolygókon kívül aszteroidák, üstökösök, valamint csillaghalmazok és ködök százai láthatók távcsövön keresztül. Például az Orion-köd és az Androméda-köd.

A képen - az Androméda-köd

De a legérdekesebb megfigyelhető objektum természetesen a Hold. Egy erős távcsővel részletesen láthatja a felszínét - kráterek, hegyek, dombok látszanak, mintha maga járna a Holdon. Az, hogy a kép mennyire lesz részletes, a teleszkóp lencséjének átmérőjétől függ. Minél nagyobb, annál részletesebb lesz a kép.

Például a 115 mm-es lencsével ellátott teleszkópok, mint például a Levenhuk Strike 115 PLUS, lehetővé teszik a holdi dombormű részleteinek megtekintését akár 5 km-es átmérővel.

Az azonos kialakítású, de 130-150 mm-es objektívvel ellátott teleszkópok - például a Levenhuk Strike 135 PLUS - 3-4 km átmérőjű holdfelszín részleteit mutatják majd meg.

Így a holdjáró, leszállásának nyomai, valamint Neil Armstrong nyomai túl kicsi méretük miatt nem láthatók távcsőn keresztül. Amit a megfigyelők lábnyomnak tekintenek, az valójában a terep (hegyek vagy holdtengerek) jellemzői.

A teleszkóp nagyító ereje is fontos. Az erőteljes nagyítással rendelkező eszközök olyan nagy képet biztosítanak, hogy nem is látja a Hold határait - úgy tűnik, hogy rajta áll. Például a Levenhuk Strike 135 PLUS 372-szeres nagyítást ad – mintha csak körülbelül 1000 km lenne a Föld és a Hold között.

Amikor arról beszélünk, hogy mi látható a teleszkópon keresztül, fontos figyelembe venni egy adott modell jellemzőit. A teleszkóp képességei több paraméter kombinációjától függenek: lencseméret, nagyítás, gyújtótávolság. A „kezdőknek” és a „gyakorlottaknak” szánt teleszkópoknak különböző teleszkópjaik vannak. Természetesen még a legegyszerűbb távcső is érdekes lesz egy kezdő csillagász számára, de csak egy fejlettebb modell teszi lehetővé, hogy belemerüljön az űr mélyébe, és a maximumot láthassa.

Igen, az UFO-król. A kezdők gyakran látnak azonosítatlan tárgyakat. A tapasztalt csillagászok azonban azt mondják, hogy még nem láttak idegeneket – de az űrben sok minden megoldatlan még nélkülük is.

Próbáld meg teleszkópon keresztül nézni az éjszakai égboltot – meg fog lepni!

Rövid információ

A Naptól számított negyedik bolygó, amelyet a háború istenéről, a Marsról neveztek el. A Mars 1,5-szer távolabb van a Naptól, mint a Föld. A Mars 687 földi nap alatt tesz meg egy keringést a Nap körül. A bolygó éves átlaghőmérséklete –60°C, a maximumhőmérséklet pedig nem haladja meg a nulla feletti néhány fokkal. A Marsnak két természetes műholdja van - a Phobos és a Deimos.

Mikor érdemes megfigyelni a Marsot?

A Mars megfigyelésének legjobb ideje az oppozíciója, amikor a bolygó a legkisebb távolságra van a Földtől. A Mars oppozíciói 2 év 50 napos időközönként ismétlődnek. Manapság a bolygó látszólagos szögmérete 13-14 hüvelyk, a magnitúdója pedig körülbelül -1,3. A Mars legközelebbi oppozíciói 2016. május 22-én és 2018. július 26-án lesznek.

A megfigyelő igazi ünnepe azonban 15-17 évente egyszer jön el, az úgynevezett nagy ellenállás idején, amikor a bolygó látszólagos mérete eléri a 25 "-ot. Sajnos a Mars következő nagy oppozíciójára elég sokáig kell várni, hiszen ez csak 2018-ban fog megtörténni.

A Mars összehasonlító mérete a nagy oppozíció, oppozíció és a legkisebb látszólagos méret időszakában (a Nappal együtt).

A Mars pályája elnyújtottabb, mint a Föld. Amint az alábbi ábrán látható, a nagy ellentétek akkor lépnek fel, amikor a Mars áthalad a perihéliumán, és megfigyelési szempontból a legkedvezőtlenebb az, amikor a bolygó az aphelion közelében van.

Évszakok változása a Marson

A Földhöz hasonlóan a Marson is évszakok váltakoznak, és az Egyenlítő bolygónk pályájához hasonló hajlása miatt a Marson is nagyjából ugyanúgy változnak az évszakok, mint a Földön.

Ahogy a Földön, úgy a Marson is, az északi féltekén a nyár beköszöntével a déli féltekén kezdődik a tél, és fordítva. Az északi féltekén a nyár hosszú és hideg, a tél pedig rövid és meleg. A déli féltekén ennek ellenkezője: a nyár rövid és meleg, a tél pedig hosszú és fagyos. A nyár a déli féltekén egybeesik a bolygó áthaladásával a perihéliumon, az északi féltekén pedig az aphelionon.

Szükséges felszerelés

Kedvező körülmények között már egy 60 mm-es távcsőben is látható a Mars parányi korongja, de ilyen műszerrel megfigyelve nem lehet a bolygó felszínéről semmilyen részletről beszélni. A Mars megfigyeléséhez szükséges minimális teleszkópnak talán egy 150 mm-es reflektor vagy egy 100 mm-es refraktor tekinthető, árban, tömegben, méretben és képességekben a legoptimálisabbnak pedig egy 250–300 mm-es newtoni rendszerű reflektor.

A nagy amatőr teleszkópok (350 mm-től) nagyon érzékenyek a légköri áramlatokra, és jelentős hőstabilizációs idejük van, ezért általában nem ajánlottak bolygómegfigyelésre. Ezeket az óriásokat azonban nem szabad lebecsülni. Azokban a ritka pillanatokban, amikor nyugodt légkört lehet megörökíteni, egy jól hűtött teleszkóp elképesztő mennyiségű részletet tud feltárni a Vörös Bolygó felszínén. Ráadásul a nagy teleszkópok tisztábban mutatják a színek árnyalatait a bolygó felszínén.

Nagyon kívánatos, hogy teleszkópja stabil rögzítéssel legyen felszerelve óramechanizmussal, amely hosszú ideig képes a bolygót a szemlencse látóterében tartani.

A Mars megfigyelésekor nehéz túlbecsülni a használat fontosságát színszűrők, amelyek segítenek a felületi elemek részletesebb vizsgálatában, valamint olyan légköri jelenségek megtekintésében, amelyek szűrő nélkül esetleg észrevétlenek maradnak.

Ha úgy dönt, hogy komolyan foglalkozik a Mars megfigyelésével, akkor gyűjteményének a következő színszűrőket kell tartalmaznia:

Piros- jelentősen javítja a kontrasztot a sötét területek (tengerek) és a világos területek (szárazföld) között. A szűrő hatása nyugodt légkörben és alacsony nagyításban érhető el a legjobban.

SárgaÉs narancs- a leghasznosabb, ha nem a leghasznosabb szűrők közül néhány a Mars megfigyeléséhez. Kiemelik a bolygó vörös területeit, és kiemelik bennük az apró részleteket. Jól működnek a sötét területeken, és stabilabbá teszik a képet.

Zöld- a sarki sapkák körüli sötét zónák megfigyelésekor jól kiemeli a sárga árnyalatú porviharokat. A szűrő a vörös felületen lévő fehér területek kiemelésére is hasznos lesz.

Kék- kiemeli a felület azon részeit, amelyek lila árnyalatúak. Nagyon hasznos vízfelhők észlelésére a felső légkörben.

Ibolya- kiemeli a sarki sapkák olvadásakor keletkező felhőket és ködöket.

A Mars megfigyelései

Mit lehet látni a Marson egy teleszkópon keresztül?

A Mars egy nagyon érdekes, de ugyanakkor nehezen megfigyelhető bolygó. Jellemzően az idő nagy részében kis "borsóként" jelenik meg, anélkül, hogy a felszínen nyilvánvaló részlet lenne. Természetesen egy kezdő megfigyelő, aki kis teleszkópjával a Marsra mutat, csalódott marad, hiszen nem látja a legendás sarki sapkákat és kontinenseket.

Valamivel jobbak a dolgok az ellentétek (főleg a nagyok) idején, amikor egy jó 100 mm-es refraktor segítségével nyomon követheti a sarki sapkák olvadását, és láthatja a kontinensek sötét körvonalait a bolygó felszínén. 150 milliméternél szürkés-zöld területek válnak észrevehetővé a Mars korongján, amit a múlt századi csillagászok növényzettel tévesztettek. Most már tudjuk, hogy ezek csak sziklák és por, amelyek olyan bizarr módon verik vissza a fényt.

De még mindig érdemes emlékezni arra, hogy a Mars megfigyelései csak közepes és nagy amatőr távcsöveken keresztül igazán érdekesek, amelyek kedvező körülmények között lehetővé teszik a bolygó felszínének minden fontosabb részletének megtekintését, valamint a megjelenésében bekövetkezett elképesztő változások megfigyelését. évszakok és időjárás változásai.

Általános tippek a Mars megfigyeléséhez

A Mars megfigyelésére javasolt időszak jellemzően 40 nappal az oppozíció előtt kezdődik és 40 nappal azután ér véget. Ez az ajánlás nem értelmetlen. Ezekben a napokban a bolygó szögmérete a legnagyobb. A 250 mm-es vagy annál nagyobb lencsével rendelkező teleszkópok tulajdonosai azonban sikeresen megkezdhetik a megfigyeléseket 3-4 hónappal az ellenzék előtt, és további 3-4 hónappal annak vége után. Így a bolygó megfigyelésének teljes időtartama több mint 6 hónap lesz. Ebben az időszakban nagyon érdekes változások követhetők – a sarki sapkák olvadása és a meteorológiai jelenségek.

Megjelenésének szisztematikus felvázolása teleszkópon keresztül nagyban segít a részletek megkülönböztetésében a bolygó korongján. Ezt a bolygó részletesebb és átgondoltabb vizsgálata magyarázza, mivel a vázlat elkészítése a szemlencsében látható legpontosabb ábrázolását jelenti. De még a sematikus vázlatok is hasznosak. Emellett serkentik a megfigyelőt, és később, otthona kényelmében segítenek neki azonosítani a látottakat.

Amint elkezdi rendszeresen megfigyelni a Marsot, rájön, hogy a felszíni jellemzők finomak, ezért különösen fontos a távcső nagyon pontos fókuszálása. A Mars esetében ez az egyszerűnek tűnő feladat igazi kihívássá válik. Emlékezzen egy egyszerű szabályra - a legjobb, ha a távcsövet a sarki sapkára fókuszálja, mint a legkontrasztosabb tárgyra.

Ne várja el, hogy azonnal meglátja a Mars minden részletét. A megfigyelések megkezdésekor lazítson és lélegezzen egyenletesen. Adjon néhány percet a látásának, hogy felismerje, amit lát. Az első dolog, ami felkelti a szemét, az a sarki sapka. Meglehetősen könnyű kitalálni, mivel ellentétben áll a környező háttérrel - fehér és kék egy viszonylag egységes narancssárga korongon. Egy idő után a tengerek kezdenek megjelenni, mint a tompa szürkés-zöld foltok. Ne hagyja ki a megfigyeléseket, és amikor csak lehetséges, nézzen a Marsra. Tapasztalattal sok csodálatos dolgot fedezhet fel a Vörös Bolygó felszínén.

Egy speciálisan elkészített Mars-térkép segít felismerni az amatőr teleszkópok számára elérhető összes fő képződményt.

Kérjük, vegye figyelembe, hogy a Marsnak 37 perccel tovább tart egy forradalmat a tengelye körül, mint a Földön. Ezért, ha 24 órával később ugyanabban az időben újra ránézünk a bolygóra, a tegnap látott felszíni jellemzők 37 perccel később jelennek meg, mint előző nap. A Mars napi, meghatározott időpontban történő megfigyelése lehetővé teszi a bolygó teljes tengelyirányú forgásának nyomon követését 5-6 héten belül.

Mit kell látni a Marson

Sarki sapkák

A Mars felszínének legszembetűnőbb jellemzői a sarki sapkák. Minden amatőr csillagász megfigyelheti őket.

Az évszakok változásával párhuzamosan a sarki jégsapkák megjelenése is megváltozik. Így a tavaszi-nyári időszak beköszöntével a sapka a megfelelő féltekén megolvad. Határai lassan visszahúzódnak a sark felé. A megfigyelő feladata ennek a folyamatnak a követése.

Déli-sarki sapka meglehetősen nagyok és láthatóak szerény amatőr teleszkópokban az oppozíciók során, amikor a Mars a perihéliumban van. A meleg évszakban a déli sapka jelentősen megváltoztatja alakját és méretét. A marsi tavasz során láthatod, hogyan válik ketté a sapka. Ennek oka a hó lassabb olvadása a Mitchell-hegység tetején.

A kalap déli határán gyakran lehet észrevenni repedéseket, tisztásokat.

Patrick Moore angol csillagász rajzai a Mars északi sarki sapkájának szezonális csökkenését mutatják. Balról jobbra, fentről lefelé: 1960. november 19., 1960. december 25., 1961. január 11., 1961. február 6.

Északi-sarki sapka nincs kitéve olyan drasztikus évszakos változásoknak, mint a déli. Még nyáron sem tűnik el teljesen. Lehetetlen előre megjósolni az északi sapka viselkedését, és ez érdekessé teszi megfigyeléseit.

Az ősz közeledtével az északi féltekén gyakran megjelenik a köd a sarkvidék felett. Érdekes módon a köd megjelenésével az északi sapka gyakran egy időre leáll az olvadástól, és növekedni kezd. Tavasz végén a köd hirtelen megjelenése is megfigyelhető.

Marsi tengerek és szezonális változások

A Marson az évszakok változásával összefüggő megjelenési változások nemcsak a sarki sapkákon, hanem a felszín sötét területein is keresztülmennek, amelyeket hagyományosan tengereknek neveznek. A változások általában a felületi területek sötétedésében nyilvánulnak meg. Ennek a jelenségnek a kezdeti fázisa a marsi tavasz közepén következik be, és szinte addig tart, amíg a sarki sapka teljesen eltűnik. A sötétedés a sarki régiótól az egyenlítőig terjed, és jobban észrevehető az olyan ellentétek időszakában, amelyek akkor lépnek fel, amikor a bolygó áthalad a perihéliumon.

A szürkés-zöld tengerek nemcsak elsötétülnek a tavaszi-nyári időszakban, hanem megnövekednek vagy csökkennek, és megváltoztatják alakjukat is. Természetesen az ilyen változások rögzítéséhez jól kell ismernie a marsi domborzatot.

A Mars következő területei a leginkább érzékenyek az évszakos változásokra: Pandora-szoros (Pandorae Fretum), Syrtis Major (Syrtis Major), Sun Lake (Solis Lacus), Pearl Bay (Margaritifer Sinus).

Légköri jelenségek

A Marson a szezonális változások feltehetően összefüggésbe hozhatók a megjelenésével kék és fehérÉs fehér felhők, valamint fehér ködök. Marsi tavasszal jelennek meg, és ősszel eltűnnek. Valószínű, hogy a sarki sapkák olvadása közvetlen hatással van a felhők kialakulására.

A felhők és a köd más felszíni jellemzőktől való megkülönböztetéséhez jól kell ismernie a Mars térképészetét. Ezért ajánlatos ezt a fajta megfigyelést a Vörös Bolygó szemlélésének szilárd tapasztalatával és megjelenésének ismeretében végezni. A felhők a tengerek körvonalának változásaiból (amikor felhők haladnak át felettük), illetve a kontinensek felett világos foltokként észlelhetők.

A színes szűrők jelentős segítséget nyújthatnak a felhők és a köd kiemelésében azáltal, hogy kiemelik alakjukat és növelik a kontrasztot. A felhők kiemeléséhez a következő szűrők használata javasolt: No. 58 (zöld), No. 80A, No. 38 és No. 38A (kék).

A felhők és a köd több órán keresztül, de akár egy egész napig is elhúzódhat a Mars felszínén.

Sárga felhőkÉs homok viharok- egy másik típusú légköri jelenség, amely amatőr távcsövekkel figyelhető meg. Jellemzően sárga felhők és porviharok jelennek meg a Marson a perihélium idején, amikor a déli féltekén a nyári napforduló következik.

Megjelenésüket a Mars felszínének a napsugarak általi felmelegedése okozza, ami erős szelek kialakulásához vezet a légkörében. Sárga felhők és porviharok hirtelen kialakulhatnak és gyorsan terjedhetnek. Nem ritka, hogy a porviharok az egész féltekén átterjednek, és elrejtik a kontinensek és a tengerek körvonalait.

Phobos és Deimos megfigyelése

Kevés a csillagászat szerelmesei büszkélkedhetnek azzal, hogy vizuálisan is megfigyelték a Mars műholdait. A Jupiter négy legfényesebb holdjával ellentétben, PhobosÉs Deimos- finom szellemek. Egyszerű technikákkal azonban megpróbálhatja megnézni a Mars műholdait szerény amatőr távcsövek segítségével.

Először is, a Phobos és Deimos megfigyeléseit olyan időszakokban kell elvégezni, amelyek közel állnak a Mars, és különösen a nagy oppozícióhoz. Ez logikus: minél közelebb van a Mars a Földhöz, annál közelebb vannak a műholdai, ami azt jelenti, hogy fényesebbek és könnyebben láthatóak. Ilyen napokon a Phobos és a Deimos magnitúdója körülbelül 11., illetve 12. magnitúdójú. Úgy gondolják, hogy az ilyen fényes tárgyak könnyen láthatók egy 4-5 hüvelykes teleszkópban. Azonban nem minden olyan egyszerű. A bolygó erős fénye megnehezíti a két kis „csillag” látását. Ezenkívül a fényesebb Phobost nehezebb látni, mert pályája közelebb van a Marshoz, mint a Deimoshoz.

A galaxisok és kettős csillagok tapasztalt megfigyelője tudja, hogy sokkal könnyebben meglát egy fényes csillag közelében elhelyezkedő halvány objektumot, ha a fényes interferenciát kimozdítja a látómezőből. Ugyanezt kell tenni Phobos és Deimos keresésekor is.

Ehhez használjon szűk látómezővel rendelkező okulárt. Erre a célra az ortoszkópos szemlencse a legalkalmasabb. Ezután határozza meg előre azt az időt, amikor a műholdak a legnagyobb távolságra lesznek a bolygótól (keleti vagy nyugati megnyúlásban). Ezeket az információkat olyan programok segítségével szerezheti be, mint a Guide 9.0 és a SkyTools 3.

A megfelelő időben irányítsa a távcsövet a Marsra, és óvatosan távolítsa el a látómezőből, hogy erős fénye ne zavarja a számunkra érdekes műhold megfigyelését. Miután sikerült kitalálnia a Phobost és/vagy a Deimost, próbálja meg visszahozni a bolygót. Lehetséges, hogy most további trükkök nélkül láthatja a bolygót és annak műholdait.

további információ

Roman az oldal alapítója és főszerkesztője,
ahol a gyakorlati amatőr csillagászatról ír és tanácsokat ad kezdőknek
be és vezet .
Roman megalapította az R-Sky céget is, hogy minden csillagászat iránt érdeklődő számára szükséges berendezéseket gyártson.

2 embernek tetszett ez

a Mars bolygó

Általános információk a Mars bolygóról. Vörös Bolygó

A Mars a negyedik legnagyobb földi bolygó a Naptól számítva. A szakirodalomban gyakran emlegetik vörös bolygóként, szokatlan felszíni színe miatt, amely jelentős mennyiségű vas-oxidhoz kapcsolódik.

A Mars bolygón találhatók a Naprendszer legmagasabb vulkánjai, a legnagyobb Canyon Marineris és az északi féltekén az óriási lapos Borealis-medence. A bolygó egyes területei nagyon hasonlítanak a Föld egyes területeire, mint például az Antarktisz és Grönland jeges sivatagai, Észak-Afrika homokos sivatagai dűnékkel és homokos kiemelkedésekkel.

Egészen a közelmúltig a bolygót tartották a fő esélyesnek a második kozmikus test szerepére, amelyen életet lehetett felfedezni. És az okok, amiért így gondoljuk, nem nélkülözik a józan észt: az élő szervezetek (elsősorban a baktériumok) számára kényelmes levegő hőmérséklete, a víz jelenléte, még folyékony formában is (bár jég formájában ezerszer több víz van a Marson ma) légkör és gyenge mágneses tér jelenléte. Ezért nem meglepő, hogy a Marsot több mint 20 űrhajó kereste fel, amelyek látszólag kívül-belül tanulmányozták azt. De a bolygónak még mindig sok rejtélye van. Íme csak néhány közülük:

1) Először is, a legtöbbet tárgyalt és sokszorosított nyomtatott forrás, van-e élet a Marson? Ma már szinte teljes bizalommal kijelenthetjük, hogy legalább volt élet a Marson. Hiszen a bolygó éghajlata százmillió évvel ezelőtt teljesen más volt, mint most. Kényelmesebb volt a hőmérséklet, sűrűbb és kiterjedtebb a légkör, a bolygón fejlett folyóhálózat volt, tavak, tengerek és óceánok voltak. Ezenkívül néhány ásványi anyagot találtak, amelyek létrehozása nyilvánvalóan nem történt mikroorganizmusok részvétele nélkül.

2) A víz jelenléte a Marson. Olyan éghajlati viszonyok előrejelzése a Marson, amelyek között folyékony víz jelenhet meg. A bolygó teljes vízmennyiségének becslése.

3) Marsi meteoritok. Pontosabban eredetük, keletkezési idő és a felszínen talált bakteriális aktivitás nyomai.

4) A Mars műholdai. A kérdés a képzettségük. Modell készítése életük további alakulásához.

A vörös bolygó minden rejtélye fokozatosan megoldódik, és lehetséges, hogy hamarosan a Mars még sok érdekes felfedezéssel ajándékozza meg a földlakókat. És a következő alfejezetekből megtudhatja azokat a felfedezéseket, amelyeket már tettek.

A Mars bolygó megfigyelése a Földről

Nevét a római háború istenének tiszteletére kapta élénk vérvörös színe miatt, amely különösen a 15-17 évente előforduló nagy összecsapások során tűnik ki. Ebben az időben a Mars kerül a legközelebb a Földhöz, és úgy néz ki, mint az éjszakai égbolt legfényesebb csillaga (-2,7 magnitúdó). A Mars szögátmérője nagy ellentétek esetén 25", míg az aphelion során 14".

A hátralévő időben a Mars szabad szemmel is látható, bár nehezen megfigyelhető objektum, és jobb bármilyen távcsövet használni, akár amatőrt is erre a célra. A bolygó úgy néz ki, mint egy jellegzetes színű kis csillag, fényességében csak a Nap, a Hold, a Vénusz és a Jupiter után következik.

A Mars Földről történő megfigyelésekor észrevehető, hogy idővel a bolygó korongjának a Nap által megvilágított területe megváltozik: keskeny félholdról szinte tökéletes körre, pl. a marsi fázisok megváltoznak (a Hold fázisaihoz hasonlóan). A Merkúr és a Vénusz fázistól eltérően a Mars korongjának megvilágítása soha nem teljes, ami minden külső bolygóra jellemző (a Föld pályáján túl, a Naprendszer határai felé). A marsi korong maximális megvilágítása megfelel a Hold korongjának 3 nappal a telihold előtti megvilágításának.

Egy kellően erős távcsővel a Mars korongján felismerhetők felületének egyedi sajátosságai, amelyek a következők szerint osztályozhatók:

1. Világos területek vagy „kontinensek”, amelyek a lemez 2/3-át foglalják el. Egységes, narancssárga-vöröses színű világos mezők.

2. ábra a Mars északi sarki sapkája. Kép a Mars Global Surveyor űrszondáról. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL/MSSS

2. Sarki sapkák – fehér foltok, amelyek ősszel a sarkok körül képződnek, és nyár elején eltűnnek. Ezek a legszembetűnőbb részletek. Az ultraibolya sugárzásban éles fényerőnövekedésként jelennek meg (0,37 mikron), de egyáltalán nem láthatók a közeli infravörös tartományban (1,38 mikron; itt a bolygó még mindig visszaverődött, nem pedig hősugárzással). Ez azt jelenti, hogy ebben az esetben nem havat vagy jeget látunk a felszínen, hanem a légkörben lebegő (vékony kristályokból álló) felhőket. A kristályok mérete olyan kicsi, hogy körülbelül 1 mikronos hullámhosszon már nem szórják szét a fényt. Lehetséges, hogy ezek a közönséges jég H 2 O kristályai. Ilyen hőmérsékleten a szén-dioxid is lecsapódhat.

A látható sarki sapka nagy része szilárd üledék a felszínen, és ezt az üledéket fagyott szén-dioxid képezi, amely alatt közönséges vízjég található. A sarki sapkák (főleg a nem eltűnő déli) több CO 2 -ot és H 2 O-t tartalmaznak, mint a légkör. A következő nagyon érdekes feltevés született. A Mars sarki tengelyének precessziója miatt 50 000 évente egyszer kiderül, hogy mindkét sarksapka teljesen eltűnik, majd a légkör nyomása megnő, a H 2 O tartalom nő, és folyadék jelenik meg. víz.

Télen az északi féltekén nő a sarki sapka, a déli féltekén viszont szinte eltűnik: ott nyár van. Hat hónap elteltével a féltekék helyet cserélnek.

A déli kalap azonban télen a szélesség 50°-ára tágul, az északi pedig csak a harmadára. Nyáron az északi sarki sapka teljesen eltűnik, egy kis maradványt hagyva a déliből. Miért olyan egyenlőtlenül oszlanak meg a szerepek? Ez a Mars megnyúlt pályájának köszönhető. A bolygó déli féltekén a tél hidegebb, a nyár melegebb. A déli félteke nyarán a Mars a perihélium ponton van, télen pedig az aphelion ponton.

A téli szezonban a sarki sapkák egyenlőtlenségéből a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a déli félteke telén több szén-dioxid kötődik a sarki sapkában, és csökken a Mars légkörének nyomása. Tavasszal a déli sapka elolvad, az északi nőni kezd, de több szén-dioxidot hagy a légkörben, és a nyomása megnő. Ahogy a Mars kering a pályája körül, a légkör nyomása nagymértékben megváltozik.

Amikor mind az északi, mind a déli sarksapkák elolvadnak, a pólusokról „felmelegedési hullámok” terjednek. Feltételezték, hogy ezek a hullámok összefüggésbe hozhatók a növényzet Mars felszínén való elterjedésével, de a későbbi adatok miatt ezt a hipotézist el kellett vetni. A kék szűrők révén a sarki sapkák nagyon kontrasztban tűnnek ki.

3. ábra A Hubble Űrteleszkóp 1997. március 10-én készült felvétele, amelyen jól láthatók a kontinensek és a tengerek. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

3. A Mars korongjának 1/3-át szürkés-zöld színű sötét területek (vagy „tenger”) foglalják el. Különösen sok tenger van a Mars déli féltekén, az északi féltekén csak két tenger van: a Nagy-Syrtis és az Acidalia-síkság.

A tengerek a világos területek hátterében különböző méretű és alakú foltok formájában láthatók, és maguk is váltakozó sötét foltokból és csíkokból állnak, amelyek egyenetlen terephez kapcsolódnak. Az elszigetelt, kis méretű sötét területeket „tavaknak” vagy „oázisoknak” nevezik. A „kontinensekbe” kinyúlva a tengerek „öblöket” alkotnak.

A „kontinensek” és a „tengerek” fényességének aránya a vörös és az infravörös tartományban maximális (a legsötétebb „tengerek” esetében akár 50%), a sárga és zöld sugarakban kisebb, a kék sugarakban a korongon A Mars „tengerei” egyáltalán nem különböznek egymástól. Mindkét dombormű-részlet vöröses színű.

A sötét régiók, valamint a sarki jégsapkák részt vesznek az időszakos szezonális változások ciklusában. Télen ezeknek van a legkisebb kontrasztjuk. Tavasszal a sarki sapka határán sötét rojt képződik, és a sapka körüli sötét területek kontrasztja megnő. A sötétedés fokozatosan az Egyenlítő felé terjed, egyre több új területet ragadva meg.

Sok olyan részlet, amely télen nem különbözik az adott féltekén, nyáron jól láthatóvá válik. A sötétedő hullám körülbelül napi 30 km-es sebességgel terjed. Egyes területeken a változások évről évre rendszeresen megismétlődnek, máshol minden tavasszal másként jelentkeznek. Az ismétlődő szezonális változásokon kívül a sötét vonások (világi változások) visszafordíthatatlan eltűnését és megjelenését is többször megfigyelték.

A világos területek nem vesznek részt a szezonális ciklusban, de visszafordíthatatlan világi változásokat tapasztalhatnak.

Kezdetben a csillagászoknak 2 hipotézise volt a Mars bolygó évszakos változásairól. Közülük az első a sötétedés hullámait a növényzettel társította: tavasszal a növények a hőmérséklet és a páratartalom növekedése miatt fejlődésük aktív szakaszába lépnek. A második a sötétedést az ásványi anyag hőmérsékletének vagy páratartalmának növekedésével a színváltozással hozta összefüggésbe.

Jelenleg a sötét területek elhelyezkedésének szezonalitása a következőképpen hangzik: a legtöbb sötét terület dombos terület, számos kráterrel, kőhalmokkal és egyéb szabálytalanságokkal, amelyek hozzájárulnak a porviharok és tornádók kialakulásához és fejlődéséhez, amelyek hatalmas tömegeket hordoznak. portömegeket, azután az egyenetlenségeken „lerakják”, ezáltal kontrasztot hoznak létre a felület pormentes és porral borított részei között. Az évszakos változások tehát a porviharok hatásának következményei, amelyek gyakorisága nyáron jelentősen megnövekszik.

4. A felhők a légkörben lokalizált átmeneti elemek. Néha lefedik a lemez jelentős részét, megakadályozva a sötét területek megfigyelését. Kétféle felhő létezik: sárga felhők, amelyeket általában porfelhőknek tartanak (vannak olyan esetek, amikor a sárga felhők egész hónapokig beborítják az egész korongot; az ilyen jelenségeket „porviharoknak” nevezik); fehér felhők, amelyek valószínűleg jégkristályokból állnak, mint például a földi cirrus.

A Mars bolygó kutatásának története

A Mars bolygót nagyon régóta ismerik az emberek. Az ókori Görögország, Babilon és India lakói tudták. Ráadásul mindezen népek körében a bolygót a háború helyi istenéről nevezték el, vagy háborúkkal és pusztítással hozták kapcsolatba. Az embereknek az ártalmatlan bolygóhoz való ilyen hozzáállásának oka annak élénk vérvörös színe volt, amikor a Földről figyelték meg. Így az ókori görögöknél a Marsot Pitagorasz korában először Phaethonnak („ragyogó, ragyogó”), majd Arisztotelész idejében - Piroeis - a görög háborúisten, Ares (Ἄρεως ἀστἡρ) csillagának hívták. A babiloni csillagászatban a bolygót Nergalnak hívták, az alvilág, a háború és a halál istenének tiszteletére. A hindu vallási szövegekben a Mars Mangala (मंगल) háborús istenségként ismert, szanszkrit nyelven pedig Angaraka és Bhauma néven. Az ókori egyiptomiak a bolygót az ég és a királyság istenének, Hórusznak adták. A kínaiak és a koreaiak 火星-nek vagy tűzcsillagnak nevezték. Az ókori Kínában a Mars megjelenése az égen a "jaj, háború és gyilkosság" jele volt.

A modern emberek számára ismerős Mars nevet az ókori rómaiak adták a bolygónak, a háború istenének tiszteletére, akit a görög Ares istennel azonosítottak. Kezdetben Mars a görög mitológiában a termékenység istene volt. A római év első hónapját Mars, mint a termékenység istenének tiszteletére nevezték el, melyben a tél kiűzésének rituáléját hajtották végre. Ma ezt a hónapot márciusnak nevezzük (latinul Mārtius mēnsis „Mars hónap”).

Mars isten szimbólumai a lándzsa és a pajzs voltak. Ezt követően ezeket az attribútumokat stilizálták, kombinálták, és mára a Mars bolygó asztrológiai szimbólumává, a vas alkímiai szimbólumává és a biológiában a férfi nem szimbólumává váltak.

Az ókori csillagászok megfigyelték a bolygót, feljegyezték éves mozgásának menetét az égen, i.e. egyszerű csillagászati ​​megfigyeléseket végzett. A kínai csillagászok különösen ismerték a Mars szidikus és szinódikus időszakát. De a bolygó teljesebb tanulmányozásához fejlettebb optikai műszerekre volt szükség, amelyek teleszkópokká váltak.

Az első ember, aki teleszkópon keresztül látta a Mars bolygót, Galileo Galilei olasz tudós volt. Ez 1609-ben történt.

Francesco Fontana olasz csillagász 1638-ban, miközben teleszkópon keresztül nézte a Marsot, elkészítette a bolygó első rajzát, amelyen fekete foltot ábrázolt a gömb közepén, és felfedezte a bolygó fázisait.

1659-ben egy sötét foltot fedezett fel a holland Christiaan Huygens, aki a folt mozgását megfigyelve a bolygó korongján megállapította a Mars tengelye körüli forgási periódusát - körülbelül 24 órát. Ma a tudósok úgy vélik, hogy Huygens megfigyelte a Nagy-Sirte-i hegyfennsíkot.

Egy évvel később az olasz Jean Dominique Cassini pontosította Huygens számításait a bolygó keringési periódusával kapcsolatban. Számításainak eredménye közel állt a ténylegeshez - 24 óra 40 perc.

1672-ben Christiaan Huygens fehér foltot fedezett fel a Mars déli pólusán.

4. ábra William Herschel távcső. Forrás: Leisure Hour 1867

32 évvel később Jacques Philippe Maraldi francia csillagász a Párizsi Obszervatóriumban megállapította, hogy a déli féltekén a fehér folt kissé eltolódott a bolygó déli pólusához képest. 1719-ben pedig azt a feltételezést is megfogalmazta, hogy a fehér folt a sarki jégsapka.

Az 1777 és 1783 közötti időszakban. A Mars megfigyelését William Herschel csillagász végezte. Ennek eredményeként a csillagász megállapította, hogy: a bolygó forgástengelye 28° 42"-os szöget zár be a keringési síkhoz képest, és a Marson évszakváltás lehetséges, a bolygó átmérője majdnem 2-szer kisebb A Föld átmérőjénél a bolygó légköre nagyon ritka, "két figyelemre méltó fényes folt van, az északi sarki sapka, akárcsak a déli, kissé eltolódott a pólushoz képest, azaz. vele szemben különc, a Mars forgási ideje 24 óra 39 perc 21,67 másodperc. A Mars 1781-ben és 1784-ben végzett megfigyelései során Herschel felfedezte a bolygó déli sarki sapkájának változékonyságát: 1781-ben nagyon nagy volt, 1984-ben sokkal kisebb, amiből arra következtethetünk, hogy a sapkák fő anyaga. vízjég volt.

A Mars megfigyelései során William Herschel vázlatokat készített a bolygóról, amelyek a Mars felszínének olyan jellemzőit mutatták be, mint a Homokóra-tenger (Sirtis-fennsík), a Sabaean-öböl és a Meridiani-öböl.

A 19. században elterjedt a Mars és más űrobjektumok teleszkópokkal történő megfigyelése: a kutatást nemcsak hivatásos csillagászok, hanem amatőr csillagászok is végezték.

Így 1809-ben Honore Floger francia amatőrcsillagász porviharokat látott a bolygó felszínén, és azt írta, hogy „okkersárga fátyol borítja a felszínt”. 1813-ban tavasszal felfedezte a sarki sapka csökkenését, és arra a következtetésre jutott, hogy a Mars felszíne erősebben melegszik, mint a Föld felszíne.

1830-ban két német csillagász, Wilhelm Beer és Johann Heinrich von Mädler a Mars fénytörő távcsővel végzett megfigyelései alapján összeállították a bolygó felszínének első térképét, és javaslatot tettek egy máig használatos koordináta rácsra. Ezenkívül a csillagászok 1840-ben 1 másodperces pontossággal mérték a bolygó tengelye körüli forgási periódusát, 12 másodperccel javítva ezzel az 1837-ben kapott eredményt.

28 évvel később Angelo Secchi olasz csillagász és pap elkezdte tanulmányozni a Marsot. Miközben a Vatikáni Obszervatóriumban dolgozott, Secchi felfedezett bizonyos kék vonásokat a bolygó légkörében, amelyet „Kék Skorpiónak” nevezett, amelyek nagy valószínűséggel felhők voltak. Hasonló képződményeket figyelt meg valamivel később, miközben vázlatokat készített az út során, J. Norman Lockyer angol csillagász.

1862-ben a Mars térképének összeállításakor Frederik Kaiser holland csillagász tisztázta a bolygó tengelye körüli forgási periódusát. Az általa kapott érték 0,02 másodperccel tért el a tényleges értéktől.

Ezzel egyidejűleg Johann Zollner német csillagász egy saját készítésű spektroszkóppal megkezdi a Mars megfigyelésének sorozatát, és a bolygó albedóját 0,27-re számítja. A 19. század végén egy Zollner-spektroszkóp segítségével Gustav Müller és Paul Kempf német csillagászok enyhe eltéréseket állapítottak meg a Marson a reflexiós képességben, amit úgy értelmeztek, hogy a bolygó sima felületű, nagy magasságkülönbségek nélkül.

Egy évvel Kaiser és Zollner Mars-megfigyelései után Secchi színes rajzokat készített a bolygóról. Az egyes felületi elemek megjelölésére híres utazók nevét használja. 1869-ben csatornákat is felfedezett – olyan lineáris objektumokat, amelyek a Mars felszínén lévő vízmosásokhoz kapcsolódnak.

Richard A. Proctor angol csillagász 2 évvel a Secchi-csatornák felfedezése előtt honfitársa, William R. Dawes 1864-ben készített rajzai alapján elkészíti korának legrészletesebb bolygótérképét, amelyen a először használja csillagászok nevét a sötét és világos felszíni részletek megjelölésére, akik nagyban hozzájárultak a vörös bolygó tanulmányozásához. A Proctor által az összeállított térképen kiválasztott elsődleges meridiánt ma is használják.

Ugyanebben az évben Pierre Jules Cesar Jansen francia csillagász és William Huggins angol csillagász először kísérelte meg spektroszkóppal tanulmányozni a Mars légkörének összetételét. Közös kutatásaik eredményeként kiderült, hogy a Mars bolygó optikai spektruma gyakorlatilag egybeesik a Hold spektrumával, és a bolygó légkörében nincs vízgőz. Eredményeiket később Hermann Vogel német csillagász és Edward Maunder angol csillagász is megerősítette.

1873-ban Camille Flammarion francia csillagász a Mars vöröses színének magyarázataként feltételezte, hogy a bolygón „füvek és növények” léteznek. A csillagász számos olyan munkát is ír, amelyekben széles körben használja Proctor névnómenklatúráját.

A vörös bolygó tanulmányozásában eltöltött rövid négyéves szünet után eljött az 1877-es év, amely az egyik leggazdagabb felfedezés volt a Mars-kutatás történetében.

Idén Giovanni Schiaparelli Virginio, a milánói Brera Obszervatórium igazgatója új nómenklatúrát hoz létre a Mars felszínének egyedi jellemzőinek kijelölésére, mitikus karakterek és földrajzi földi nevek alapján. Különösen arra kérték őket, hogy nevezzék a világos területeket kontinenseknek, a sötét területeket pedig tengereknek, a holdi nómenklatúra analógiájára. Egy évvel később a kidolgozott nevezéktan alapján Schiaparelli keresztneveket ad az egyes felszíni részleteknek, és a bolygó térképén a következők jelennek meg: Aphrodité, Erythreai, Adria, Cimmeriai tengerek; a Nap, Lunnoe és Phoenix tavak stb.

1877 szeptemberében, amikor a Mars a perhelion ponton volt, Schiaparelli furcsa lineáris csíkokat talált a felszínen, amelyeket "Canalinak" nevezett. Egy félreértés miatt jelentős számú ember látott bizonyítékot a felfedezésben az intelligens élet létezésére a bolygón, mert... angolul a szót csatornáknak fordítják, és ezek mesterséges eredetére utalnak. Így Percival Lovell amerikai csillagász a csatornákban a marsi öntözőrendszerek valamiféle látszatát látta, amelyek segítségével a marslakók a sarki sapkákból szállítják a vizet a növényzeti sáv száraz egyenlítői vidékeire, H. G. Wells író pedig megírta híres regényét. „Világok háborúja”, amelyben a gonosz marslakók megszállják a Földet.

1903-ban a csatornahálózat ember alkotta eredetére, valamint maguknak a csatornáknak a létezésére vonatkozó hipotézist megcáfolták, mert Még az akkori legerősebb teleszkópok sem észlelték létezésük egyetlen nyomát sem.

Az 1877-es év a Mars két műholdjának felfedezéséről is híres: a Phobos és a Deimos. Asaph Hall amerikai csillagász fedezte fel őket az amerikai haditengerészeti obszervatórium 660 mm-es távcsövével. A csillagász augusztus 11-én halvány objektumként figyeli meg az első műholdat, nem messze a bolygótól, majd egy héttel később beszámol erről a felfedezésről a nagyközönségnek.

Augusztus 30-án a The New York Times beszámolt a Mars harmadik műholdjának felfedezéséről, amelyet állítólag Henry Draper és Edward Singleton Holden amerikaiak fedeztek fel. Az érzés azonban hamisnak bizonyult.

A marsi holdak nevét Henry Madan, az angliai Eton College tudományos oktatója javasolta a római Mars isten szekerét szállító lovak után: Phobos - félelem és Deimos - horror.

Ugyanebben az évben David Gill angol csillagász, kihasználva a Mars kedvező égboltbeli helyzetét (a bolygó a Földdel szemben állt), megbecsüli a Mars napi parallaxisát, és e mérések alapján megbecsüli a Mars égbolttól való távolságát. Föld a Naphoz nagy pontossággal.

1879-ben Charles Augustus the Younger amerikai csillagász pontosan megméri a bolygó átmérőjét.

Ugyanakkor Simon Newcomb kanadai és amerikai csillagász rendkívül pontos, a mai napig használatos táblázatokat adott ki az égi objektumok napi helyzetének meghatározására.

1887-91-ben. Schiaparelli számos nagyon részletes térképet tesz közzé a Marsról, az 1877-ben javasolt nómenklatúra felhasználásával.

1890-ben Edward Emerson Barnard amerikai csillagász a Mars megfigyelése közben krátereket észlelt a felszínén, de a felfedezésről nem számolt be a nyilvánosságnak.

1892-ben Camille Flammarion kiadott egy munkát a Mars bolygóról, amely összegyűjtötte az 1600 óta végzett megfigyelések leírását.

1894-ben Percival Lowell amerikai csillagász megkezdte első megfigyelését a vörös bolygóról. 1895-1908 közötti megfigyelések alapján. A tudósok három könyvből álló sorozatot adtak ki, amelyek az akkor ismert információkat mutatták be a bolygóról és a földönkívüli élet létezésének lehetőségéről. Különösen azt mondják nekik, hogy a világos területek sivatagok, a sötét területek pedig növényzetfoltok. A tavaszi jégolvadás számos vízáramlás kialakulásához vezet, amelyek az Egyenlítő felé áramolva hozzájárulnak a marsi növények felébredéséhez és gyors növekedéséhez (úgynevezett melegítő hullámok).

Ugyanakkor egy másik amerikai csillagász, William Campbell felfedezte a Mars és a Hold spektrumának hasonlóságát, ami ellentmond a hasonló földi marsi légkörről szóló népszerű elméletnek. Ennek eredményeként Campbell arra a következtetésre jut, hogy a bolygó nem alkalmas "az általunk ismert életre".

1895-ben német Ottovich Struve orosz csillagász a Mars műholdjainak tanulmányozása alapján meg tudta állapítani, hogy a bolygó egyenlítői átmérője 1/190-rel nagyobb, mint a sarkié. 1911-ben a csillagász a kapott értéket 1/192-re finomította. 33 évvel később Struve eredményét Edgar Woolard amerikai meteorológus is megerősítette.

1903-ban, hogy csatornákat keressen a Marson, Carl O. Lampland amerikai csillagász a Lowell Obszervatóriumból elkezdte fényképezni a bolygót. Két év megfigyelés után fényképeket tettek közzé és küldtek el a Harvard Obszervatóriumnak, amelyeken a csillagász szerint marsi csatornák láthatók. Május 28-án a New York Times közzétesz egy jelentést a marsi csatornákról készült első fényképről. Az akkori teleszkópok felbontó ereje, valamint az újságokban található fényképek hiánya azonban sok tudóst kétségbe vont a megfigyelések megbízhatóságában. Szó szerint ugyanebben az évben Edward Maunder angol csillagász végzett egy kísérletet, amelynek eredményei azt mutatták, hogy a Mars felszínén lévő csatornák nagy valószínűséggel optikai csalódás. A kísérlet lényege a következő volt: meglehetősen nagy távolságból az alanyoknak egy korongot mutattak meg véletlenszerű foltkészlettel, amelyek helyett sokan „csatornákat” láttak. Kísérleteket végeztek egy vékony huzal megfigyelésével is a lemez hátterében különböző távolságokból.

1907-ben Alfred Russell Wallace angol tudós publikálta az „Is Mars Inhabited?” című munkáját, amelyben rámutat arra, hogy a bolygón az alacsony hőmérséklet és az alacsony légköri nyomás miatt nem lehet magasan szervezett életet élni, ami megakadályozza a folyékony víz létezését. . Wallace munkájában arról is tájékoztatást ad, hogy a bolygó sarki sapkáit nem a víz, hanem a szárazjég alkotja, ami szintén jelentősen csökkenti a víz észlelésének esélyét a marsi légkörben.

1909-ben George Ellery Hale amerikai csillagász arról számolt be, hogy nincsenek csatornák a felszínen.

Ezzel egy időben Eugene M. Antoniadi francia csillagász közzétette a Mars részletes térképeit, amelyeket a bolygó ellenállása során végzett megfigyelések alapján állítottak össze. Antoniadi térképe megerősítette azt a feltételezést, hogy "a csatornák geometriai hálózata optikai csalódás". 1930-ban Antoniadi kiadta a „Mars bolygó” című könyvét, amelyben összefoglalja a bolygó topográfiájáról akkoriban ismert összes információt, így megalkotta a Mars felszínének legrészletesebb térképét, amely az űrhajók repülése előtt is ilyen maradt.

1912-ben Arrhenius Svante svéd kémikus azt javasolta, hogy a Mars albedójában bekövetkezett változások sajátosságait a sarki sapkák olvadásával kapcsolatos kémiai reakciók okozzák, de semmiképpen nem kapcsolódnak a marsi növények életciklusához.

1920-ban Edison Pettit és Seth Nicholson a Mount Wilson Obszervatóriumban (USA) vizsgálták a bolygó különböző régióinak hőmérsékletét. A mérések eredményeként kiderült, hogy a Marson a hőmérséklet az egyenlítői déli +15°C-tól a kora reggeli sarkokon -85°C-ig terjed.

Ernest Julius Epic észt csillagász 1922-ben képes volt kiszámítani a Mars felszínén lévő meteoritkráterek sűrűségét, sok évvel azelőtt, hogy ezt a feladatot az űrhajók gyakorlati végrehajtották volna.

1925-ben Donald Menzel amerikai asztrofizikus a vörös bolygóról készült, különböző fényhullámhosszúságú fényképek tanulmányozása alapján 66 millibarra becsülte a marsi légkör nyomását.

A következő évben Walter Sidney Adams amerikai csillagász spektroszkópiai méréseket végez a marsi légkörről. Kiderült, hogy a bolygó légköre rendkívül száraz, és az oxigén százaléka nem haladja meg az 1%-ot. A tudós azonban nem zárja ki annak lehetőségét, hogy még ilyen nehéz körülmények között is létezhetnek primitív élőlényfajok.

1927-ben William Koblenz és Karl Otto Lampland amerikai tudósok elkezdték tanulmányozni a marsi légkör hőmérsékletét. Kiderült, hogy a bolygó hőmérséklete jelentős napi ingadozásokat tapasztal, eléri a több száz fokot, de a felhők hőmérséklete szinte állandó, és eléri a -30°C-ot. A kapott eredmények a marsi légkör kis vastagságát jelezték.

Bernard Lyot francia csillagász 1929-ben polariméterrel megállapította a marsi légkör felszíni nyomását legfeljebb 24 mbar-nak, és ez alapján kiszámította a teljes légkör vastagságát, amely 15-ször vékonyabbnak bizonyult. mint a Földé.

1947-ben Gerard Kuiper holland-amerikai csillagász szén-dioxidot fedezett fel a Mars légkörében. A tudós azonban a számítások hibája miatt rosszul becsülte meg a marsi légkör nyomását, és arra a téves következtetésre jutott, hogy a bolygó jégsapkái nem állhatnak fagyott szén-dioxidból. Két évtizeden át a vízgőz és a szén-dioxid maradt az egyetlen gáz, amelyről ismert volt a marsi légkör, és egyik gázt sem tekintették fő alkotóelemének.

1956. augusztus 20-án globális porvihar kezdődött a Marson, amelyet sok csillagász megfigyelhetett. Szeptember közepére a vihar az egész bolygót elnyelte.

1963-ban Hiron Spinrad amerikai csillagász és munkatársai spektroszkópiai méréseket végeztek a Mars légkörében, ami megerősítette annak rendkívüli szárazságát.

1964-ben Lewis Kaplan amerikai tudós Spinrad elemzése alapján 4 mbar-ban határozta meg a szén-dioxid nyomását a marsi légkörben.

A 20. század 60-70-es éveiben a csillagászok már tudták, hogyan forog a Mars bolygó a Nap körül és tengelye körül, tudták tömegét, átmérőjét és átlagos sűrűségét. Lefektették az areográfia alapjait és elkészítették a bolygó részletes térképeit. De mint korábban, a csillagászok semmit sem tudtak a Mars felszínéről (kivéve a fent említett nagy részleteket), nem ismerték kőzeteinek pontos összetételét és a légkör összetételét. Ezért jelent meg számos olyan hipotézis, amely a maga módján értelmezte a megoldatlan marsi kérdéseket, amelyekből évről évre több volt.

6. ábra "Mars-1" űrhajó. hitel: NSSDC

Ezeket a hipotéziseket csak úgy lehetett megerősíteni vagy megcáfolni, ha egy űrhajót a Marsra indítottak, amit 1962. november elején a Szovjetunió meg is valósított. Kezdetben a Mars 1 küldetés tervei között szerepelt a kozmikus sugárzásra vonatkozó adatok gyűjtése, a mikrometeoritok, a Mars mágneses mezejének, a Mars légkörének, a bolygó körüli sugárzási helyzetnek és szerves vegyületek kutatásának vizsgálata. A nyomáscsökkentés és az azt követő gázszivárgás miatt azonban a helyzetszabályozó rendszer motorjainak szánt egyik hengerből a kommunikáció megszakadt vele még azelőtt, hogy a hajó megközelítette volna a Marsot. Ez 1963. március 21-én történt a Földtől 106 760 000 km-re.

A készülék stabil működése során 61 rádiókommunikációs munkamenetet hajtottak végre először 2, majd 5 napos időközönként. Adatokat gyűjtöttek a Taurid-patak meteoritanyagának eloszlásáról (6-40 ezer km magasságban) és hasonló adatokat 20-40 millió km távolságról, a kozmikus sugárzásról, a Föld mágneses teréről és a bolygóközi térről. (a bolygóközi tér mágneses tere 3-4 gamma erősségű volt, csúcsai 6-9 gamma között voltak).

1963. június 19-én a felbocsátott Mars-1 (Szputnyik-23) 197 ezer kilométeres távolságban haladt el a vörös bolygótól, majd heliocentrikus pályára állt.

7. ábra Marsnik 1. Hitel: NSSDC

Meg kell jegyezni, hogy a Mars-1 készülék a negyedik volt a sorban, amelyet a Mars bolygó tanulmányozására szántak. 1958-60-ban. A Szovjetunióban egy sor 1M űrhajót terveztek. A sorozat 2 eszközt tartalmazott: „Mars 1960A” (Marsnik 1) és „Mars 1960B” (Marsnik 2). A Marsnik nevet az Egyesült Államokban a „Mars” és a „sputnik” angol szavak összevonásával adták nekik.

Az AMS célja a Mars légkörének, ionoszférájának, magnetoszférájának, valamint a bolygó és a Föld pályája közötti interplanetáris tér tanulmányozása volt. A vörös bolygót kellett volna fényképezni. Ebből a célból az eszközök fedélzetére magnetométert, radiométert, kozmikus sugárzás számlálót, mikrometeorit detektort és egyéb műszereket szereltek fel, amelyek egymással azonosak voltak. A védőmodul belsejébe egy fotó-televíziós kamera került, amely lehetővé tette a fényképek készítését speciális ablakokon keresztül a fényérzékelő bekapcsolása után.

Sajnos az 1M program kudarcot vallott: mindkét készülék több perces repülés után kiégett a földi légkörben. A Mars 1960A leégett, miután kiadta az önmegsemmisítési parancsot a repülés 324 másodpercében. 4 nap elteltével - 1961. október 14-én a Mars 1960B kiég a légkörben. A balesetet mindkét esetben a rakéta harmadik fokozatú hajtóműveinek leállása okozta, amit a Mars 1960A esetében a vezérlőrendszer meghibásodása, a Mars 1960B esetében pedig a folyékony oxigén szivárgása, majd ezt követően okozott. az üzemanyag lefagyása.

A Szovjetunióban az 1M program után megkezdődött a második világháborús sorozat űrhajóinak létrehozása. 6 készüléket építettek: 3 a Vénusz, 3 - a Mars tanulmányozása volt. Utóbbiak közé tartozott az első sikeresen felbocsátott Mars-1. A Mars tanulmányozására szánt fennmaradó eszközök: a Szputnyik-22 és a Szputnyik-24 az alacsony Föld körüli pályán történt balesetek következtében nem fejezték be küldetésüket.

A Mars 1 volt az első űrszonda, amely elrepült a Mars mellett. Az első készülék, amely fényképeket kapott a Mars felszínéről, az amerikai Mariner 4 volt, amelyet csaknem két évvel később - 1964. november 28-án - indítottak el egy Atlas rakétával. A készülék fő feladata a Mars alapos tanulmányozása volt. Kevésbé fontos: a csillagközi tér feltárása és a bolygóközi repülésekkel kapcsolatos tapasztalatok felhalmozása a későbbi űrhajók számára.

1965. július 15-én az eszköz 10 ezer kilométeres távolságban haladt el a bolygó felszínétől, és több tucat képet készített, amelyek a Mars felszínének körülbelül 1%-át fedték le. A képek alapján a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a Mars és a Hold felszíne hasonló, amit később a Mariner 6 és Mariner 7 bolygóról szóló tanulmányainak eredményei cáfoltak. Szintén a készülékre telepített berendezés segítségével a légkör sűrűségére és összetételére vonatkozóan is sikerült adatokat nyerni, melyek eredményei azt mutatták, hogy a Mars légköre főként szén-dioxidból áll, és százszor kisebb sűrűségű, mint a földé, tól kezdve 4,1-7,0 MB. A vörös bolygó közelében nem észleltek mágneses teret.

A Mars látogatása után a Mariner 4 továbbra is nappályán dolgozott, és napszéladatokat továbbított a Földre egy szoláris plazmadetektor, ionizációs kamra és Geiger-Muller számláló segítségével. 1967. december 21-én megszűnt a kommunikáció a készülékkel.

A Mariner 4 volt a második a NASA Mariner űreszköz-sorozatában, amelyet a Mars felfedezésére terveztek. Az 1964. november 5-én piacra dobott első készülék, a Mariner 3 nem fejezte be küldetését. A kudarcok a Földön kezdődtek, amikor a hordozórakéta burkolatát nem dobták ki az indítás során. Ennek eredményeként a Mariner 3 napelemei nem működtek, és az eszköz meghibásodott. Jelenleg nappályán áll.

A Mariner 3 küldetést az azonos Mariner 4 sikeresen teljesítette.

Ezzel egy időben a Szovjetunióban sikertelenül ért véget az 1964. november 30-án felbocsátott Zond 2 űrszonda repülése, amelynek célja a világűrben és a tudományos kutatásban való rendszerek működésének tesztelése volt. Ugyanezen év december 8-18-án a hajó hajtóműveit tesztelték, és úgy tűnt, minden a tervek szerint ment. 1965. május elején azonban megszakadt a kommunikáció az eszközzel, és augusztus 6-án minimális sebességgel haladt el a bolygó felszínétől 1500 km-re.

A Mariner 4 után 1969-ben a NASA Mariner 6 és Mariner 7 űrszondái egy hónap eltéréssel repültek a Marsra. A Mariner 6 volt az első, amely február 25-én indult el a Kennedy-fok Pad 36B-ről. Március 27-én a Mariner 7 követte őt, hogy tanulmányozza a vörös bolygót.

Ugyanezen év július 29-én, a Mariner 6-on, 50 órával a bolygó legközelebbi megközelítése előtt minden tudományos műszert bekapcsoltak, majd újabb 2 óra elteltével megkezdődött a Mars fotózása. A 41 óra leforgása alatt 50 kép készült, köztük egy töredékes kép. Július 31-én 5:30-kor megkezdődött a bolygó közelről történő tanulmányozásának szakasza (minimum - 3431 km). A berendezés működése során a küldetés ezen szakaszában 26 fénykép készült, amelyek cáfolták a marsi felszín és a holdi felszín hasonlóságát. A következő napokban a fedélzetre szerelt műszerek segítségével a marsi légkör összetételére, hőmérséklet- és nyomásmérésekre vonatkozó adatokat továbbították a Földre. Ezután a készülék heliocentrikus pályára indult, egyszerre fényképezte a csillagokat, ultraibolya szkennelést végzett a Tejútrendszeren, és tanulmányozta a fedélzeten található mérnöki rendszerek működését.

A Mariner 7 augusztus 5-én közelítette meg a Marsot, 5 óra 49 másodperccel közelítette meg a bolygót, és minimális távolsága 3430 km. A Mars melletti tartózkodása alatt 33 nagy felbontású fénykép készült. Majd a Mariner-7 megismételte a Mariner-6 vizsgálatait, i.e. csillagok fotózása és galaxisunk különböző területeinek tanulmányozása UV-szkennelés segítségével.

Összességében a készülékek Mars melletti működése során mintegy 200 képet kaptak: 76-ot a Mariner-6-tól és 126-ot a Mariner-7-től. Ezenkívül 1177 kép készült, amelyek a teljes kép 1/7-ét képviselik a teljes képnél kisebb és nagyobb felbontásokkal. A Mars felszínének 20%-át borították. A marsi légkör összetételére és nyomására vonatkozó adatokat kaptunk, amelyek elvileg egybeestek a Mariner 4 által kapott eredményekkel. A bolygó déli pólusán lévő sarki sapkát tanulmányozták, amely feltárta a fagyott szén-dioxid összetételét.

Ugyanebben az 1969-ben, egy hét eltéréssel, a Szovjetunió elindította az M-69 sorozatú „Mars-1969A” és „Mars-1969B” űrhajót. Mindkét hajó a hordozórakéta-balesetek következtében nem tudta elhagyni a Földet: a „Mars-1969A” a főmotor 438,66 másodperces meghibásodása következtében felrobbant és az Altaj-hegységben elesett, „Mars-1969B” ” a meghibásodás következtében először egy, majd 5 másik gyorsítórakéta már 41 másodperccel az indítás után felrobbant, és elérte a 3 kilométeres magasságot.

Mindegyik készülék tudományos berendezése 3 televíziós kamerából, radiométerből, vízgőz-detektorból és több napszél, hidrogén- és héliumionok vizsgálatára alkalmas spektrométerből állt. A kamerák színes televíziós adások lebonyolítására, valamint 1024 x 1024 pixel méretű, 200 méteres maximális felbontású fényképek készítésére is alkalmasak voltak. Az egy fényképezőgépen tárolt képek száma 160 lehet.

Nyilvánvaló, hogy az egyes eszközökhöz szállított tudományos felszerelések minősége nagyon magas volt, és ha nem a fellövéskor történt szerencsétlen balesetek, akkor jó minőségű video- és fényképfelvételek a Mars felszínéről, valamint új információk a bolygó légköréről. átkerültek volna a Földre.

10. ábra "Mars-2". hitel: NSSDC

1971 májusában egyszerre 5 űrhajót indítottak útnak: Mariner-8, Kosmos-419, Mars-2, Mars-3 és Mariner-9. Az első 2 jármű szenvedett balesetet az induláskor: a Mariner 8 egy hordozórakéta-baleset után az Atlanti-óceánba esett Puerto Ricótól 560 kilométerre északra, a Cosmos 419-et sikeresen alacsony pályára bocsátották, de a gyújtásidőzítő hibája miatt, ami bekapcsolta a gyorsítót. stádiumban, 2 nap múlva az eszköz elhagyta a pályát és kiégett a földi légkörben. A fennmaradó eszközök sikeresen elérték a Marsot, és számos fényképet készítettek a felszínről.

A szovjet Mars-2 és Mars-3 űrrepülőgépek indultak először a Földről. Ez 1971. május 19-én és 28-án történt. A Mars bolygóra való repülés hat hónapig tartott az állomásokon, ezalatt több mint 300 rádiókommunikációs munkamenetet folytattak velük. 20 millió km távolságban. Mágneses csóvát fedeztek fel a Földről. Ahogy az űrhajó távolabb került a Naptól, az elektronkoncentráció csökkenését kezdték rögzíteni.

1971. november 27-én a leszálló modult leválasztották a Mars 2 orbitális rekeszéről. A rendszerben történt szoftverhiba következtében a számított mozgási pályára vonatkozó hibás adatok közvetlenül az elválasztás előtt kerültek a süllyedési rekeszbe, aminek következtében a rekesz a tervezettnél nagyobb szögben került a légkörbe. Annak ellenére, hogy 15 perc elteltével aktiválódott a szilárd hajtóanyagú hajtómű, kiegyenesítette a süllyesztő modult, nem sikerült menteni a helyzetet, és a készülék lezuhant.

A Mars-2 leszállóval ellentétben a Mars-3 leszálló 1971. december 2-án biztonságosan landolt a bolygó felszínén, ahonnan 14,5 másodpercig rögzítette a Mars felszínének panorámáját. Aztán a jel eltűnt. Ugyanez a helyzet megismétlődött a fedélzetre szerelt második telefotométerrel is. Két szerencsétlen esemény alapos tanulmányozása után hipotézist terjesztettek elő a sugárzás leállásának okáról - koronakisülésről az adóantennákban.

Maguk a szovjet „Mars-2” és „Mars-3” állomások hamarosan a bolygó körüli pályára álltak, és ezek lettek a Mars első mesterséges műholdjai. A műholdak infravörös radiométerrel mérték a felszíni réteg hőmérsékletét, és ezzel egyidejűleg rádióteleszkóp segítségével több tíz centiméter mélységben mérték a talaj hőmérsékletét; fényerő különböző hullámhosszakon, légköri nyomás és magasság a CO 2 sávok intenzitása, a légkör H 2 O tartalma, a mágneses tér, a felső atmoszféra összetétele és hőmérséklete, az ionoszféra elektronkoncentrációja, valamint a bolygóközi anyag viselkedése alapján. megmérték a Mars környékét.

Kiderült, hogy a Mars északi sarki sapkájának hőmérséklete -110 ° C alatt van, míg az Egyenlítőnél a hőmérséklet napközben akár 13 fokkal nulla fölé emelkedhet; a marsi légkör felszíni nyomása 5,5 és 6 Mb között mozog; A légkör vízgőztartalma 5000-szer alacsonyabb, mint a Földön. Az ionoszférát 80-110 km magasságban észlelték. A bolygóról 60 részletes képet továbbítottak a Földre, amelyek később lehetővé tették domborzati térképek készítését, a légkör 200 kilométeres magasságban történő ragyogását, valamint réteges szerkezetének feltárását.

Az állomások összesen 8 hónapig dolgoztak keringési pályán, ezalatt a Mars-2 362, a Mars-3 pedig 20-at tett meg a bolygó körül. 1972. augusztus 22-én fejeződött be az eszközök küldetése.

11. ábra "Mariner-9". Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

Az amerikai Mariner 9-et 1971. május 30-án bocsátották fel, és a szovjet Marshoz hasonlóan ugyanezen év november 14-én állították pályára, így a vörös bolygó első mesterséges műholdja lett.

A Mariner 9 keringési periódusának magassága kezdetben 1398 km-re volt a bolygó felszíne felett, a keringési periódus 12 óra 34 perc volt. Két nappal később a periapszis 11 km-rel csökkent, és a keringési idő kevesebb, mint 12 óra lett. December 30-án a készülék keringési paramétereinek beállítása után a periapszis magassága 1650 km-re emelkedett, a keringési idő pedig csökkent és 11 óra 59 perc 28 másodperc lett, i.e. szinkronizálva lett a 64 méteres DSN antennával Goldstone-ban (Kalifornia, USA), hogy továbbítsa a Mars bolygó tanulmányozása során kapott adatokat.

Közvetlenül a marsi pályára lépés után a bolygó megfigyeléseit elhalasztották a nagy területen tomboló porvihar miatt. A vihar 1971. szeptember 22-én kezdődött, még mielőtt a hajó megközelítette volna a Marsot, és hamarosan beborította az egész bolygót. November-decemberben a vihar elcsendesedett, és a Mariner 9 megkezdte munkáját.

Az eszköz fő céljai a következők voltak: a Mars felszínének globális térképének összeállítása, a légkör tanulmányozása, vulkáni források felkutatása és a gravitáció mérése. És mindezek a célok megvalósultak. Így a Mars térképének összeállításához 7329 fényképet sikerült elérni pixelenként akár 100 méter felbontással, amelyek a bolygó felszínének 80%-át fedték le. Ezeknek a fényképeknek köszönhetően a tudósok megtekinthették a Naprendszer legnagyobb vulkánjait, egy grandiózus kanyonrendszert, amelyet később az űrhajóról neveztek el, számos, földi folyók medrére emlékeztető völgyet, és részletesen megtekinthették a naprendszer sarki sapkáit. a bolygót és a Mars műholdait. Meteoritkráter-vizsgálatokat végeztek, melyek eredményei megállapították a vízjég létezését a felszínközeli rétegben, valamint a víz- és szélerózió részvételét a kráterek alakjának kialakításában. A Mariner 9 a földi megfigyelők számára ismerős jelenségeket is rögzített, mint például az időjárási frontokat és a ködöt, amelyek hasonló eredetűek, mint földi társaiké.

1972. október 27-én, miután a jármű motorjait leállították, a Mariner 9 küldetés befejeződött. Az eszközt legalább 50 évig pályán hagyták, majd a marsi légkörben égett el.

12. ábra "Mars-4" orbitális állomás. hitel: NSSDC

1973-ban először 4 Mars-állomás repült egyidejűleg a bolygóközi útvonalon.

Elsőként a Mars-4 AMS ment a Marsra - 1973. július 21-én, amelynek feladatai közé tartozott: kommunikáció biztosítása a Mars-6 és Mars-7 leszállómodulokkal; fényképes fényképezés a bolygó felszínéről, amely lehetővé teszi akár 100 méteres felbontású képek készítését is. panoráma; hidrogén keresése a Mars felső légkörében; a bolygó mágneses terének mérése. A készülék fedélzetére felszerelt négy fotométerrel szén-dioxid-, víz- és ózontartalmat terveztek meghatározni. Útja során a Mars-4-nek adatokat kellett volna gyűjtenie a napszél áramlásának eloszlásáról és intenzitását illetően, és tanulmányoznia kellett a napsugárzás sugárzását.

1974. február 10-én a készülék megközelítette a Marsot, de a fedélzeti számítógép hibája miatt a fékrendszerek nem működtek, aminek következtében a Mars-4 2200 km távolságban elrepült a bolygó mellett. Mivel egyetlen fényképet sikerült készítenie és észlelnie a Mars éjszakai ionoszféráját, a Mars 4 teljesen megbukott a küldetésében. Az űrszonda jelenleg a Nap körül kering.

Négy nappal a Mars-4 fellövése után a Bajkonuri kozmodrómról felbocsátották a hasonló kialakítású és kitűzött célú Mars-5 készüléket. Elődjétől eltérően ezt a készüléket 1974. február 12-én sikeresen pályára bocsátották, de szinte azonnal felfedezték a szolgálati rendszerek és tudományos berendezések működéséért felelős műszertér nyomáscsökkenését az orbitális blokkban. A számítások szerint ebben az állapotban a Mars-5 legfeljebb 3 hétig lesz képes működni. A gyakorlatban a készülék 16 napig működött - 1974. február 28-ig. Ezalatt a Mars-5 22 fordulatot tett a bolygó körül elliptikus pályán a következő paraméterekkel: periapszis magasság 1755 km, apocentrikus magasság 32555 km, teljes fordulat 24 óra 53 perc, keringési dőlés a marsi egyenlítő síkjához képest 35,5°. .

A készülék pályán való működése során 108 fényképet készített a bolygóról (a tervezett 960 helyett), ebből mindössze 43 fénykép volt normál minőségű: ebből 15 a rövid fókuszú Vega-3MSA-val, 28 a hosszúval. -fókusz Zufar-2SA. Felszíni hőmérsékletméréseket is végeztek, amelyekből kiderült, hogy az egyenlítőnél délután 272K a maximum hőmérséklet, éjszaka pedig 200K-ra csökken. A korábbi eszközökkel mért marsi nyomást finomították. Az új érték 6,7 mbar.

Fotométerek segítségével vízgőz és ózon jelenlétét fedezték fel a Mars légkörében, amelynek mért koncentrációja több ezerszer alacsonyabbnak bizonyult, mint a földi légkörben. Az exoszféra hőmérsékletét megmérték, és 295-355 K-nek találták.

A „Mars-5” megerősítette a „Mars-2” és a „Mars-3” eszközök adatait a bolygón lévő gyenge mágneses tér létezéséről, amelynek erőssége mindössze 0,0003-a a Földének. A Mars-4 eredményeit az ionoszféra elektronsűrűségének mérésével is javította - 4600 per cm 3.

13. ábra "Mars-6" állomás. hitel: NSSDC

A Mars bolygó pályáról történő tanulmányozására tervezett eszközökön kívül a négy Mars-eszköz tartalmazott 2 olyan leszállási modult is a fedélzetén, amelyek célja a vörös bolygó különböző paramétereinek közvetlenül a felszínéről történő tanulmányozása volt. Az első ilyen eszközök közül a „Mars-6” 1973. augusztus 5-én indult.

A Mars 6 hordozómodul 1974. március 12-én érkezett meg a bolygóra. A Mars felszínétől 48 ezer km-re leválasztották a leszálló modult a hordozó modulról, amely 9 óra 5 perc 53 másodperckor 5,6 km/s sebességgel lépett be a marsi légkörbe. 2 perc 39 másodperc elteltével az ejtőernyő kinyílt, és a leszálló jármű elkezdett információkat továbbítani a marsi légkör hőmérsékletéről, sűrűségéről, nyomásáról és összetételéről gyorsulásmérő, tömegspektrométer, valamint sűrűség, nyomás, hőmérséklet, szélerősség és szélerősség mérésére szolgáló érzékelők segítségével. irány a fedélzetre szerelve. A mérések alapján adatokat nyertek a Mars troposzférájának szerkezetére vonatkozóan, és megállapították a környezeti levegő hőmérsékletének csökkenését a sztratoszférától a felszín felé haladva. Azt is felvetették, hogy magas argonszint volt a légkörben, amit későbbi tanulmányok cáfoltak. A kapott adatok nagy részét számítógépes hiba miatt soha nem olvasták be.

9 óra 11 perc 5 másodperckor, amikor a fékezőmotorok működésbe léptek, megszakadt a kommunikáció a süllyesztő modullal.

A Mars-6 hordozómodul 1600 km-es távolságban repült el a bolygó mellett, és szintén nem végezte el teljesen feladatait, többek között: hidrogén keresése a légkörben, mágneses térerősség mérése, a napszél és a napszél kölcsönhatásának jellemzőinek tanulmányozása. Mars.

A csoportból a másodikat a „Mars-7” lőtték fel. Ez 1973. augusztus 16-án történt. 7 hónappal később - 1974. március 9-én az eszköz megközelítette a Marsot, de egy rendszerhiba miatt a leszálló modul szétválása a tervezettnél 4 órával korábban történt és a modul elrepült a bolygó mellett. A hordozómodul egy sor tanulmányt végzett a kozmikus sugárzásról és a mikrometeoritokról a bolygó felé vezető úton.

Általánosságban elmondható, hogy a négy Mars-eszköz közül csak kettő teljesítette küldetését: a Mars-6 a déli féltekén landolt a felszínen, és a légkörbe való leszállása során először végzett közvetlen méréseket az összetételéről, hőmérsékletéről és nyomásáról. és a Mars-5 "két hétig a bolygó mesterséges műholdja volt. A „Mars-4” és a „Mars-7” a bolygó és a bolygóközi tér kutatását végezte elrepülési pályákon, és mindkettő nem fejezte be teljesen a programját.

14. ábra Viking-1 automata állomás. hitel: NSSDC

15. ábra "Viking-1" leszállóhely. hitel: NSSDC

1975-ben a Canaveral-fokról (Florida, USA) 2 amerikai automata orbitális leszállóállomást indítottak „Viking-1” és „Viking-2”, amelyek leszállóegységei 1976-ban értek el a Marsra, és először sugároztak fotó-televíziót. felületének képe. A Viking-1 leszállóegység július 20-án hajtott végre lágy leszállást a Chryss-síkságon, a Viking-2 pedig másfél hónappal később - szeptember 3-án - az Utópia-síkságon.

A Viking süllyedési modulokra felszerelt berendezések - tömegspektrométerek, infravörös spektrométerek és radiométerek - felhasználásával a következőket végezték el: a légkör kémiai összetételének közvetlen mérése, amely azt mutatta, hogy az 95% CO 2 -t tartalmaz; a légkörben lévő vízgőz regisztrálása és hőmérsékletmérés, amely napközben jelentős ingadozást mutatott.

A leszállóhelyeken egyedi kísérleteket végeztek az élet jeleinek kimutatására a marsi talajban. Egy speciális eszköz befogott egy talajmintát, és az egyik tartályba helyezte, amely vizet vagy tápanyagot tartalmazott. Mivel minden élő szervezet megváltoztatja élőhelyét, a műszereknek ezt rögzíteni kellett. Jóllehet egy szorosan lezárt tartályban a környezetben bizonyos változásokat figyeltek meg, egy erős oxidálószer jelenléte a talajban ugyanezekre az eredményekre vezethet. Éppen ezért a tudósok nem tudták biztosan a baktériumok aktivitásának tulajdonítani ezeket a változásokat.

Összességében a Viking 1 leszállóblokk (1982 januárja óta Thomas Mutch emlékállomásnak nevezték el a Mars felszínét fényképező csapat vezetőjének emlékére) 6 évig és 116 napig dolgozott a bolygó felszínén - novemberig. 1982. 11. A Viking-2 blokk jóval korábban – 1980. április 11-én – fejezte be munkáját...

A leszállóblokkok szétválasztása után az állomásokat a Mars bolygó mesterséges műholdjainak pályájára bocsátották. Munkájuk eredményeként részletes fényképek készültek a Mars felszínéről és műholdjairól („Viking-1” fényképezte Phobos, „Viking-2” - Deimos), valamint részletes térképek a bolygó felszínéről, geológiai, termikus és egyéb speciális térképeket állítottak össze. Az így kapott térképek elemzése eredményeként a marsi féltekék szerkezeti különbségére derült fény: ha az északi féltekére kiterjedt láva-síkságok, akkor a déliekre vulkáni fennsíkok és hegyvidékek jellemzőek.

A Viking 1 orbitális modul 1980. augusztus 7-ig működött, és több mint 1400 fordulatot tett meg a bolygó körül. A Viking-2 orbitális modul 1978. július 25-ig dolgozott a pályán, és 706 fordulatot tett meg. A Viking küldetés továbbra is a legsikeresebb és leginformatívabb.

17. ábra "Phobos-1" szovjet készülék. hitel: NSSDC

1988-ban, 13 évvel a Viking-repülések után, a szovjet Phobos-1 és Phobos-2 a Mars felé tartottak, amelyek feladata a Mars és a Phobos műhold feltárása volt. Ám egy helytelen földi parancs eredményeként az egyik eszköz, a Phobos-1, egy hónappal az indítás után elvesztette tájolását. Nem sikerült helyreállítani vele a kapcsolatot.

Egy másik eszköznek, a Phobos-2-nek mégis sikerült elérnie a célt, és 1989 januárjában került a Mars mesterséges műholdjának pályájára. Távérzékelési módszerekkel adatokat szereztek a bolygó felszínén bekövetkezett hőmérséklet-változásokról, illetve új információkat szereztek a Phobos marsi műholdat alkotó kőzetek tulajdonságairól. 38, legfeljebb 40 m-es felbontású képet továbbítottak a Földre, és megmérték a Phobos felszíni hőmérsékletét, amely a legmelegebb pontokon elérte a 30 ° C-ot. A készülék a Phobos tanulmányozása mellett magának a vörös bolygó mágneses mezejének jellemzőit és a napszéllel való kölcsönhatását is tanulmányozta. Ezen vizsgálatok alapján, különösen a bolygót elhagyó oxigénionok áramlásának mérése alapján, megbecsülték a marsi légkör eróziójának sebességét a napplazma áramlások hatására.

1989. március 27-én a vezérlőrendszer meghibásodása miatt megszakadt a kommunikáció az eszközzel, és a fő küldetés, amely két leszálló modul kiszállítása volt a marsi műhold felszínére, nem valósult meg.

A szovjet kutatóhajókat követően az 1992. szeptember 25-én felbocsátott amerikai Mars Observer 1993. augusztus 22-én, néhány nappal azelőtt, hogy a Mars mesterséges műholdja pályára állt, megszakadt. A balesetet követően közvetlenül megkezdett vizsgálat eredményeként kiderült, hogy a balesetet a nyomástartó rendszer titán csővezetékeiben a nitrogén-tetroxid és a monometil-hidrazin keveredése, majd reakciója következtében keletkezett csővezeték-károsodás okozta. az üzemanyagtartályok héliummal való nyomás alá helyezése. Emiatt a készülék elektromos áramkörei megszakadtak.

A Mars felé vezető repülési útvonalon sem lehetett elhelyezni az orosz Mars-96 állomást, amely öt órával a kilövés után összeomlott a hordozórakéta negyedik fokozatának meghibásodása miatt. Ennek eredményeként az állomás bejutott a föld légkörének felső rétegeibe és leégett.

A Mars 96 küldetés volt a legambiciózusabb abban az időben. Az állomás fedélzetén két kis leszállóállomás volt, amelyek a bolygó felszínének tanulmányozására szolgáltak, különös tekintettel a fotózásra, a légkör hőmérsékletének, nyomásának és páratartalmának mérésére, a sugárzási helyzet tanulmányozására, valamint két penetrátor, amelyek segítségével átfogó vizsgálatot végeztek. A marsi talajról feltételezték: fizikai tulajdonságait, mechanikai jellemzőit, elemi összetételét stb.

18. ábra "Mars-Passfinder" leszálló modul. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A hibák sorozata 1997 júliusában ért véget, amikor a Mars Pathfinder eljuttatta a bolygóra az első robotjárót, amely sikeresen tanulmányozta a Mars felszíni kémiáját és meteorológiai viszonyait.

19. ábra Sojourner marsjáró. hitel: NSSDC

A Delta-2 hordozórakéta, amelynek segítségével a Mars Pathfinder az űrbe került, 1996. december 4-én hajtották végre a Canaveral-fokról. 7 hónappal később, 1997. július 4-én az eszköz körülbelül 7,5 km/s sebességgel bejutott a marsi légkörbe anélkül, hogy egyetlen pályafordulatot is végrehajtott volna. A készüléket légköri fékezéskor a túlmelegedés ellen speciális hőszigetelő védelemmel védték.

Nem sokkal a marsi légkörbe való belépés után a jármű sebessége 400 m/s-ra csökkent. 160 másodperc elteltével egy 12,5 méteres ejtőernyőt vetettek be, amivel a sebesség 70 m/s-ra csökkent. 10 másodperccel az 1,6 km-es magasságban történő leszállás előtt 4 felfújt légzsák óriási, körülbelül 5 méter átmérőjű felfújható labdává változtatta a készüléket. További 4 másodperc elteltével a felszín felett 98 méteres magasságban 3 rakétahajtómű lőtt ki, lelassítva a zuhanási sebességet 20 m/sec alá. Amikor elérte a Mars felszínét, a labda 40 métert pattant, és még 15-ször pattant tovább, míg végül egy kilométerrel megállt az eredeti süllyedési ponttól.

Leszállás után a légzsákok kioldódtak, további 87 perc elteltével pedig a leszállómodul 3 napeleme is kioldott. A Mars Pathfinder leszállóegység fő feladata a Sojourner roverrel való kommunikáció, valamint a rover által készített képek és adatok továbbítása volt a Földre. Ezen kívül a modult két optikai bemenettel rendelkező kamerával, sztereó képek készítésére szolgáló kamerával, szélsebességet és -irányt, légköri nyomást, hőmérsékletet mérő szenzorokkal, valamint 62,5 ezer KB kapacitású adattároló rendszerrel szerelték fel. Leszállás után a Mars Pathfindert átnevezték Állomásnak Carl Sagan amerikai csillagász és a tudomány népszerűsítőjének emlékére.

A Sojourner rover csak július 5-én hagyta el a leszállóegységet, a távolsági kommunikációs hálózat meghibásodása és a modul és a rover közötti kommunikáció miatt. Július 6-án pedig a Sojourner megkezdte programját, amely a marsi kőzetek kémiai összetételének és fizikai paramétereinek tanulmányozásából állt. Összesen működése során a rover 15 kémiai elemzést végzett a kőzeteken és a talajon.

20. ábra a Mars Pathfinder lander által készített panoráma a Marsról. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A Mars Pathfinder küldetés 1997. szeptember 27-én ért véget. Ez idő alatt a leszálló modul és a rover több mint 270 MB információt gyűjtött össze, ebből 16,5 ezer képet a leszálló modulról és 550 képet a roverről, környezettanulmányt végeztek, amely alapján megállapítható volt, hogy a távoli múltban a Mars bolygó éghajlata meleg és nedves volt.

21. ábra A NASA Mars Global Surveyor állomása. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech

Egy hónappal a Mars Pathfinder fellövése előtt indult el a BIS (unmanned research station) Mars Global Surveyor a Cape Canaveralról, amely a kilövés után 300 nappal – 1997. szeptember 11-én – érte el a vörös bolygót. A Marshoz való közeledés után az eszköz 4 hónapig végzett keringési manővereket, hogy körkörös poláris pályára lépjen. A manőverezési kísérleteket azonban meghiúsították az egyik napkollektorral kapcsolatos problémák. A pályára lépés új szakasza 1998 áprilisáig folytatódott, melynek eredményeként a készüléket 171 km-es magasságban, periapszisos pályára lehetett állítani. További 5 hónap elteltével folytatódtak a manőverek a Marshoz közeli pályán, és végül 1998 februárjában a Mars Global Surveyort körkörös poláris pályára bocsátották 378 km-es magasságban.

Ugyanezen év márciusában a készülék elkezdte filmezni a bolygó felszínét, ami alapján később összeállították Marth térképét, valamint tanulmányozták a Mars mágneses terét, légkörét és időjárási viszonyait. A fő Mars Global Surveyor küldetés pontosan egy marsi évig vagy 687 földi napig tartott. De mivel az eszköz ezen időszak lejárta után is működőképes maradt, úgy döntöttek, hogy a küldetést 2002 áprilisáig meghosszabbítják, majd határozatlan időre, aminek eredményeként a Mars Global Surveyor információkat továbbított. pályáról 2006. november 5-ig. A tudósok szerint az orbitális modul még mindig keringő pályán forog, de az egyik napelem hibás helyzete miatt a készülék jele túl gyenge, és nincs regisztrálva a Földön.

A Mars Global Surveyor a mai napig az egyik legsikeresebb Mars-küldetés. A készülék az első, amely egy másik bolygó körül keringő űrhajót fényképez le. A Mars Odyssey és a Mars Express képek 2005 áprilisában készültek. Egy évvel korábban a Mars Global Surveyor lefényképezte a Spirit rovert a Mars felszínén.

22. ábra Japán "Nozomi" állomás. Copyright: 1998 ISAS. Készítette: Yasushi YOSHIDA

1998. július 4-én a Nozomi japán űrszonda elindult a Mars bolygóra. Az állomás feladatai közé tartozott: a marsi légkör felső rétegeinek és a napszéllel való kölcsönhatásának vizsgálata, a Mars mágneses mezejének szerkezetének felépítése, az ionoszféra szerkezetének, összetételének és dinamikájának mérése, valamint a felszín fotózása. . Ambiciózus tervek, amelyeknek nem volt sorsa valóra váltani. A helyzet az, hogy nagyon nehéz utat választottak az eszköz Mars körüli pályára állításához: először a „Nozomi”-nak kétszer kellett megkerülnie a Holdat, majd ismét visszatérni a Földre, hogy gyorsulási impulzust kapjon, és csak azután induljon el a Föld felé. bolygó. A problémák már december 20-án kezdődtek, amikor a Föld közelében végzett gyorsítás során az állomás közel napköri pályára lépett. A japán tudósoknak sikerült új pályára állítaniuk az állomást, de 2002. április 21-én egy napkitörés során az áramelosztó rendszert letiltották. A nehézségek ellenére "Nozomi"-nak sikerült 2 gravitációs manővert végrehajtania a Föld közelében, és végre eljut a Marsra. Az áramelosztó rendszer nehézségei miatt azonban a hidrazin rakéta-üzemanyag a távirányítós tartályokban lefagyott, és 2003. december 9-én az eszköz több ezer kilométeres távolságban haladt el a Mars felszíne felett anélkül, hogy teljesítette volna küldetését. Ma Nozomi heliocentrikus pályán kering, körülbelül 2 éves időtartammal.

1998 végén (december 11-én) a NASA Mars Surveyor 98 programjának két járműve közül az első, a Mars Climate Orbiter elindult a Canaveral-fokról a Marsra. Az eszköz a bolygópályáról a Mars légkörét, az időjárási viszonyokat, a széltevékenységből adódó felszíni változásokat kívánta tanulmányozni bolygópályáról, valamint bizonyítékokat gyűjteni a Marson a múltban bekövetkezett klímaváltozásról. A Mars Climate Orbitert a Mars Polar Lander program második járművéből, valamint a NASA jövőbeli nemzetközi missziók más járműveiből és leszállóegységeiből származó jelek továbbítására szánták.

23. ábra Mars Climate Orbiter. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

1999. szeptember 23-án az eszköz megközelítette a Marsot, de nem sikerült a tervezett pályára lépnie: 9 óra 37 perckor, amikor a Mars Climate Orbiter megszakította vele a kapcsolatot. Az incidens okait vizsgáló bizottság megállapításai szerint az eszköz elvesztését helytelen Földi parancsok okozták, amelyek a tervezettnél jóval alacsonyabb pályára (57 km magasságú pályára) indították. a szükséges 150 helyett). Ennek eredményeként a Mars Climate Orbiter kiégett a marsi légkör alsó rétegeiben.

A Mars Polar Lander, a Mars Surveyor 98 program második tagja, 1999. január 3-án indult el a bolygóra. 11 hónapos repülés után az eszköz probléma nélkül megközelítette a Marsot. Keleti idő szerint (-5 óra UTC) reggel 7:45-kor megkezdődött a félórás utolsó motorbeállítás. 7 órával később a Mars Polar Lander még egy utolsó kapcsolatot létesített, mielőtt leereszkedett a bolygó felszínére. Hogy ezután mi történt vele, nem tudni.

A Mars Polar Lander célja volt: tanulmányozni a Mars déli sarki sapkája közelében uralkodó éghajlatot, elemezni a jeget és annak lehetőségét, hogy vízzel és szén-dioxiddal töltse fel a marsi légkört, talajmintákat vizsgáljon a jég jelenlétére vonatkozóan, fényképezzen évszakos változásokat a bolygón. Ezenkívül az eszköz 2 db „Deep Space 2” behatolót tartalmazott, amelyeket Amundsen és Scott sarkkutatókról neveztek el. A behatolók nem irányított szondák voltak, amelyeket a légkörbe való belépés előtt elválasztottak a fő berendezéstől, és nagy sebességgel mélyen a talajba jutva adatokat továbbítanak annak összetételéről. A Deep Space 2 penetrátorokat vízjég keresésére, valamint a légköri nyomás és hőmérséklet mérésére is szánták.

25. ábra Orbiter "Mars Odyssey". Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech

2001. április 7-én a NASA Mars Odyssey keringőjét szállító Delta 2 rakétát indítottak a Canaveral-fokról. A készülék célja a Mars éghajlati jellemzőinek tanulmányozása volt, a bolygó felszínének pályájáról történő elemzése, a környező sugárzási helyzet és annak veszélye a későbbi emberes küldetések során. Ezenkívül 5 éven belül a tervek szerint a Mars Odyssey-t reléként használják a jövőbeli földi modulokból származó információk továbbítására.

7 hónappal később, október 24-én a Mars Odyssey a Marshoz közeli pályára érkezett. A következő néhány hónapban, 2002. január 11-ig, egy sor aerodinamikai manőver segítségével a készüléket 201 km-es periapszis magasságú pályára bocsátották, amelyet a beállítások eredményeként állandó 400 km-re emeltek. január 30-án és sarkivá vált. Kezdetben az eszköz küldetésének végső pályára lépése után 917 napig kellett volna tartania - 2004 júliusáig, de aztán egy újabb marsi évvel, 2006 szeptemberéig meghosszabbították. Ma a Mars Odyssey-t használják a 2004 végén a bolygóra leszállt Spirit és Opportunity roverek információinak továbbítására.

Működése során az eszköz olyan adatokat gyűjtött, amelyek nagy víztartalékok jelenlétére utaltak a Mars felszíne alatt. A vízjég aránya a kőzet teljes összetételében helyenként elérte a 70%-ot.

Emellett a THEMIS műszerrel a spektrum látható és infravörös részén lefotózták a Mars felszínét, amely alapján a bolygó felszínének eddigi legpontosabb, 100 méteres felbontású térképe készült el.

26. ábra Mars Express orbiter és Beagle 2 leszálló. Jóváírás: Illusztráció: Medialab, ESA 2001

2 évvel a Mars Odyssey fellövése után a Bajkonuri kozmodrómról (Kazahsztán), az Európai Űrügynökség elindította a Mars Express készüléket, amely a Beagle 2 leszállómodult szállította a fedélzetén. A bevezetésre 2003. június 2-án került sor.

A Mars Express célja a Mars felszínének fényképezése a HRSC nagyfelbontású kamerával, globális ásványtani és geológiai térképek összeállítása az OMEGA spektroszkóppal, a marsi légkör összetételének és szerkezetének tanulmányozása, valamint a légkör kölcsönhatása a felszíni kőzetekkel és a bolygóközi környezet. A leszállási modul fő céljai a következők voltak: a leszállóhely geológiai és éghajlati adottságainak, felszíni rétegeinek kutatása, valamint lehetséges életnyomok felkutatása.

A Mars Express 2003 decemberében érkezett. December 19-én, hat nappal a pályára lépés előtt a Beagle-2 leszállómodult leválasztották a fő járműről, aminek 6 nap után (a lehetséges leszállóhely felkutatására szánt) be kellett volna jutnia a marsi légkörbe és hamarosan a felszínre szállnia. a bolygóról. A Beagle-2 azonban nem vette fel a kapcsolatot a megbeszélt időpontban. 2004. február 6-án a Beagle 2-t elveszettnek nyilvánították. A tudósok úgy vélik, hogy a modul normálisan landolt és gyakorlatilag sértetlen volt, ami jól látszott a Mars Global Surveyor orbiterről 2005-ben készült felvételeken. A kommunikáció meghiúsulása a kommunikációs berendezés hibája miatt következik be.

A Mars Express orbitális modult 2003. december 25-én bocsátották elliptikus pályára a következő paraméterekkel: periapszis magasság 250 km, apocentrikus magasság 150 ezer km, dőlésszög 25 fok. A készüléket jövő év január végén sarki pályára helyezték, amelynek magassága változhat a napelemek stabil működésének fenntartása érdekében. A Mars Express keringési ideje kezdetben 1 marsi év volt, de ezt követően háromszorosára meghosszabbították az üzemidőt, és ma már a fő feladatai mellett a Szellemtől érkező információ közvetítőjeként is használják a készüléket. és az Opportunity rovereket, korábban pedig a leszálló Phoenix modulról a Földre.

A Mars Express a mai napig hatalmas mennyiségű adatot küldött a Földre. Különösen azt találták, hogy az északi sarki sapkával ellentétben a déli sarki sapkában alacsonyabb a vízjég aránya, ugyanakkor a Mars sarki sapkáiban a víz teljes térfogata megközelítőleg megegyezik. Több méter vastag fagyott szén-dioxid réteg alatt vízjég fekszik.

A Mars légkörében kis mennyiségű metánt találtak, amelynek tartalma vagy a bolygón zajló tektonikai tevékenységre, vagy ami még érdekesebb, mikroorganizmusok tevékenységére utalhat. Az utolsó feltételezés valószínűtlennek tűnik a tudósok számára.

Az ASPERA semleges és töltött részecske-érzékelők segítségével a légkör 100 km-es magasságig nitrogén-monoxid és aeroszolok jelenlétét észlelte.

Összeállították még a következőket: a marsi légkör szerkezetének részletes diagramja 150 km-es magasságig, a légkör hőmérsékleti profiljának diagramja 50-55 km-es magasságig, valamint a vízgőz eloszlásának térképe. és ózon a bolygó légkörében. A Mars Express által a Mars felszínéről készült képeket ezt követően feldolgozták, és ezek alapján háromdimenziós tájmodelleket állítottak össze.

27. ábra A Mars Exploration Rover projekt marsjárójának általános képe. hitel: NSSDC

Ugyanabban az évben, mint a Mars Express, két NASA-járó, a Spirit és az Opportunity, a Mars Exploration Rover projekt részeként indult útnak a vörös bolygóra.

Mindkét rover azonos volt egymással. 6 kerekük volt, mindegyiket külön motor hajtotta. A rover két első és két hátsó kereke a jármű elfordítását szolgálta, ezért mindegyik saját, szervókon alapuló forgómechanizmussal rendelkezett, amelyek függetlenek voltak a teljes jármű mozgását biztosító mechanizmusoktól. A középső kerékpárnak nem volt ilyen mechanizmusa.

A rover maximális számított mozgási sebessége 5 cm/s volt, de a gyakorlatban nem haladta meg az 1 centimétert. A rover akár 45°-os dőlésszögű akadályokat is le tudott győzni, ugyanakkor úgy programozták, hogy ne lépje túl a 30°-nál nagyobb dőlésszöget.

A rovert aerogél, aranyfólia, termosztátok és fűtőtestek védték a túlmelegedéstől. Alacsony hőmérséklettől - radioizotópos (fő) és elektromos (kiegészítő) fűtőtestek. Az energiaforrás 140 W-ig terjedő napelem volt. Az energiát 2 újratölthető akkumulátor tárolja.

A Földdel és az űrhajókkal való kommunikációt 3 antenna segítségével tartották fenn. Az információ feldolgozására a következő jellemzőkkel rendelkező fedélzeti számítógépet használtak: 20 MHz-es processzor, 128 MB RAM és 256 MB flash memória.

A bolygó tanulmányozását a rover kerekeinek alapjától 1,4 méter magasságban elhelyezett panorámakamerákkal, APXS röntgenspektroszkóppal, Mössbauer spektrométerrel, mikroszkóppal és RAT fúróval végezték. .

A Mars Exploration Rover program fő célja a geológiai jellemzők, a bolygó modern topográfiájának kialakulásának történetének, a Mars éghajlatának tanulmányozása volt, és mindezen adatok alapján választ találni a fő kérdésre. volt-e élet a Marson.

A két marsjáró közül az első a Spirit (angolul spirit) volt, amelyet egy Delta 2 hordozórakétával indítottak 2003. június 10-én a Cape Canaveral-i indítóállásról. 7 hónapos bolygóközi repülés után, 2004. január 4-én a Spirit a Gusev-kráterben landolt a bolygón. És 3 órával a leszállás után a rover elkezdte továbbítani az első képeket a Földre. Az utolsó kommunikációs munkamenet a készülékkel 2010. március 22-én történt. A tudósok úgy vélik, hogy a kommunikációs problémákat a napelemek által a Földdel való kommunikációhoz szükséges kis mennyiségű elektromosság okozza. Jelenleg a problémák nem oldódtak meg, és a rover a karosszéria alacsony hőmérséklete miatt súlyosan megsérülhet.

28. ábra Adirondack kő. Köszönetnyilvánítás: Mars Exploration Rover Mission, JPL, NASA

A bolygó felszínén végzett munkája során a rover hat kőzet kémiai összetételéről és szerkezetéről gyűjtött adatokat: Adirondack, Mimi, Mazatzal, Pot of Gold, egy magas magnézium-szulfát tartalmú kőzet és Gun-gun. A Gusev és Bonneville krátereket, a Columbia Hills-et és a Husband Hill-et tanulmányozták. A Marson jelentős folyékony vízkészletek létezését a múltban megerősítették, olyan kémiai elemek felfedezése alapján, mint a kén és a magnézium, valamint a nedves éghajlatra jellemző hematit. Számos kiváló minőségű kép készült, amelyeken elhagyott marsi tájak, felhők a bolygó légkörében és porördögök, úgynevezett porördögök láthatók. A Spirit által a Mars felszínén megtett út teljes hossza 7730,50 méter volt.

Egy hónappal a Spirit után, 2003. július 7-én a program második roverje, az Opportunity (Opportunity) elindult a Marsra a Canaveral-fokról. A rover a következő év január 25-én landolt a bolygó felszínén. Jelenleg az Opportunity teljesen működőképes, és 26 658,64 métert tett meg (2011. január 11-én).

A "Spirit" marsjáróhoz hasonlóan az "Opportunity" is a Meridiani-fennsík területén kövek (főleg kozmikus eredetű, azaz meteoritok) kutatásával foglalkozott. Működése során a rover 6 meteoritot talált (az utolsót tavaly szeptemberben). A sziklák keresése és tanulmányozása mellett a rover kiterjedt kutatásokat végzett a marsi felszíni kőzeteken, a bolygó felszínének jellemzőivel, és tájképeket fényképezett. Az összegyűjtött adatok alapján az Opportunitynek a Spirithez hasonlóan sikerült elegendő adatot gyűjtenie a Marson egykor létező hatalmas víztestek létezéséről.

29. ábra MRO. hitel: NSSDC

2005-ben a NASA Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) nevű repülőgépe a Marsra utazott. Az MRO-t az űrbe küldő Atlas V rakétát 2005. augusztus 12-én indították el a Cape Canaveral Űrközpontból.

A Mars Reconnaissance Satellite küldetést egy marsi évre tervezték, és az volt a célja, hogy tanulmányozza a Mars modern klímáját, annak évszakos és éves változásait, keresse a víz és maga a víz nyomait, keresse a jövő érdeklődésére számot tartó területeket. földi küldetések. A HiRISE nagyfelbontású kamerával a tervek szerint korábban példátlan felbontású képeket készítenek a felszínről. A tervek szerint a bolygó felszínét a CTX pankromatikus kontextuskamera segítségével vizsgálják meg. A tervek szerint a MARCI kamerát használnák a felhők és a porviharok megfigyelésére.

30. ábra Athabasca Valles-csatorna. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL/Arizonai Egyetem

2006. március 10-én az MRO megközelítette a vörös bolygót, és aerodinamikai manőverek sorozatába kezdett, hogy a tervezett pályára lépjen. A keringési manőverek novemberig tartottak, majd az eszközt egy közel körkörös pályára bocsátották, periapszissal a Déli-sarkon és apoapszissal az Északi-sarkon, ahol a mai napig megmaradt. 2008 novembere óta a készüléket a vörös bolygó felszínén működő Mars-járók információs közvetítőjeként használják.

A keringési idő alatt az MRO adatokat gyűjtött a Mars felszínén lévő vízjég eloszlásáról és térfogatáról. Kiderült, hogy a bolygó északi sarki sapkájában található vízjég teljes térfogata 821 ezer km 3. A CRISM spektrométer vízjeget is észlelt a fiatal krátereket körülvevő kőzetkidobásban. Egy idő után a kibocsátott jég elpárolog, megkerülve a folyékony állapotot (a marsi légkör alacsony nyomása miatt). A Hellas-síkság tanulmányozása során a glaciális tevékenységre jellemző nyomokat találtak, amelyek a föld alatti jég korábbi véltnél szélesebb elterjedésére utalhatnak.

A HiRISE kamera segítségével az áramló víz tevékenységének számos nyomát fedezték fel: folyóvölgyeket (az Antoniadi kráter területén), folyami üledékeket, tószerű felszínformákat. A múltban hatalmas, vízzel borított területek jelenlétét jelzi az is, hogy a Marson elterjedt kloridok, valamint egyéb ásványok, amelyek kialakulásához folyékony vízre van szükség.

A készülékről készült számtalan képen láthatók még a lejtőkön földcsuszamlások, a Mars felszínén dűnék és azok mozgása, illetve a bolygón működő űrhajók: Phoenix és Opportunity.

31. ábra Phoenix leszálló. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL

A vörös bolygót eddig meglátogató legújabb jármű a Phoenix leszálló, amelyet 2007. augusztus 4-én bocsátottak fel a NASA Mars Scout programjának részeként, amely magában foglalja a MAVEN keringőt is, amely a tervek szerint 2013 végén indul.

A Phoenix 2008. május 25-én, 10 hónappal a kilövés után érkezett a Marsra. A modul a következő koordinátákkal rendelkező ponton landolt: az északi szélesség 68° és a keleti hosszúság 125°, a vízjég földalatti készleteiben gazdag területen. A leszállóhelyet kifejezetten az eszköz küldetésének megfelelően választottuk ki: a Mars sarki régióinak éghajlatának és időjárásának tanulmányozása, a légkör alsó rétegeinek összetételének meghatározása, az északi geomorfológiai sajátosságok és kialakulásának történetének ismertetése. a bolygó síkságait, információkat gyűjtenek a felszínhez közeli kőzetrétegek fizikai tulajdonságairól, valamint víz és vízjég kereséséről, valamint a vízi geológiai történetről. A misszió során összegyűjtött összes adat felhasználásával a mikroorganizmusok életére kedvező feltételek meghatározását tervezték.

A Phoenix leszállóegység küldetését rövid időre tervezték: mindössze 5 hónapra, mivel a marsi tél vége után alacsony a valószínűsége annak, hogy az eszköz normálisan működjön. És mint később kiderült, a számítások helyesek voltak. Az utolsó munkamenet a leszálló modullal 2008. november 2-án történt, november 10-én pedig bejelentették a küldetés sikeres befejezését, melynek eredménye: vízjég észlelése egy vékony marsi kőzetréteg alatt, vegyszer előállítása. a talaj elemzése, amely perklórsav-, magnézium-, nátrium-, kálium- és klórsók nyomait tárta fel, a talaj pH-jának (pH) meghatározása, melynek értékei a marsi felszíni kőzetek hasonlóságát mutatták a szárazföldi, enyhén lúgos talajokkal.

2011. november 25-én a NASA egy új generációs marsjárót, a Curiousity-t (Mars Science Laboratory) indította el a Marsra, amely nagyobb és drágább lesz elődeinél. A rover sikeresen landolt a bolygó felszínén a kráter területén, sőt több fekete-fehér fényképet is sikerült továbbítania a Marsról. Fő célja a víz és a bakteriális aktivitás nyomainak felkutatása.

2011-ben Oroszország és Kína közösen hajtott végre egy küldetést a Mars és a Phobos nevű műhold közös tanulmányozására, novemberben elindítva a Phobos-Grunt és az Inho-1 űrszondákat a Bajkonuri kozmodromról. Sajnos egy hordozórakéta-baleset következtében a Phobos-Grunt készülék a Csendes-óceánba esett.

A NASA Mars Scout űrprogramjának második járműve, a MAVEN a tervek szerint 2013-ban indul.

2016-ra több űrprogram indítását tervezik: a közös orosz-finn „MetNet” program, amelynek keretében nyolc állomást juttatnak el a vörös bolygóra a Mars-Net űrszondával, amelyek képesek lesznek adatokat gyűjteni a szezonális éghajlatváltozásokról egy marslakó alatt. év ; a NASA és az ESA közös ExoMars programja, amelynek keretében több orbitális és leszálló modult is terveznek küldeni a Marsra; A NASA Mars Astrobiology Field Laboratory programja, melynek segítségével az élet nyomait kívánják megtalálni.

2018-ban az ExoMars program roverei a Marsra mennek.

2020 után a NASA és az ESA azt tervezi, hogy egy teljes csoport leszállóegységet telepít a vörös bolygó felszínére. A Mars Sample Return Mission program egyik fő célja a marsi talajminták gyűjtése és utólagos eljuttatása a Földre.

És persze most több ország készül a Mars bolygóra vezető emberes repülésre.

A Mars bolygó keringési mozgása és forgása

32. ábra Távolság a földi bolygóktól a Napig. Köszönetnyilvánítás: Lunar and Planetary Institute

A Nap körül a Mars bolygó elliptikus pályán mozog, excentricitása 0,0934. A pályasík enyhe szögben (1°51") hajlik az ekliptika síkjához.

Az átlagos távolság a Naptól 227,99 millió km. (1,524 AU). A perihélium ponton a távolság minimális - 207 millió km, az aphelion ponton a maximum 249 millió km. E különbség miatt a Napból érkező energia mennyisége 20-30%-kal változik, ami óriási hatással van a bolygó klímájára. Tehát a bolygó átlaghőmérséklete közötti különbség az aphelion és perihelion pontok áthaladásának pillanatában 30°C.

A Mars és a Föld távolsága szélesebb tartományban változik: 56 és 400 millió km között. A legkisebb távolságot az oppozíciós periódusokban figyeljük meg, míg minden olyan oppozíciót, amikor a két bolygó távolsága kisebb, mint 60 millió km, nagy oppozíciónak nevezzük. Utoljára 15-17 évente fordul elő.

Az orbitális mozgás átlagos sebessége 24,13 km/s. Így a marsi év 687 földi napig tart.

A Mars forgástengelye 24,5%-os szögben hajlik az ekliptika síkjához. Ez a körülmény az évszakok változásához vezet a Marson, akárcsak a Földön.

A különbség csak ezen évszakok időtartamában figyelhető meg a különböző bolygókon és a különböző marsi féltekéken. Például a nyár a Mars északi féltekén 178 napig tart (marsi), télen - 155, tavaszon - 193 és ősszel - 143. Ennek megfelelően a déli féltekén a tél hosszabb - 178 nap, a nyár pedig rövid - 155 nap . Ez mihez kapcsolódik? Ez pedig a marsi pálya nagy excentricitásának köszönhető (0,09), amely ellipszis, ellentétben a Föld pályájával - majdnem egy kör...

A Mars tengelye körüli forgási periódus 24 óra 37 perc 22,58 másodperc, azaz. alig több, mint a Föld forgási periódusa.

A Mars bolygó belső szerkezete

A Mars kémiai összetétele a földi bolygókra jellemző, bár természetesen vannak konkrét eltérések. Itt is megtörtént a gravitáció hatására az anyag korai újraeloszlása, amit az elsődleges magmatikus tevékenység fennmaradt nyomai bizonyítanak.

33. ábra A Mars belső szerkezete. Köszönetnyilvánítás: NASA

Nyilvánvalóan viszonylag alacsony hőmérsékletű (körülbelül 1300 K) és alacsony sűrűségű Mars fémes magja vasban és kénben gazdag, és nagy méretű. Sugárja körülbelül 1500 km, tömege pedig a bolygó teljes tömegének körülbelül egytizede. A mag olvadt állapotban van. Ezt jelzi a bolygó körüli gyenge mágneses tér, amely 800-szor gyengébb, mint a Földé.

A mag kialakulása a modern elméleti becslések szerint körülbelül egymilliárd évig tartott, és egybeesett a korai vulkanizmus időszakával. Egy másik, ugyanilyen időtartamú időszakot a köpenyszilikátok részleges olvadása foglalt el, intenzív vulkáni és tektonikus jelenségekkel kísérve.

Körülbelül 3 milliárd évvel ezelőtt ez az időszak is véget ért, és bár a globális tektonikai folyamatok még legalább egymilliárd évig folytatódtak (különösen hatalmas vulkánok keletkeztek), már megkezdődött a bolygó fokozatos lehűlése, amely a mai napig tart. Jelenleg a Mars a Merkúrhoz hasonlóan geológiailag csendes bolygó. Nincsenek aktív vulkánok és nincsenek marsrengések.

A Mars köpenye vas-szulfiddal dúsult, amelyből észrevehető mennyiségben a vizsgált felszíni kőzetekben is találtak, míg a fémes vas tartalma érezhetően alacsonyabb, mint más földi bolygókon. A marsi köpeny vastartalma kétszerese a Föld köpenyének vastartalmának. Jelentős az olyan elemek tartalma is, mint a kálium és a foszfor.

A Mars litoszférájának vastagsága több száz km, ebből mindössze 25-70 km a magas kén- és klórtartalmú marsi kéreg. Ezeken az elemeken kívül a Mars kéregében található még szilícium, oxigén, vas, magnézium, alumínium, kalcium és kálium, amelyek a bolygó felszínének hatalmas területeit lefedő magmás kőzetek részét képezik.

A Mars bolygó felszíne vöröses színű a vas-oxidok jelenléte miatt, és hasonlít a Hold felszínére, de csak első pillantásra. Valójában a marsi terep nagyon változatos: hatalmas síkságok és hegyláncok, hatalmas vulkánok és több ezer kilométeren át húzódó feneketlen kanyonok. A bolygó számos felszínformája nagyon ősi, és a Mars evolúciójának nagyon korai szakaszában alakult ki, az aktív vulkanizmus és a gyakori földrengések idején. Jelenleg nincsenek aktív vulkánok a vörös bolygón, de 2 hatalmas ősi vulkáni régió ismert: az Elysium és a Tharsis. E vulkáni régiók kialakulása legalább egymilliárd éve történt, abban a korszakban, amikor a marsi belső rétegek: mag, köpeny és kéreg kialakulása véget ért.

A Mars bolygó felszíne

A Mars szilárd testének fő paramétereit a Földről származó megfigyelések alapján állapították meg, majd később az űrhajók adataival korrigálták. Kiderült, hogy a Mars sugara az egyenlítői síkban 3396 km, és csaknem 20 km-rel nagyobb, mint a bolygó poláris sugara (3376,4 km). Így a Mars átlagos sugara 3386 km, kétszer kisebb, mint a Föld átlagos sugara. Számítások alapján a Mars felszíne 145 millió km 2 -nek bizonyult.

34. ábra A Naprendszer bolygóinak összehasonlítása. Hitel: weboldal

A Mars sugarának, felületének és belső összetételének ismeretében kiszámították a bolygó tömegét - 6,42 10 23 kg (azaz 0,108 a Föld tömegének), átlagos sűrűségét pedig - 3,93 g / cm 3. A Mars bolygó átlagos sűrűsége a szilikátok széles eloszlását jelzi, 2700 és 4500 kg/köbméter közötti sűrűséggel.

A Mars felszíne nagyon heterogén: vannak hegyek és síkságok, vulkáni és meteoritkráterek, ősi folyóvölgyek és hatalmas medencék, amelyeket egykor tengerek foglaltak el. A bolygón heves tektonikai tevékenységnek számos nyoma van: őrlések, kanyonok, gerincek.

A Marson található hegyek több régióban összpontosulnak, amelyek közül a legnagyobb az egyenlítő közelében fekvő Tharsis (Tharsis) vulkanikus hegyvidéke. Területe körülbelül 30 millió km 2 (az egész bolygó területének 20% -át foglalja el), a legnagyobb átmérője 4000 km. Az átlagos magasság a felföldeken belül 7-10 km, de az egyes vulkáni kúpok sokkal magasabbra emelkednek. Ezek a Mount Arsia, Mount Peacock és Mount Askrian.

Közülük az első egy hatalmas vulkán, melynek alapátmérője 435 km, magassága 19 km. Az Arsia vulkán a Naprendszer összes vulkánja közül a legnagyobb kalderával rendelkezik, hossza 110 km. A Mount Peacock Arsiától északra fekszik. Magassága 14 km-rel meghaladja a Mars felszínének átlagos szintjét. A 3 csúcs közül a legészakibb az Askrian-hegy, amely a Mars harmadik legmagasabb vulkánja és hegye: 18 km-rel a bolygó felszíne felett. A vulkán alapjának átmérője 460 km. A vulkán kalderája több heves vulkáni robbanás eredményeként jött létre, és meglehetősen mély.

A Tharsis-felföld mindhárom vulkánja Tharsis-hegységként is ismert, és északkeletről délnyugatra húzódik.

35. ábra: Az Olimposz-hegy, a Viking-1 állomás fényképezte. Köszönetnyilvánítás: NASA

A hegyvidéktől északnyugatra, a Tharsis-medencében található a negyedik legnagyobb marsi vulkán, az Olympus Mons. Nem véletlenül kapta nevét az Olümposz a görögországi azonos nevű hegy tiszteletére, amelyen a mítoszok szerint a Zeusz vezette istenek éltek, mert ez a legmagasabb hegy a naprendszerben, a legmagasabb pont ebből az alaphoz viszonyítva 27 km, a Mars felszínének átlagos szintjéhez képest pedig 25 km magasságban fekszik. A vulkán alapjának átmérője 540 km, a lejtők átlagos lejtése 2°-tól 5°-ig terjed. A vulkán gigantikus mérete és a lejtők enyhe meredeksége miatt nem látható teljesen a Mars felszínéről. A vulkán tetejét egy hatalmas kaldera koronázza meg, melynek mérete 85 x 60 km, és hat átfedő kráter jelenlétének köszönhetően 3 km mély. A vulkán szélei mentén akár 7 km magas óriás sziklákat fedeztek fel, amelyek úgy tűnik, korlátozzák a környező területet, és kis hegyláncok hálózata borítja - az Olimposz Halo.

Egy másik vulkán a Tharsis tartományban (beleértve az azonos nevű hegyvidéket és mélyedést is) az egyedülálló Alba pajzsvulkán, amely a Tharsis-hegységtől északra fekszik. Az Alba vulkán magasságában jelentősen elmarad az Olümposz hegyétől - mindössze 6,8 km-rel a felszín felett, de 2000 km-es alapjának átmérője több mint háromszorosa a Naprendszer legmagasabb vulkánja alapjának átmérőjének. A vulkán lejtőin több száz vékony, több mint száz kilométer hosszú és akár 300 méter széles csatorna található, amelyeket nagyon folyékony láva alkot. A vulkán tetejének közelében kettős kaldera található, legalább 5 kitörés nyomaival.

A Mars bolygó második vulkáni régiója az Elysium Highlands, amely több ezer kilométerre fekszik a Tharsis tartománytól. A hegyvidék mérete 2400 x 1700 km, átlagos magassága a felszín felett 5 km. Az Elysiumon belül 3 nagy vulkán ismert: Patera Albor, Hecate's Dome és Mount Elysium. Az első közülük, az Albor, egy alacsony vulkáni kupola, amelynek alapátmérője körülbelül 155 km, tetején egy 35 x 30 km-es kaldera található. A Hecate vulkáni kúp Albortól 850 km-re északra található. A kúp méretei: alapátmérő átlagosan 170 km, magassága 6 km a Mars felszíne felett. A csúcskaldera 11,3 x 9,1 km méretű. Körülbelül félúton Albor és Hecate között található Elysium legnagyobb vulkánja, a Mount Elysium. A vulkán alapjának átmérője meghaladja a félezer kilométert, a környező terület feletti magassága 9 km, a Mars felszínének átlagos szintje felett - 14 km. A vulkánt egy 14,1 km átmérőjű kaldera fedi.

A Marson található vulkánok többsége, különösen a legnagyobbak, hasonlítanak a Hawaii pajzsvulkánjaira a Földön. Mindkét vulkáncsoport effúzív kitöréssel rendelkezik, amelyet a kalderából származó folyékony bazaltos láva nyugodt, hosszan tartó kiömlése jellemez. Igaz, a marsi vulkánok mérete több tízszer nagyobb, mint a legnagyobb hawaii vulkánok mérete. Ez a körülmény nyilvánvalóan összefügg azzal, hogy a marsi vulkánokat tápláló magma központjai a felszínhez képest több száz millió évig mozdulatlanok maradnak, mivel a Marson a Földtől eltérően nem fedeztek fel litoszféra lemezeket, amelyek mozgása A modern földi vulkanizmus területei a régi vulkáni kúpok vulkáni tevékenységének fokozatos gyengüléséhez, majd teljes leállásához és újak kialakulásához vezetnek. Ennek eredményeként a felmelegedett mély sziklák, amelyek sűrűsége a hőmérséklet emelkedésével csökken, felfelé emelkednek, mintha megemelnék a bolygó felszínét. Az alacsonyabb hőmérsékletű felszíni kőzetek lesüllyednek, kiterjedt töréseket képezve. Ezenkívül lehetséges, hogy a láva Marson való kiömlése sokkal hosszabb ideig tartott, és nagyon intenzív volt. A vulkánok kialakulása több száz millió évvel ezelőtt ért véget.

36. ábra Patera Apollinaris. Köszönetnyilvánítás: Malin Space Science Systems, MGS, JPL, NASA

A Marson a vulkánkitörések effúziós természete mellett más típusú vulkánok is vannak a bolygón - robbanásveszélyes. Hasonló kitörési mintát figyeltek meg a vörös bolygó legrégebbi fennmaradt vulkánjain - a Patera Tirrenia és a Patera Hadriak, amelyek a hatalmas Hellas-medence északkeleti szélén fekszenek a bolygó déli féltekén. A vulkánok felszíni szint feletti magassága kicsi (kb. 2 km), a lejtők erősen erodáltak és számos széles csatornával, valamint kráterekkel tarkítottak. Ez a jellemző egyrészt a vulkáni kúpok ősiségéről beszél (legalább 3,5 milliárd évesnek tartják), másrészt a vulkánok piroklasztikus hamurétegek összetételéről. A Hadriaca vulkán délkeleti szélén van egy nagy csatorna, amelyen keresztül a láva nagy része kitört a kitörések során.

A robbanásveszélyes kitörések egy másik marsi vulkánra, az Apollinarisra is jellemzőek voltak, amely az Elysium-felföldtől délkeletre fekszik. A vulkán alapjának átmérője 296 km, a felszín feletti legmagasabb magassága pedig mindössze 5 km. A vulkán tetejét egy lapos kaldera koronázza - Patera Apollinaris. A robbanásveszélyes kitöréseket a vulkán lejtőin bekarcolt völgyek és földcsuszamlások jelzik, amelyek robbanásveszélyes eredetűek és magas a vulkáni hamu tartalma. Az Apollinaris fejlődésének későbbi szakaszaiban a kitörések ömlesztettek voltak.

El kell mondanunk, hogy a Marson a „patera” szó minden alacsony, erősen lerombolt hegykupolát jelöl, amelyek tetejét szabálytalan vulkáni kalderák koronázzák szaggatott, egyenetlen szélekkel. Különösen a területet tekintve legnagyobb marsi vulkán, az Alba, 2007-ig Patera Alba hivatalos nevet viselte. Ma ezt a nevet csak a központi depresszióra használják.

A paterák sok helyen találhatók a bolygón, de különösen sok van belőlük a vulkáni felföldeken belül. Különösen a Tharsis-felföldön belül 6 patera található egyszerre: északkeleten ezek a Kerauns és az Uranus vulkáni kupolái, valamint az Uranus patera; nyugati részén Biblida és Ulysses papok vannak; és Tharsis kupolája keleten. Az Elysium-felföldön és környékén kisebb paterák találhatók: Apollinaris, Albor és Orcus. Ez utóbbi észak-északkelet - dél-délnyugati irányban megnyúlt, hatalmas síkság. A patera alja fél kilométerrel a környező terület szintje alatt helyezkedik el, és legfeljebb 1800 méter magas külső perem határolja. A peremet számos nyugat-keleti irányú domborulat és törések keresztezik, amelyek aktív tektonikus mozgások bizonyítékai. Az Orcust ma egy ősi becsapódási kráternek tartják, amelyet a bolygót nagyon kis szögben becsapódó meteorit hozott létre, amelynek nagy része tele van vulkáni lerakódásokkal.

A bolygó felszínén számos törés, kanyon és graben kialakulása a Mars tektonikus tevékenységéhez is kapcsolódik.

37. ábra Az éjszaka labirintusa. Kép a Mars Reconnaissance Orbiterről. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech/Arizonai Egyetem

Pontosabban, a Mount Peacock délkeleti részén különböző irányokba metsző kanyonok egész labirintusa terül el, összefoglaló néven az Éjszaka Labirintusa. A kanyonok számos, homogén ősi anyagból álló blokk között haladnak át. A felső részen a blokkok erősen sérültek, és számos repedés borítja. A tömbök felső részét alkotó kőzet nyilvánvalóan vulkáni eredetű, és 2 időszak alatt keletkezett: az idősebb csúcsokat erősen kráteres felület és erősebb alkotóanyag jellemzi, míg a fiatalabbak simább felületűek, lényegesen kisebbek. meteoritkráterek száma, és a Tharsis-felföld vulkánkitöréseihez kapcsolódó vulkáni anyagokból állnak. A tömbök közötti felület is heterogén: helyenként sima, másutt egyenetlen és érdes. Úgy gondolják, hogy a sima felszín úgy alakul ki, mint a szárazföldi folyami üledékek, azaz. áramló víz vagy folyékony szén-dioxid. Lehetséges, hogy a szél sodródása következtében sima felületek alakulnak ki. Az érdes felület a kanyonfalak szél hatására bekövetkezett pusztulása következtében alakult ki.

Keleten az Éjszaka Labirintusa egyesül az egymással párhuzamosan elhelyezkedő Io és Titon kanyonokkal. A Teton-kanyon északon, Io délen fekszik. A Geryon-hegység Io déli fala mentén húzódik, magától a faltól pedig keskeny, rövid völgyek húzódnak dél felé (az északi faltól is találunk észak felé húzódó hasonló völgyeket). Az Io Canyon padlója tele van a falairól származó törmelékkel, és nem tartalmaz krátereket vagy erózió jeleit. A Teton-kanyon padlója sima, és valószínűleg a szél hatására alakítja ki. A kanyonok közötti tér egy fiatal fennsíkból áll, amely vulkáni anyagból áll.

Keleten 3 kanyonból álló csoport terül el: Melas, amely Io folytatása, Kandor, Tithon folytatása, és Ophir, egy ovális a Kandor-kanyonban. Mind a 3 kanyon össze van kötve egymással. A Melas Canyon padlóját vulkáni anyag és szélmetszett oldalfalak termékei borítják. Melas és Kandor találkozásánál, amely északra fekszik, a felszínt számos barázda borítja, amelyeket a folyadék vagy a jég mozgása hagyott hátra. A szélerózió nyomai is láthatók. Meg kell jegyezni, hogy Melas középső részén található a Mars legmélyebb pontja, 11 km-rel a kanyont körülvevő vulkáni fennsíkok felszíne alatt.

A Mars következő nagy kanyonja a Koprat, a Melas-kanyon folytatása. A kanyon lejtőin különálló réteges üledékes vagy vulkáni eredetű lerakódásokat találtak. Egyes tudósok szerint a kanyon az egyik legalkalmasabb hely a Marson az organizmusok életének nyomainak felkutatására. A keleti részen a kanyon alján a szél hatásának jelei láthatók.

Keleten a Koprat-kanyon átmegy az Eos-kanyonba, amelyből 2 ág nyúlik ki: délen a Capri-kanyon és északon a Gangesz-kanyon. Az Eos-kanyon nyugati részén vulkáni eredetű, erodált, később szélhatásnak kitett anyagból áll. A kanyon keleti részén, a kanyon alján számos csík és barázda nyomon követhető, amelyeket látszólag az áramló folyadék képez. A Capri-kanyon délnyugatról északkeletre húzódó alját a kanyonfalak pusztulása következtében keletkezett hordaléklerakódások alkotják. A Gangesz-kanyonnak pontosan ugyanilyen alja van.

Az Eos-kanyon először kelet felé nyúlik, majd északkeletre fordul, átmegy a Chrys-síkságba, útközben elhaladva az ún. káosz - kaotikus domborzatú területek: először az azonos nevű kanyon déli részén található Eos káosz, majd a Radiance káosz és a Giodraoth káosz.

A fentebb tárgyalt összes kanyon egy hatalmas rendszer – a Valles Marineris – része. A völgy hossza több mint 4500 km, szélessége a középső részén több száz kilométer. A Valles Marineris a Naprendszer legnagyobb kanyonja.

38. ábra Valles Marineris. Fotó a Mars Odyssey orbiterről. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech

A Valles Marineris kialakulását tektonikus mozgások okozzák, amelyek valószínűleg a Tharsis-felföld kialakulásához kapcsolódnak. A kanyon számos helyén (főleg keleti felében) számos barázda, zúzott sziklákból kialakult lekerekített dombok is előfordultak.

39. ábra: Tiu (balra) és Ares (jobbra) marsi csatornák. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech/ASU

A kanyon és a Chrys-síkság találkozásánál és magán a síkságon egész csatornákat fedeztek fel, amelyeket nagy valószínűséggel viharos vízfolyások alakítottak ki. Egyes csatornák, például az Ares olyan hatalmasak, hogy több millió köbméter vízre lenne szükség a kialakulásához. Feltételezések szerint a csatornák geológiailag rövid idő alatt, árvizek következtében alakultak ki, amikor hatalmas víztömegek törtek át a gleccsergátakon. A terület hasonló módon alakult ki Washington állam keleti részén, ahol ismételten katasztrofális árvizek történtek, amikor a Missoula-tó olvadékvize áttört egy gleccsergáton.

A csatornák a Mars felszínének sajátos jellemzői, a Naprendszer más bolygóin nem találhatók meg. A csatornákat folyó víz képezi, és jellegzetes üledékű és szerkezetű folyóvölgyekre emlékeztet. A csatornák korát 4 milliárd évre becsülik, de a csatornák egy része, például a már említett Ares jóval később keletkezett. A csatornák kora megjelenésük alapján meghatározható: az ősi csatornák vékony kanyargós csatornáknak néznek ki, számos mellékfolyóval (jó példa erre a Nirgal-csatorna), a fiatalok nagyok, szélesek, ritka mellékfolyókkal (például a Tiu-csatorna). Azok. ősi csatornák akkor alakultak ki, amikor a Marson melegebb és nedvesebb volt az éghajlat, és számos folyó folyt át a bolygó felszínén, amelyek nyomait ma is látjuk. Fiatal csatornák a felszín alatti víz kiömlése következtében fellépő rövid árvizek következtében alakultak ki, amikor a Mars már hideg, víztelen sivatag volt...

Ha megnézi a Mars térképét, észreveszi, hogy a bolygó északi féltekén a felszín szintje 3-4 km-rel alacsonyabb, mint a déli, ami befolyásolja a különböző féltekék domborzatának jellegét: északon hatalmas viszonylag fiatal vulkáni síkságok, míg délen jelentős területeket foglalnak el ősi fennsíkok, melyeket jelentős számú meteoritkráter borít. A marsi kéreg is különböző vastagságú: 32-58 km. Ezt az anomáliát fő kérgi dichotómiának nevezik. Nem teljesen ismert, hogy mi okoz ilyen anomáliát az anyag eloszlásában a Mars felszínén, de két elméletet már felvetettek: exogén és endogén. Az első egy nagy aszteroida Mars felszínére zuhanását tekinti az anomália okának. A második az anyag egyenetlen eloszlását köti össze a köpenyfolyamatokkal, aminek következtében az ősi tektonikus lemezek északról délre mozdultak el. De mindenesetre a marsi kéreg kora mindkét féltekén azonos, és több milliárd évnek felel meg, ami megnehezíti a végső következtetés levonását az anomália okairól.

Az északi félteke jelentős részét az Északi-síkság foglalja el, amely délen kisebbé és emelkedettebbé válik (nyugatról keletre, a főmeridiántól indulva): az Utópia-síkság - egy meteoritkráter, amely alá temetett. kőzetrétegek, délen egy ősi becsapódási kráterrel határos - Isis-síkság és Elysium-síkság, Arcadia és Amazonia síksága (északról délre), az Acidali-síkság, amely délen Chrys-síksággá változik . A síkságot sok helyen hegyek szelik át, amelyek viszonylag alacsony, kiterjedt hegyláncok.

A síkságot ősi magmás kőzetek borítják, helyenként egész megkövesedett folyók is láthatók. Számos tudós úgy véli, hogy a vulkáni tevékenység és az ezzel járó üvegházhatás a felszín alatti vízjég olvadása következtében rövid távon folyékony víz megjelenéséhez vezethet, és ennek eredményeként az élet kialakulásához. Az északi síkságon elterjedtek a folyami üledéknyomok, a szélerózió nyomai mellett: számos homokdűnék, gerinc és barázda.

Az északi alföldi és a déli hegyvidéki féltekék határát élesen 2-3 km magas asztalhegyek jelölik ki. A határ egy nagy kör mentén húzódik, 30°-ban dől az egyenlítőhöz, és észak felé lejtőt képez.

A déli féltekén mindössze két síkság található: a Hellas és az Argyre, amelyek meteorit eredetűek.

Az első közülük egy hatalmas, 1800 km átmérőjű medence, amely a bolygóra hulló hatalmas meteorit eredményeként jött létre. A medencét hegyláncok széles, erősen megsemmisült gyűrűje veszi körül, amelyet a marsi kéreg blokkjainak emelkedése okoz. A Hellas-síkságon belül található a Mars legalacsonyabb pontja az átlagos felszíni szinthez képest, 8 km-rel az átlagos szint alatt.

Az Argir-síkság észrevehetően kisebb, mint Hellas - 800 km átmérőjű, és széles hegysáv veszi körül. A síkság déli részén található Harit-hegységet gyakran jegesnek nevezik, mivel télen a lejtőin szárazjég lerakódik. A hegyekben helyenként a völgyi gleccserek mozgásának és a jégtakarók létezésének nyomai láthatók.

40. ábra Krátercsoport Arábia északnyugati részén. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Alapvetően a Mars déli féltekéjét hatalmas vulkáni fennsíkok uralják, meteoritkráterekkel tarkított egyenetlen felülettel, ami jelzi a Mars ősiségét és több százmillió éves változatlanságát. A déli fennsíkon található meteoritkráterek sekélyebbek és simábbak, mint a Hold felszínén, de mélyebbek, mint a Vénuszon. Sokkal kevesebb kis kráter is található a Marson, amelyek száma a bolygón korábban előfordult erős szél és vízerózió miatt viszonylag kevés.

A marsi kráterek nagyon változatosak: lapos aljú nagy kráterek és központi csúcs (vagy csúcsok), tál alakú, gerinces kráterek és magas kráterek, amelyek nem vannak kitéve a széleróziónak. Az utolsó 2 típus egyedi, és sehol máshol nem található meg a Naprendszerben.

A Mars felszínén található meteoritkráterek sűrűsége nagyon változó az egyes területeken, ami alapján a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy a leginkább kráterezett területek idősebbek, a kevésbé kráterezettek fiatalabbak, és a kráteresedés mértékére vonatkozó rendelkezésre álló adatok alapján megosztottak. a bolygó geológiai története külön korszakokra (korszakokra). A legrégebbi korszak a Noachian, amely az Argyres-mélyedéstől keletre fekvő déli féltekén található hegyvidékről kapta a nevét. Az ennek a korszaknak tulajdonított felszíni területek kora 4,6-3,8 milliárd év. A területeket sűrűn borítják különböző méretű, enyhén erodált kráterek. A következő korszak a Hespar-korszak, amelyet a Hellas-síkságtól északkeletre fekvő, azonos nevű fennsíkról neveztek el. Az e korszaknak tulajdonított felszíni területeket a folyamatban lévő intenzív vulkanizmus miatt kevesebb meteoritkráter jellemzi, amelyek többségét magmás kőzet borítja. Az utolsó geológiai korszak az Amazonas, amely az északi féltekén található síkságról kapta a nevét. Ennek az időszaknak a felszínén sokkal kevesebb meteoritkráter található, de a vulkáni tevékenység folytatódott. Ez utóbbiak tevékenységéhez a hatalmas sima vulkáni síkságok kialakulása kapcsolódik. Az amazóniai korszak 3,55 milliárd éve kezdődött és a mai napig tart.

A Mars felszínéről szóló történet zárásaként rövid térképészeti információkat adunk arról, hogyan rajzolták meg a koordinátákat a Mars térképén, és milyen alapon adnak földrajzi neveket a rajta lévő domborzati részleteknek.

41. ábra A Mars térképe. A Mars Global Surveyor állomás képeiből állították össze. Köszönetnyilvánítás: MGS MOC, NASA/JPL/MSSS

Jelenleg a Mars legrészletesebb térképe a Mars Global Surveyor állomás mérési eredményein alapul. Az északi féltekén, Arábia földjén található kis Airy-0 krátert vették hosszúsági referenciapontnak a Marson. Ezt a krátert használták 1830-32-ben W. Beer és D. Madler német csillagászok a bolygó tengelye körüli forgási periódusának meghatározására. Később az olasz csillagász, G. V. Schiaparelli ugyanezzel a kráterrel jelölte meg a jelentés kezdetét a bolygó térképének elkészítésekor. A kráter akkor kapta a nevét, amikor a Mariner 9 készülékkel fényképezte a marsi felszínt. A térképen lévő objektumok a következő elv szerint vannak jelölve:

A nagy marsi krátereket olyan tudósokról nevezték el, akik jelentős mértékben hozzájárultak a Mars tanulmányozásához: a Galileo, a Herschel és a Huygens kráterek. A kisebb kráterek a Föld lakott területeinek nevét kapják: Bajkonur, Worcester és Kansk kráter. Az 50 km-nél nagyobb méretű krátereket medencéknek nevezzük.

A nagy völgyeknek a Mars bolygó nevét adják különböző nyelveken: Khrat (örményül) és Maadim (héberül). Az egyetlen kivétel a bolygó legnagyobb kanyonrendszere - a Valles Marineris.

A kisebb völgyeket a földi folyók nevéről nevezik: Athabasca, Visztula.

A nagy felszínformákat gyakran a Föld különböző országainak vagy helyeinek nevével látják el. Például Tharsis tartományt az ókori térképeken Irán megjelöléséről, a Hellas-mélyedést - az ókori Görögország nevéről, az Acidai-tengerről - nevezték el, az Acidali forrás analógiájára, ahol Aphrodité fürdött a kegyelmekkel.

A felszín erősen kráterezett területeit földeknek nevezték: Prometheus Land, Noah Land és mások.

A modern térképen sok nevet Schiaparelli javasolt.

A Mars bolygó légköre

A hideg sivatag - a Mars felszíne - felett egy ritka légkört fedeztek fel, amely főleg szén-dioxidból (körülbelül 95%) és kis mennyiségű nitrogénből (körülbelül 3%), argonból (körülbelül 1,5%) és oxigénből (0,15%) állt. A vízgőz koncentrációja alacsony és az évszaktól függően jelentősen változik. A Mars légkörében a H 2 O mellett még néhány apró komponenst találtak - CO (~0,01%), ózon O 3 és metán nyomait.

A marsi légkör átlagos nyomása alacsony, 6-7 mbar, ami 160-szor kisebb, mint a Föld légkörének tengerszinti átlagnyomása. A Mars felszínének átlagos szintje feletti magasságtól függően a nyomás széles skálán mozog: az óriás Hellas-mélyedés 9-12 mbar-tól az Olimposz csúcsán lévő 0,1 mbar-ig. A légköri nyomás az évszakok függvényében is változik, minimumát télen éri el, amikor a szén-dioxid egy része megfagy, szárazjéggé alakul, ami a bolygó sarki sapkáinak összetételének jelentős részét teszi ki. Nyáron a jég elolvad, és ismét jelentős mennyiségű szén-dioxid kerül a légkörbe, ezáltal megemelkedik az átlagnyomás, esetenként 25%-kal.

A Mars légköre jelentéktelen vastagsága és alacsony nyomása ellenére lehetővé teszi az üvegházhatás, a felhők és az erős szél kialakulását. Igaz, az üvegházhatás túl kevéssé járul hozzá a felszíni levegő hőmérsékletének növekedéséhez, mindössze 5°K-al emeli azt.

42. ábra Felhők a Mars felszíne felett. A Phoenix modul fényképei alapján. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech/Arizonai Egyetem/Texas A&M Egyetem

A Mars felhői jégkristályokból állnak, és a felszín felett 20 km-nél kisebb magasságban keletkeznek. A Mars sarkvidékein a felhők gyakran szárazjégből állnak, az egyenlítői régiókban talán vízcseppekből. A felhőkből származó csapadék kizárólag hó formájában hullik.

Jelentős felhőfelhalmozódás figyelhető meg nagy pozitív felszínformák, például vulkánok közelében, ami a meleg légtömeg emelkedésével és további lehűlésével jár együtt. Kiterjedt felhőrendszerek (az úgynevezett poláris köd) folyamatosan jelen vannak a bolygó sarki sapkái körül. Ugyanezen a területeken a földihez nagyon hasonló ciklonális képződményeket fedeztek fel – hatalmas, 200-500 km átmérőjű örvényeket. Élettartamuk nem több egy hétnél. Ciklonok alakulnak ki a Marson a meleg évszakban a sarki front nyári pozíciójának határain.

A felhők helyzete nem állandó. Viszi őket a szél, nappal magasra emelkednek a felszín fölé, és elveszítik vízkomponensük jelentős részét, éjszaka azonban leereszkednek és sűrű ködhöz hasonlóvá változnak.

A bolygó felszíne felett 110-130 km magasságban van egy töltött részecskék rétege - a marsi ionoszféra. Ez egy szabad elektronrétegből áll, amely a napszél részecskék hatására alakul ki a kisütött légköri gáz molekuláin. Az ionoszférán belüli elektronsűrűség heterogén: nagy sűrűségű régiókat találtunk, amelyek egybeesnek a leginkább mágnesezett területekkel, és alacsony sűrűségű régiókat más területek felett.

A Mars légköre másodlagos, vulkánkitörésekhez kapcsolódik, és hasonló az ősi Föld légköréhez. Ellenkező esetben a marsi légkör összetételét tekintve hasonló lenne az óriásbolygók atmoszférájához: a Jupiterhez és a Szaturnuszhoz, amelyeket a hidrogén és a hélium könnyű gázok uralnak.

Több millió évvel ezelőtt a Mars forgástengelye nagyobb szögben dőlt el az ekliptika síkjához képest, mint manapság, ami jelentős hőmérsékleti különbségeket eredményezett az évszakok között. Intenzív vízkörforgás volt, és a légkör vastagsága több mint háromszorosa volt a jelenlegi szintnek. A felszínen folyók folytak, a mélyedésekben tavak alakultak ki. Bizonyíték van egy hatalmas óceán létezésére a bolygó északi féltekén.

Víz a Mars bolygón

A víz létezése a Marson a bolygó tanulmányozásának egyik fő kérdése. Hiszen a víz, mint tudjuk, az élet kialakulásának és létezésének egyik szükséges feltétele. A Marson pedig víz van, és láthatóan 3 halmazállapotban létezik: gőz formájában a légkörben (nagyon kis mennyiségben), jég formájában a pólusok körül és kis mélységben a felszín alatt, és folyékony formában a jég olvadása során. A víz aggregációjának utolsó állapotát még nem rögzítették az űrhajók, csak a létezésének nyomait jegyezték fel.

Először fedezte fel a víz jelenlétére utaló jeleket a Marson a Mariner 9 űrszonda, amely egy óriási kőbányarendszert fedezett fel vízerózió, köd és felhők nyomaival.

A bolygó felszínének Viking sorozatú eszközökkel történő tanulmányozása során a földi folyami hálózatokhoz nagyon hasonló elágazó rendszereket fedeztek fel, amelyek látszólag a múltban ki voltak téve az áramló víz hatásának. A talajelemzés csak megerősítette a csillagászok azon feltételezését, hogy a Mars felszínét egykor hatalmas területeken borította meglehetősen jelentős folyékony vízréteg. Ezt jelezte a bolygónkon a magnézium-szulfát, kalcit, magnetit és más ásványi anyagok széles körben elterjedt jelenléte, amelyek bolygónkon a vízi környezetben képződnek. A Viking 2 több hónapig tartó havazást rögzített.

1997. július 4-én landolt a Mars felszínén a Mars Pathfinder űrszonda, amelyről július 5-én szállt le a Sojourner rover, amely több hónapig a felszínen dolgozott, és felfedezte a földi kavicsokhoz hasonló, vízáramlással feldolgozott köveket, valamint furcsaságok egyes vulkáni töredékek helyzetében. Megerősítették a felhők és ködök létezését a bolygó légkörében.

Ugyanezen év szeptember 11-én a Mars Global Surveyor állomás felrepült a Marsra. Az állomás 9 éven keresztül végzett megfigyeléseket és fényképezte a bolygó felszínét. Számos csatornát fedeztek fel, köztük felszín alattiakat is, amelyeket a vízfolyások hagytak hátra, és ez utóbbiak abban az időszakban jelentek meg, amikor az állomás már megfigyeléseket végzett. Ez a felfedezés azt sugallja, hogy folyékony víz a Marson bármikor, de nem mindenhol létezik. Általában ilyen csatornákat a kráterek lejtőin találtak.

43. ábra Északi hiba. Kanyon a Mars északi sarki sapkájában. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech/ASU

A Mars Odyssey, amely 2001. október 24-én érkezett meg a bolygóra a fedélzetre szerelt HEND nagyenergiájú neutrondetektor segítségével, hatalmas vízjégtartalékokat tudott detektálni a Mars felszíne alatt kis mélységben, amit 2003 júliusában jelentettek be. egy kaliforniai konferencián. A Mars-pólusok körüli régiókban az 55°-os szélességi körtől kiindulva 1 kg talajban 0,5 kg vízjég található. Ahogy a bolygó közeledik az Egyenlítőhöz, a jégtartalom csökken, és nem haladja meg a kőzet teljes térfogatának 10%-át. Úgy tűnik, hogy a víz szulfátokkal és agyagokkal kötött állapotban van. Nagyobb mélységben tiszta jég is előfordulhat. Egyes becslések szerint a Mars felszíni rétegeiben jég formájában lévő víz teljes mennyisége akár 1,5 km-es réteggel is beboríthatja az egész bolygót.

Két évvel később a Mars Express űrszonda megérkezett a Marsra. A fedélzetre szerelt berendezések segítségével vízjeget fedeztek fel a bolygó déli sarki sapkájában, és térképeket készítettek a vízgőz és az ózon légköri eloszlásáról. Kiderült, hogy a déli sapkán a vízjég nagy része több méter vastag fagyott szén-dioxid réteg alatt van.

2004-ben a Spirit és az Opportunity roverek kimutatták a víz jelenlétét a marsi talajmintákban. 2005 februárjában a Spirit felfedez egy nagy magnézium-szulfát tartalmú követ, ami a víznek a kőre gyakorolt ​​hatására utalhat. Az Opportunity rover pedig, amely még mindig a Marson dolgozik, vízben oldott ásványi anyagok nyomait találta, amelyek jelenleg magmás kőzetekbe vannak ágyazva.

2006-ban az automatikus bolygóközi állomás, az MRO megkezdte a vörös bolygó tanulmányozását. Az állomásra telepített HiRISE nagyfelbontású kamera segítségével számos felvétel készült a bolygóról, amelyek azt mutatják, hogy a távoli múltban tengerek, tavak és számos folyó volt a Marson.

44. ábra A Mars felszínének a Phoenix modul által készített metszete. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech/Arizonai Egyetem

2008-ban a Phoenix leszállóegység megerősítette a jég jelenlétét a Mars északi régiójának felszíni rétegeiben. A jégréteg vastagsága a modul leszállóhelyén legalább több méter volt. A TEGA modulban lévő minták melegítésekor 0°C-os vízgőzt kaptunk.

Figyelembe véve a víz Marson való jelenlétéről jelenleg ismert összes információt, a következő következtetések vonhatók le:

1) A jég formájában lévő víz nagy része a bolygó sarki régióiban koncentrálódik - a sarki sapkákban, amelyek az északi és a déli fennsíkon fekszenek. A sarki sapkákat jóval az űrrepülés előtt fedezte fel – 1704-ben Jacques Philippe Maraldi francia csillagász. Mostanra megállapították, hogy a vízjég egy fagyott szén-dioxid kéreg (úgynevezett szárazjég) alatt és részben közvetlenül a bolygó felszínén fekszik. A jég egy része a felső talajhorizontban kötött állapotban, sekély mélységben található.

A bolygó északi sarki sapkájában található vízjég teljes térfogata 1 millió km 3. A déli kalapban a víztartalom többszöröse.

A Mars Express űrszonda 2005-ben fedezte fel az ún. A „jégtó” egy fagyos vízzel teli ősi kráter. Ugyanebben az évben a déli féltekén, az Elysium-felföldön belül, ugyanaz a készülék fedezett fel egy egész fagyott tengert, amely méretében és mélységében hasonló a Föld Északi-tengeréhez. A tenger felszíne egy hatalmas mező, amely legfeljebb 30 km átmérőjű, egyedi heterogén jégtáblákból áll, amelyek úgy tűnik, hogy a víz felszínén lebegnek. A tenger látszólag 2 és 10 millió évvel ezelőtt keletkezett.

2) A múltban számos tenger, tó és folyó volt a Marson, amelyek nyomai széles körben jelen vannak a bolygó modern felszínén. Az északi féltekén láthatóan felfröccsent a hatalmas, legfeljebb 5 km mély Borealis-óceán vize.

Jelenleg folyékony víz nem létezhet a Mars felszínén: a túl alacsony nyomás lehetővé teszi, hogy a víz szilárd halmazállapotból gázhalmazállapotba kerüljön, megkerülve a folyékony halmazállapotot, nagyon alacsony környezeti hőmérsékleten. A folyékony víz azonban a jég alatt áramolhat, és belső tavakat is képezhet benne, hasonlóan az Antarktiszon.

Fizikai körülmények a Marson

A Mars bolygó hőmérséklete nagyon széles tartományban változik, és általában nulla fok alatt marad. Ennek oka a légkör alacsony vastagsága, a felszínen lévő alacsony nyomás és a bolygó felső talajhorizontjának alacsony hőtehetetlensége. Ráadásul a Mars távolabb helyezkedik el a Naptól, mint a Föld, ezért 43%-kal kevesebb energiát kap.

45. ábra Tavasz a Mars északi féltekén. 3 homokvihar jól látható. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL/Malin Space Science Systems

A Mars alsó légköri rétegében a hőmérséklet szezonális ingadozásoknak van kitéve, csaknem a Földhöz hasonlóan, egyetlen különbséggel: itt az összes évszak időtartama sokkal hosszabb. Tehát az északi féltekén a nyár 178 marsi napig tart, a tél - 155 napig, az átmeneti évszak tavasz és ősz - 193 és 143 napig. A déli féltekén a tavasz és a nyár rövidebb, a tél és az ősz pedig hosszabb. Az évszakok különböző hosszúsága a különböző féltekéken a marsi pálya nagy excentricitásához és a különböző területeken e pálya mentén történő mozgás különböző sebességéhez kapcsolódik. Nyáron az északi féltekén a Mars áthalad az aphelion ponton - az egyenlítőtől legtávolabbi ponton, de a bolygó keringési sebessége ekkor minimális - 22 km/s. Nyáron a déli féltekén a bolygó a legközelebb van a Naphoz, áthalad a perihélium ponton, de a keringési sebesség 26,5 km/s-ra nő. Emiatt az északi féltekén a nyár hosszú és hűvös, a tél pedig rövid és meleg. A Mars déli féltekén a nyarak rövidek és forróak, a telek pedig hosszúak és hidegek.

A Marson a legmagasabb hőmérsékletek az Egyenlítő közelében található napfennsík térségében figyelhetők meg, ahol nyáron nappal +22°C és éjszaka -53°C között ingadozik, télen pedig -100°C-ra is csökkenhet. . A Mars sarkain a hőmérséklet egész évben alacsonyabb, és általában nem emelkedik 0 °C fölé. A Marson mért abszolút maximális levegőhőmérséklet +30°C, a minimum -139°C.

A Marson a talajhőmérséklet a levegő hőmérsékletével ellentétben alig változik egész évben, és még az egyenlítőn is nulla alatt marad. Csak nyáron, a legmelegebb területeken emelkedik a talaj hőmérséklete 0°C-ra. Ez az oka annak, hogy egyes tudósok azt javasolják, hogy a marsi jég föld alatti rétegeit örökfagynak nevezzék.

Nyáron a Mars déli féltekén gyakran előfordulnak hatalmas porviharok, amelyek esetenként az egész bolygót beborítják, és több hónapig is eltartanak. Más évszakokban a viharok ereje és területe sokkal kisebb.

A viharképződés mechanizmusa a meleg levegő felemelkedésével függ össze a túlmelegedett felület felett a sarki sapkákkal szomszédos területeken. Ennek eredményeként hatalmas mennyiségű por kerül a levegőbe, ami viszont a légkör még nagyobb felmelegedéséhez és a felszín további lehűléséhez vezet. A nagy hőmérsékleti különbségek erős szelekhez vezetnek, amelyek több ezer kilométerre is szétteríthetik a viharokat. Idővel a szél sebessége alábbhagy, és a levegőből származó por leülepszik.

Kisebb léptékű légköri jelenségek a Marson a mini tornádók – porördögök. A Földön az ilyen képződmények a sivatagi területeken vagy az egyes erősen meleg területeken figyelhetők meg, és általában kis méretűek. A Marson a magasságuk eléri a kilométeres magasságot, és sorozatosan jelennek meg az örvények.

A viharok és porördögök mellett a földi passzátszelekhez hasonló állandó szelek figyelhetők meg a Marson, amelyek mindkét félteke legmelegebb egyenlítői vidékei felől fújnak a sarkok felé. Útközben a szelet a Coriolis-erő tereli el: az északi féltekén délnyugatra, a délen pedig északnyugatra. A középső szélességeken a levegő lehűl, és visszatér az Egyenlítőhöz. A légkörnek ezt a mozgását Hadley sejtnek nevezik.

A Mars bolygó mágneses tere. A Mars bolygó magnetoszférája

Gyenge mágneses teret rögzítettek a Marson, melynek mágneses indukciója mindössze 0,5 μT. A Mars mágneses tere meglehetősen kiterjedt, de nem globális: a bolygó különböző pontjain erőssége több mint 2-szer változhat. Nyugatról keletre húzódó keskeny csíkoknak tűnik, amelyek helyenként a térerősség hirtelen meredeken megnő, és majdnem megegyezik a Föld mágneses terének erősségével. A csíkok szélessége körülbelül 1000 km.

A bolygó mágneses mezejének alacsony erősségét a magjának gyenge mobilitása magyarázza, aminek következtében a mágneses dinamó mechanizmusa nem jelenik meg teljes erővel.

A Mars bolygó mágneses tere erősebb a déli féltekén, és úgy tűnik, hogy egy már létező globális mező maradványa, amely a mag forgásának mintegy 4 milliárd évvel ezelőtti rendkívüli lelassulásával egy időben tűnt el. Ez idáig a tudósok között nincs egységes álláspont a bolygó magjának leállását okozó eseményről. Csak 2 elmélet létezik. Az első szerint az atommag leállításának oka a Mars ütközése valamilyen nagy űrtárggyal. Hasonló ütközés történt a bolygó északi féltekén is, és ez az ütközés magyarázza az anyag rendellenes eloszlását a Mars különböző féltekéin. A második elmélet szerint, amelyet a Lethbridge-i és York-i egyetem tudósainak csoportja dolgozott ki, éppen ellenkezőleg, az aszteroida volt a mágneses mező okozója. A Mars gravitációs tere által befogott aszteroida árapály-befolyásának eredményeként mindössze 10 ezer év alatt erős konvektív áramlatok keletkeztek a bolygó magjában, ami elegendő volt a mágneses tér létrehozásához. Az aszteroida árapály hatása több millió (vagy több száz millió) éven át fenntartotta a bolygó mágneses terét, amíg a kozmikus test be nem lépett a Roche határvonalába és összeomlott. A mágneses tér fokozatosan gyengült...

A Mars bolygó műholdai

47. ábra Mars-műhold, Phobos. Köszönetnyilvánítás: HiRISE, MRO, LPL (U. Arizona), NASA

46. ​​ábra Mars műhold Deimos. Köszönetnyilvánítás: NASA/JPL-Caltech/Arizonai Egyetem

Két műhold kering a Mars körül: a Phobos (Félelem) és a Deimos (Horror). A Mars holdjait 1877-ben fedezte fel Asaph Hall amerikai csillagász.

A Mars mindkét műholdja kicsi méretű, szabálytalan alakúak, és mindig ugyanazzal az oldallal néznek felé. A Phobos átmérője 22,2 km. A Deimos átmérője még kisebb: mindössze 12,4 km.

Úgy gondolják, hogy a műholdak a bolygó gravitációs mezeje által befogott aszteroidák, amelyek a Naprendszer más részeiről érkeznek.

A Phobos háromszor nagyobb sebességgel mozog a pályáján, mint maga a Mars, és egy marsi napon 3 teljes kört képes megtenni a bolygó körül, és további 78°-ot megtenni. A megfigyelő nyugaton a műhold felemelkedését, keleten a lenyugvását látja.

A Deimos egy lassú műhold. Keringési ideje hosszabb, mint a Mars forgási ideje, bár nem sokkal. A műhold felső csúcsának két szomszédos pillanata közötti idő 130 óra. A Deimos keleten emelkedik és nyugaton nyugszik.

A műholdak gravitációs tere annyira gyengék, hogy nincs légkörük. De meteoritkráterek hálózata borítja őket, amelyek közül a legnagyobb, a phobosi Stickney-kráter átmérője eléri a 10 km-t.

A Mars az egyik legtöbbet fényképezett objektum a Naprendszerben. Teleszkópokról és űrhajókról több százezer fénykép készült mind a Földről, mind a bolygó körüli pályáról, illetve közvetlenül a felszínről.

A Marsról készült ilyen nagyszámú fénykép közül mutatunk néhányat a legérdekesebbek közül.

Hubble kép

Mars bolygó: a fotót a Hubble Űrteleszkóp készítette 2005. október 28-án, amikor a legközelebb volt a Földhöz.

Ha alaposan megnézed, hatalmas porviharokat fogsz látni. Ez a porvihar akkora, mint Texas.

Ezt a képet a Mars-járó készítette. A képen a Victoria-kráter látható. Az Opportunity rover lassan felfelé haladt a kráter peremén, hogy megvizsgálja a sziklafalakat, amelyek folyékony víz jelenlétét jelzik a felszínen.

A képen jól látható a kráter, a belsõ részen pedig a bal oldalon a NASA Phoenix leszállóegysége látható. A képet a Mars Reconnaissance Orbiter készítette.

A Naprendszer legnagyobb kanyonja a csodálatos Valles Marineris a Marson. Több mint 4000 km széles, helyenként akár 7 km mély is.

Ez a kép csak egy része a kanyonnak. A fotót a Mars Express űrszonda készítette.

A Viking keringő által készített több mint 1000 egyedi képet összeillesztve létrehozták ezt az összetett Mars-képet.

Ez az egyik legszebb kép a vörös bolygóról. Az Olimposz-hegy és más nagy vulkánok a kép bal oldalán láthatók. A Valles Marineris lent van, az északi sarki jégsapka pedig felülről látható.