Магнітне поле й магнітосфера

Рельєф

Температурний режим й атмосфера

Фізична характеристика

Згідно з орбітальними спостереженнями й експертизою марсіанських метеоритів, поверхня Марса складається в основному з базальту. Деякі докази свідчать, що частина поверхні Марса багатша на кварц, ніж типовий базальт. Більша частина поверхні вкрита оксидом заліза(III).

Через більшу віддаленість від Сонця Марс отримує на 57 % менше енергії, у порівнянні з тією, що одержує Земля. Середньорічна температура там −60° С. Температура поверхні протягом доби істотно змінюється. Наприклад, у південній півкулі на широті 50 градусів температура в середині осені змінюється від −18 градусів (опівдні) до −63 градусів (увечері). Однак, на глибині 25 м під поверхнею температура практично постійна −60° С і не залежить від сезону. Максимальні значення температури поверхні не перевищують декількох градусів вище 0, а мінімальні значення, зареєстровані на північній полярній шапці, − мінус 138 °C.

Атмосфера Марса досить розріджена. Атмосферний тиск на поверхні змінюється від 0,3 мбар (на горі Олімп) до 12 мбар, із середнім тиском на поверхні близько 6,1 мбар. Це в 160 разів менше тиску на рівні моря нашої планети (1 бар). Висота однорідної атмосфери становить близько 11 км, вона більша, ніж на Землі (6 км), через нижчу гравітацію.

Атмосфера на Марсі складається з 95 % вуглекислого газу, 3 % азоту, 1,6 % аргону й містить сліди кисню й води. Атмосфера дуже запилена через велику кількість мікрочастинок близько 1,5 µm у діаметрі, які надають марсіанському небу рудувато-коричневого відтінку, якщо дивитися з поверхні планети.

У потужний телескоп на поверхні Марса можна розрізнити лише великі темні та світлі ділянки діаметром у сотні й тисячі кілометрів. Добре видно білі полярні шапки Марса. Ще наприкінці XVIII століття видатний англійський астроном В.Гершель помітив, що розміри білих полярних шапок періодично змінюються зі зміною сезону. Улітку шапки випаровуються й зменшуються в розмірах, причому одночасно з полярних ділянок у помірні широти поширюється «хвиля потемніння» ділянок поверхні^].

Наприкінці XIX століття італійські астрономи А.Секкі і Дж. Скіапареллі повідомили, що неодноразово спостерігали на Марсі довгі тонкі темні лінії, які нагадують мережу каналів, і наче зв'язують полярні й помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тому, що ці лінії спостерігалися на межі роздільної здатності. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно безліч долин і тріщин, однак сполучити їх з каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося.

Під поверхнею Марса на окремих ділянках є шар вічної мерзлоти товщиною кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видно незвичайні для планет земної групи застиглі флюїдизовані потоки, за якими можна зробити висновок про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери, здебільшого, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.

Обробка збурень в орбітальному русі космічних апаратів дозволили отримати мапу ареоїда — рівневої поверхні Марса. Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марса, що свідчить про слабкий прояв ізостазії. Особливо добре «видний» Олімп. Ареоїд оконтурює гору западинами глибиною від −300 м до −400 м. Усередині гори ареоїд піднімається до 500 м. Гравітаційні аномалії в гірському регіоні Тарсис досягають 344 мГал на висоті супутника (275 км). Взагалі, гравітаційні аномалії на Марсі перевищують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів. Питання про ізостазію залишається поки відкритим.

Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок — рівнин, — що становлять 35 % усієї поверхні, і піднесених, вкритих безліччю кратерів районів. Значна частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в ряді випадків представлена особливим типом рельєфу — столовими горами, складеними плосковершинними гірками і хребтами.

Над горами Фарсиди, що мають висоту близько 9 км, на висоту до 17 км піднімаються чотири велетенські згаслі вулкани. Найбільший серед них — гора Олімп, розташований на західній околиці гір Фарсида. Він має основу діаметром 600 км і кальдеру на вершині поперечником 60 км. Три вулкани: Аскрійська гора, гора Павлина й гора Арсія розташовано на одній прямій на вершині гір Фарсида. Загалом вулкани підіймаються над середнім рівнем поверхні майже на 26 км. Загалом на Марсі знайдено більше 70 згаслих вулканів, але вони набагато менші як за площею, так і за висотою.

У Марса є магнітне поле, але воно дуже слабке й нестійке. У різних місцях планети напруженість цього поля може відрізнятися від 1,5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з ареографічними. Якщо говорити, що залізне ядро Марса перебуває у відносній нерухомості відносно до його кори, то механізм планетарного динамо, який відповідає за магнітне поле на Землі, на Марсі не працює. Вважається, що планета мала магнітне поле, але після зіткнення з великим небесним тілом ядро втратило майже весь обертальний момент. Сталось це біля 4 млрд років тому.

Читайте також:

<== попередня сторінка	\|	наступна сторінка ==>
Загальна характеристика	\|

Не знайшли потрібну інформацію? Скористайтесь пошуком google:

Генерація сторінки за: 0.017 сек.