Planète rouge mystérieuse

Depuis les temps anciens, l'attention des gens dans le ciel nocturne a été attirée par une petite étoile rouge. De nos jours, chaque jour ouvre de nouvelles pages dans l'étude de l'espace et l'humanité peut se confronter à l'étude de ce monde lointain. La quatrième planète en termes de distance au Soleil est presque 10 fois plus légère que la Terre, sa masse est légèrement inférieure à 11% de celle de la Terre. Mars doit son nom à la teinte rouge donnée à sa surface par l'oxyde de fer, grâce à cette couleur la planète a reçu le nom du dieu de la guerre des anciens Romains. Bien que Mars appartienne aux planètes telluriques, elle a peu de ressemblance avec la Terre. Une atmosphère mince (la pression est environ 160 fois inférieure à celle de la Terre), une plage de température de -140 °C à + 20 °C, une surface parsemée de cratères - un monde inconfortable, mais merveilleux !

L'atmosphère de Mars est radicalement différente de celle de la Terre tant par sa composition que par ses caractéristiques physiques. La pression de surface n'est que de 1/110 de la pression terrestre. Mars, comme Vénus, a un champ magnétique très faible, à la suite duquel le vent solaire transporte progressivement l'atmosphère de la planète dans l'espace. On croyait auparavant que atmosphère martienne se compose principalement d'azote et ce n'est qu'en 1947 que l'on a découvert que 95 % de celui-ci était du dioxyde de carbone. La température moyenne à la surface de la planète est de - 45 degrés Celsius et diminue de 2,5 degrés par kilomètre avec l'augmentation de l'altitude.

Pendant longtemps, Mars a été considérée comme une maison de sauvegarde pour l'humanité. Mais la réalité s'est avérée très dure, qui n'est que le rayonnement à la surface de la planète. Les pommiers sur Mars fleuriront donc très bientôt...

Mars à l'heure actuelle

Mars est désormais une planète froide, sèche et probablement sans vie, mais cela n'a pas toujours été le cas. Au loin, il y avait une atmosphère assez dense et un grand nombre de l'eau. Il y en avait tellement. qu'à la surface de la planète il y avait aussi des lacs, ainsi qu'un vaste système fluvial. Mais, malheureusement, Mars a progressivement perdu son atmosphère sous l'action du vent solaire et est devenue ce qu'elle est aujourd'hui.

• L'image a été prise par l'appareil "Viking 1" en 1976. A gauche on peut voir le "cratère souriant" de Halle

• Le rover martien "Sojourner" près du rocher "Yoga"

• Panneau solaire de l'appareil "Phoenix" et du dispositif de prélèvement de sol

• Le rover martien "Spirit" a photographié sa plate-forme d'atterrissage

• Autoportrait "Curiosité"

• Coucher de soleil au cratère Gale. La photo a été prise par l'appareil "Curiosity" le 15 avril 2015, lors de la 956e mission Sol

• L'aube sur le volcan Olympe présentée par l'artiste néerlandais Kees Venebos

• Le mont Arsia, un volcan thyroïdien éteint dans la province de Tarsis

La question de savoir s'il y a de la vie sur Mars hante les gens depuis de nombreuses décennies. Le mystère est devenu encore plus pertinent après l'apparition de soupçons sur la présence de vallées fluviales sur la planète : si des cours d'eau les traversaient autrefois, la présence de vie sur la planète voisine de la Terre ne peut être niée.

Mars, située entre la Terre et Jupiter, est la septième plus grande planète du système solaire et la quatrième du soleil. La planète rouge est deux fois plus petite que notre Terre : son rayon à l'équateur est de près de 3,4 mille km (le rayon équatorial de Mars est vingt kilomètres plus grand que celui polaire).

De Jupiter, qui est la cinquième planète du Soleil, Mars est située à une distance de 486 à 612 millions de km. La Terre est beaucoup plus proche : la plus petite distance entre les planètes est de 56 millions de km, la plus grande distance est d'environ 400 millions de km.
Il n'est pas surprenant que Mars se distingue très clairement dans le firmament terrestre. Seules Jupiter et Vénus sont plus brillantes qu'elle, et même alors pas toujours : une fois tous les quinze à dix-sept ans, lorsque la planète rouge s'approche de la Terre à une distance minimale, lors du croissant, Mars est l'objet le plus brillant du ciel.

Nommé la quatrième planète dans l'ordre Système solaire en l'honneur du dieu de la guerre Rome antique, par conséquent, le symbole graphique de Mars est un cercle avec une flèche qui est dirigée vers la droite et vers le haut (le cercle symbolise la vitalité, la flèche est un bouclier et une lance).

Planètes terrestres

Mars, ainsi que trois autres planètes les plus proches du Soleil, à savoir Mercure, la Terre et Vénus, font partie des planètes telluriques.

Les quatre planètes de ce groupe sont caractérisées par haute densité... Contrairement aux planètes gazeuses (Jupiter, Uranus), elles sont composées de fer, de silicium, d'oxygène, d'aluminium, de magnésium et d'autres éléments lourds (par exemple, l'oxyde de fer donne une teinte rouge à la surface de Mars). En même temps, la masse des planètes telluriques est bien inférieure à celle des planètes gazeuses : la plus grande planète le groupe terrestre, la Terre, est quatorze fois plus léger que la planète gazeuse la plus légère de notre système - Uranus.

Comme le reste des planètes telluriques, la Terre, Vénus, Mercure, Mars se caractérise par la structure suivante :

• À l'intérieur de la planète se trouve un noyau de fer partiellement liquide d'un rayon de 1480 à 1800 km, avec un mélange insignifiant de soufre;
• manteau de silicate ;
• La croûte, constituée de roches diverses, principalement de basalte (l'épaisseur moyenne de la croûte martienne est de 50 km, le maximum est de 125).

Il est à noter que les troisième et quatrième planètes du groupe terrestre du Soleil ont des satellites naturels. La Terre en a un - la Lune, mais Mars en a deux - Phobos et Deimos, qui ont été nommés d'après les fils du dieu Mars, mais dans l'interprétation grecque, qui l'ont toujours accompagné au combat.

Selon l'une des hypothèses, les satellites sont des astéroïdes piégés dans le champ gravitationnel de Mars, donc les satellites sont de petite taille et ont une forme irrégulière. Dans le même temps, Phobos ralentit progressivement son mouvement, ce qui entraînera à l'avenir sa désintégration ou sa chute sur Mars, mais le deuxième satellite, Deimos, au contraire, s'éloigne progressivement de la planète rouge.

Une autre fait intéressantà propos de Phobos, c'est que, contrairement à Deimos et aux autres satellites des planètes du système solaire, il s'élève du côté ouest et dépasse l'horizon à l'est.

Soulagement

Autrefois, le mouvement des plaques lithosphériques avait eu lieu sur Mars, ce qui provoquait la montée et la chute de la croûte martienne (les plaques tectoniques se déplacent maintenant, mais pas aussi activement). Le soulagement est remarquable par le fait que malgré le fait que Mars soit l'une des plus petites planètes, bon nombre des plus gros objets du système solaire se trouvent ici :

Voici le plus haute montagne de ceux découverts sur les planètes du système solaire - le volcan inactif Olympe : sa hauteur depuis la base est de 21,2 km. Si vous regardez la carte, vous pouvez voir que la montagne est entourée grande quantité petites collines et crêtes.

Sur la planète rouge se trouve plus grand système canyons, connus sous le nom de Mariner Valley : sur la carte de Mars, leur longueur est d'environ 4,5 mille km, largeur - 200 km, profondeur -11 km.

Dans l'hémisphère nord de la planète se trouve le plus grand cratère d'impact: son diamètre est d'environ 10,5 mille km, sa largeur - 8,5 mille km.

Fait intéressant : la surface des hémisphères sud et nord est très différente. Du côté sud, le relief de la planète est légèrement surélevé et fortement parsemé de cratères.

La surface de l'hémisphère nord, en revanche, est inférieure à la moyenne. Il n'y a pratiquement pas de cratères dessus et ce sont donc des plaines lisses qui se sont formées par la propagation de la lave et des processus d'érosion. Dans l'hémisphère nord se trouvent également les hautes terres volcaniques, Elysium et Tarsis. La longueur de Tarsis sur la carte est d'environ deux mille kilomètres, et de taille moyenne système montagneux - une dizaine de kilomètres (ici le volcan Olympe).

La différence de relief entre les hémisphères n'est pas une transition en douceur, mais représente une large frontière sur toute la circonférence de la planète, qui n'est pas située le long de l'équateur, mais à trente degrés de celui-ci, formant une pente dans la direction nord (le long de cette frontière il y a les zones les plus érodées). À l'heure actuelle, les scientifiques expliquent ce phénomène pour deux raisons :

1. Au début de la formation de la planète, les plaques tectoniques, étant côte à côte, ont convergé dans un hémisphère et se sont figées;
2. La frontière est apparue après la collision d'une planète avec un objet spatial de la taille de Pluton.

Pôles de la planète rouge

Si vous regardez attentivement la carte de la planète du dieu Mars, vous pouvez voir qu'aux deux pôles se trouvent des glaciers d'une superficie de plusieurs milliers de kilomètres, constitués de glace d'eau et de dioxyde de carbone gelé, et leur épaisseur varie d'un mètre à quatre kilomètres.

Un fait intéressant est qu'au pôle Sud, les appareils ont trouvé des geysers actifs : au printemps, lorsque la température de l'air augmente, des fontaines de gaz carbonique décoller au-dessus de la surface, soulevant du sable et de la poussière

Selon la saison, les calottes polaires changent de forme chaque année : au printemps, la glace sèche, contournant la phase liquide, se transforme en vapeur, et la surface exposée commence à s'assombrir. En hiver, les calottes glaciaires augmentent. Dans le même temps, une partie du territoire, dont la superficie sur la carte est d'environ mille kilomètres, est constamment recouverte de glace.

L'eau

Jusqu'au milieu du siècle dernier, les scientifiques pensaient que l'eau pouvait être trouvée sur Mars à l'état liquide, ce qui donnait des raisons de dire que la vie sur la planète rouge existait. Cette théorie était basée sur le fait que les zones claires et sombres étaient clairement visibles sur la planète, qui ressemblaient beaucoup aux mers et aux continents, et les longues lignes sombres sur la carte de la planète ressemblaient à des vallées fluviales.

Mais, après le tout premier vol vers Mars, il est devenu évident que l'eau, en raison d'une pression atmosphérique trop basse, ne peut pas être à l'état liquide sur soixante-dix pour cent de la planète. Il est suggéré qu'il existait : ce fait est mis en évidence par les particules microscopiques trouvées de l'hématite minérale et d'autres minéraux, qui ne se forment généralement que dans les roches sédimentaires et ont clairement succombé à l'action de l'eau.

Aussi, de nombreux scientifiques sont convaincus que les bandes sombres sur les hauteurs des montagnes sont des traces de la présence d'eau salée liquide à l'heure actuelle : les écoulements d'eau apparaissent à la fin de l'été et disparaissent au début de l'hiver.

Le fait qu'il s'agisse d'eau est mis en évidence par le fait que les rayures ne passent pas par-dessus l'obstacle, mais s'enroulent plutôt autour d'eux, divergent parfois puis se confondent à nouveau (elles sont très clairement visibles sur la carte de la planète). Certaines caractéristiques du relief indiquent que les lits des rivières, lors de la montée progressive de la surface, se sont déplacés et ont continué à s'écouler dans une direction qui leur convenait.

Un autre fait intéressant indiquant la présence d'eau dans l'atmosphère est celui des nuages ​​​​épais, dont l'apparition est associée au fait que le relief inégal de la planète dirige les masses d'air vers le haut, où elles se refroidissent, et la vapeur d'eau qu'elles contiennent se condense en glace cristaux.

Des nuages ​​apparaissent au-dessus des canyons du Mariner à une altitude d'environ 50 km, lorsque Mars est au point de périhélie. Les courants d'air venant de l'est étirent les nuages ​​sur plusieurs centaines de kilomètres, en même temps leur largeur est de plusieurs dizaines.

Zones sombres et claires

Malgré l'absence de mers et d'océans, les noms attribués aux zones claires et sombres sont restés. Si vous regardez la carte, vous remarquerez que les mers sont majoritairement situées dans l'hémisphère sud, elles sont bien visibles et bien étudiées.

Mais quelles sont les zones sombres sur la carte de Mars - ce mystère n'a pas encore été résolu. Avant l'avènement des engins spatiaux, on croyait que les zones sombres étaient recouvertes de végétation. Maintenant, il est devenu évident que dans les endroits où il y a des rayures et des taches sombres, la surface est constituée de collines, de montagnes, de cratères, avec des collisions dont les masses d'air soufflent de la poussière. Par conséquent, le changement de taille et de forme des taches est associé au mouvement de la poussière, qui a une lumière claire ou sombre.

Amorçage

Selon de nombreux scientifiques, une autre preuve de l'existence de la vie sur Mars est le sol de la planète, composé en grande partie de silice (25%), qui, en raison de sa teneur en fer, donne au sol une teinte rougeâtre. Le sol de la planète contient beaucoup de calcium, magnésium, soufre, sodium, aluminium. Le taux d'acidité du sol et certaines de ses autres caractéristiques sont si proches de ceux terrestres que les plantes pourraient facilement s'y enraciner, donc, théoriquement, la vie dans un tel sol peut bien exister.

La présence de glace d'eau a été constatée dans le sol (ces faits ont été confirmés par la suite plus d'une fois). Le mystère a finalement été résolu en 2008, lorsqu'une des sondes, restée au pôle Nord, a pu extraire de l'eau du sol. Cinq ans plus tard, des informations ont été publiées selon lesquelles la quantité d'eau dans les couches superficielles du sol de Mars était d'environ 2%.

Climat

La planète rouge tourne sur son axe à un angle de 25,29 degrés. Grâce à cela, le jour solaire est ici de 24 heures 39 minutes. 35 secondes, alors que l'année sur la planète du dieu Mars en raison de l'allongement de l'orbite dure 686,9 jours.
La planète du quatrième ordre du système solaire a des saisons. Certes, le temps estival dans l'hémisphère nord est froid : l'été commence lorsque la planète est aussi loin que possible de l'étoile. Mais au sud, il fait chaud et court : à ce moment, Mars se rapproche le plus possible de l'étoile.

Mars est caractérisée par un temps froid. La température moyenne de la planète est de -50 °C : en hiver la température au pôle est de -153 °C, tandis qu'à l'équateur en été elle est légèrement supérieure à +22 °C.

Un rôle important dans la distribution de la température sur Mars est joué par de nombreux tempête de sable commençant après la fonte des glaces. À ce moment, la pression atmosphérique augmente rapidement, à la suite de quoi de grandes masses de gaz commencent à se déplacer vers l'hémisphère voisin à une vitesse de 10 à 100 m / s. Dans le même temps, une énorme quantité de poussière s'élève de la surface, ce qui masque complètement le relief (même le volcan Olympe n'est pas visible).

Atmosphère

L'épaisseur de la couche atmosphérique de la planète est de 110 km, et près de 96% de celle-ci est constituée de dioxyde de carbone (l'oxygène n'est que de 0,13%, l'azote est légèrement plus : 2,7%) et est très raréfié : la pression de l'atmosphère de la planète rouge est 160 fois moins que près de la Terre, alors qu'en raison de la grande différence d'altitude, il fluctue fortement.

Il est intéressant de noter qu'en hiver, environ 20 à 30% de l'atmosphère entière de la planète est concentrée et gèle jusqu'aux pôles, et pendant la fonte de la glace, elle retourne dans l'atmosphère, contournant l'état liquide.

La surface de Mars est très mal protégée des invasions d'objets célestes et des vagues de l'extérieur. Selon l'une des hypothèses, après une collision avec un gros objet à un stade précoce de son existence, l'impact était tel que la rotation du noyau s'est arrêtée et la planète a perdu plus ambiance et champ magnétique qui étaient un bouclier, la protégeant de l'invasion corps célestes et le vent solaire, qui transporte avec lui le rayonnement.

Par conséquent, lorsque le Soleil apparaît ou recule derrière l'horizon, le ciel de Mars est rose rougeâtre et une transition du bleu au violet est perceptible près du disque solaire. Pendant la journée, le ciel devient jaune orangé, ce qui est donné par la poussière rougeâtre de la planète volant dans l'atmosphère raréfiée.

La nuit, l'objet le plus brillant dans le ciel de Mars est Vénus, derrière lui se trouve Jupiter avec des satellites, en troisième place se trouve la Terre (puisque notre planète est située plus près du Soleil, pour Mars elle est interne, donc elle n'est visible que dans le matin ou le soir).

Y a-t-il de la vie sur Mars

La question de l'existence de la vie sur la planète rouge est devenue particulièrement populaire après la publication du roman gallois "La guerre des mondes", selon l'intrigue selon laquelle notre planète a été capturée par des humanoïdes et les terriens n'ont réussi à survivre que miraculeusement. Depuis, les secrets de la planète située entre la Terre et Jupiter intriguent depuis plus d'une génération, et de plus en plus de personnes s'intéressent à la description de Mars et de ses satellites.

Si vous regardez la carte du système solaire, il devient évident que Mars est à une courte distance de nous, donc, si la vie pouvait apparaître sur Terre, alors elle pourrait bien apparaître sur Mars.

L'intrigue est également chauffée par des scientifiques qui rapportent la présence d'eau sur la planète du groupe terrestre, ainsi que des conditions propices au développement de la vie dans la composition du sol. En outre, des images sont souvent publiées sur Internet et des magazines spécialisés dans lesquels des pierres, des ombres et d'autres objets qui y sont représentés sont comparés à des bâtiments, des monuments et même des restes de représentants bien conservés de la flore et de la faune locales, essayant de prouver la l'existence de la vie sur cette planète et percer tous les secrets de Mars.

Mars, la quatrième des planètes telluriques, fait environ la moitié de la taille de la Terre (rayon équatorial de 3394 km) et neuf fois moins en masse. L'accélération de la gravité à la surface de la planète est de 376 cm/sec2. Le diamètre angulaire de Mars lors des grandes oppositions est de 25", lors de l'aphélie 14". Des détails stables sont observés à la surface de Mars, ce qui a permis de déterminer la période de sa rotation avec une très grande précision : 24h 37m 22s, 6. L'équateur de la planète est incliné par rapport au plan de son orbite de 24°56", presque le même que celui de la Terre. Par conséquent, il y a un changement de saisons sur Mars, très similaire à celui de la Terre, à la seule différence que l'été dans l'hémisphère sud de Mars est plus chaud et plus court que dans le nord, puisqu'il se produit près du passage de la planète à son périhélie. L'année martienne dure 687 jours terrestres.

Les détails vus avec un télescope sur le disque de Mars peuvent être classés comme suit :

• 1. Zones lumineuses, ou continents, occupant les 2/3 du disque. Ils représentent des champs lumineux uniformes de couleur orange-rougeâtre.
• 2. Les calottes polaires sont des taches blanches qui se forment autour des pôles en automne et disparaissent au début de l'été. Ce sont les détails les plus visibles. En plein hiver, les calottes polaires occupent la surface jusqu'à 50° de latitude. En été, la calotte polaire nord disparaît entièrement, avec un petit vestige de la calotte sud. Les calottes polaires ressortent en grand contraste à travers les filtres bleus.
• 3. Zones sombres (ou mers) qui occupent 1/3 du disque. Ils sont visibles sur fond de zones lumineuses sous forme de taches, de tailles et de formes différentes. Les zones sombres isolées de petite taille sont appelées lacs ou oasis. En poussant dans les continents, les mers forment des baies. Les continents et les mers sont de couleur rougeâtre.

Le rapport de luminosité des continents et des mers est maximum dans la région rouge et infrarouge (jusqu'à 50% pour les mers les plus sombres), dans les rayons jaunes et verts il est moindre, en bleu sur le disque de Mars les mers ne diffèrent pas du tout.

Les zones sombres, ainsi que les calottes polaires, participent à un cycle de changements saisonniers périodiques. En hiver, les zones sombres sont les moins contrastées. Au printemps, une bordure sombre se forme le long de la bordure de la calotte polaire et le contraste des zones sombres qui l'entourent augmente. L'assombrissement s'étend progressivement vers l'équateur, couvrant de plus en plus de nouvelles zones. De nombreux détails qui ne diffèrent pas dans un hémisphère donné en hiver deviennent clairement visibles en été. L'onde qui s'assombrit se propage à une vitesse d'environ 30 km par jour. Dans certaines régions, les changements se répètent régulièrement d'année en année, dans d'autres, cela se produit différemment chaque printemps. En plus des changements saisonniers récurrents, il y a eu un certain nombre de fois la disparition et l'apparition irréversibles de détails sombres (changements séculaires). Les zones claires ne participent pas au cycle saisonnier, mais peuvent connaître des changements séculaires irréversibles.

4. Les nuages ​​sont des détails temporaires localisés dans l'atmosphère. Parfois, ils couvrent une grande partie du disque, empêchant l'observation des zones sombres. Il existe deux types de nuages ​​: les nuages ​​jaunes, selon l'opinion générale, poussiéreux (il y a des cas où des nuages ​​jaunes couvrent tout le disque pendant des mois ; de tels phénomènes sont appelés "tempêtes de poussière"); nuages ​​blancs, probablement constitués de cristaux de glace comme des cirrus terrestres.

V dernières années l'étude de Mars a beaucoup progressé grâce à l'utilisation de stations interplanétaires automatiques. L'américain AMS Mariner 4 a photographié Mars pour la première fois à courte distance (environ 10 000 km) en 1965.

Il s'est avéré que Mars, comme la Lune, est couverte de cratères. Car "Mariner-4" a volé près de Mars et l'a photographié "Mariner-6" et "Mariner-7", et en 1971, quelques mois après la grande opposition, ses premiers satellites artificiels, fabriqués par des mains de terriens, sont entrés en orbite autour de Mars : deux soviétiques ("Mars-2" et "Mars-3") et un américain ("Mariner-9"). Leurs programmes différaient considérablement et se complétaient mutuellement. Le satellite américain visait principalement à photographier Mars ; il a obtenu plusieurs milliers de photographies avec une résolution d'environ 1 km, couvrant la quasi-totalité de la surface de Mars.

Les satellites soviétiques prenaient des photographies dans un volume beaucoup plus petit, mais ils étaient équipés d'un grand nombre d'équipements conçus pour étudier la surface de Mars, son atmosphère et l'espace quasi-planétaire. méthodes physiques... Un radiomètre infrarouge a été utilisé pour mesurer la température de la couche superficielle et simultanément avec un radiotélescope la température du sol à une profondeur de plusieurs dizaines de centimètres ; la luminosité à diverses longueurs d'onde, la pression atmosphérique et l'altitude ont été mesurées à partir de l'intensité des bandes de CO2, de la teneur en H2O dans l'atmosphère, du champ magnétique, de la composition et de la température de la haute atmosphère, de la concentration d'électrons dans l'ionosphère et du comportement de matière interplanétaire au voisinage de Mars.

Le véhicule de descente s'est séparé du vaisseau spatial Mars-3, qui a effectué un atterrissage en douceur sur la surface de Mars pour la première fois. Le programme soviétique d'exploration de Mars avec un vaisseau spatial reçu la poursuite du développement en 1974, lorsque quatre vaisseaux spatiaux soviétiques sont arrivés sur la planète. L'un d'eux, Mars-6, a atterri à la surface et, lors de sa descente dans l'atmosphère, a pour la première fois mesuré directement sa composition, sa température et sa pression. Mars-5 est entré sur l'orbite d'un satellite artificiel de la planète, et Mars-4 et Mars-7 ont effectué des études de la planète et de l'espace interplanétaire sur des trajectoires de survol.

Des photographies de surface prises depuis Mariner 9, Mars 4 et Mars 5 ont montré que la surface de Mars est très diverse en termes de formes géologiques. La majeure partie est couverte de cratères, mais il y a aussi des zones plates, presque dépourvues de cratères. Parmi les cratères, il y a ceux qui sont situés au sommet d'énormes montagnes en forme de cône. Cette disposition signifie que ce ne sont pas des cratères de météorites, mais des cratères volcaniques. Sur les pistes les plus grands volcans il y a peu de cratères de météorites et, par conséquent, ces volcans sont "jeunes", ils se sont formés relativement récemment. Ainsi, Mars est une planète géologiquement active. Mars, apparemment, a son propre champ magnétique, bien que beaucoup plus faible que la Terre ; l'existence de son propre champ magnétique indique la présence d'un noyau liquide au centre de la planète.

À la surface de Mars, il existe des formations très similaires à des lits de rivières asséchés. Le 20 juillet 1976, l'atterrisseur américain Viking-1 s'est posé à la surface de Mars.

Le paysage martien est très similaire à certains déserts terrestres. Il y a des dunes de sable en pente et de nombreuses pierres angulaires.

La carte de Mars montre la trace le long de laquelle les mesures ont été prises pour un passage donné. Les appareils « voyaient » en premier Hémisphère sud Mars et en une demi-heure leurs axes optiques ont traversé toute la planète du sud au nord. On peut voir que les zones les plus sombres sont également plus chaudes (elles absorbent plus de chaleur solaire).

Dans les régions septentrionales (latitude j> 45°), la température descend à très niveau faible, environ 150°C. C'est la zone de la calotte polaire. Elle se manifeste par une forte augmentation de la luminosité dans rayons ultraviolets(0,37 micron), mais pas du tout visible dans le proche infrarouge (1,38 micron ; ici, la planète brille toujours par un rayonnement réfléchi et non thermique). Cela signifie que nous voyons dans dans ce cas pas de neige ou de glace à la surface, mais des nuages ​​(faits de cristaux minces) flottant dans l'atmosphère. Les tailles des cristaux sont si petites qu'ils ne diffusent plus la lumière à une longueur d'onde d'environ 1 micron. Il est possible qu'il s'agisse de cristaux de glace H2O ordinaire : nous voyons à quel point la teneur en vapeur d'H2O chute ici. Il doit entrer dans une phase solide. À ces températures, le dioxyde de carbone peut également se condenser.

La température de surface de Mars varie considérablement. A l'équateur, elle atteint +30°C le jour et -100°C la nuit. Cela est dû à la faible conductivité thermique du sol martien. Il est presque aussi bas que celui de la lune.

Le plus basse température se passe en hiver à la surface des calottes polaires (-125°C).

Dans le spectre de Mars, des bandes de CO2 bien visibles sont observées, bien qu'elles soient plus faibles que dans le spectre de Vénus (voir Fig. 166). Les nuages ​​sur Mars couvrent généralement une partie insignifiante de la surface (contrairement à Vénus), et donc, à partir d'observations spectroscopiques, il est possible de déterminer la valeur absolue du CO2 dans l'atmosphère. Étant donné que la pression totale du gaz affecte l'intensité des lignes faibles et fortes de différentes manières, elle peut également être déterminée. Les équipements installés sur "Mars-6" et "Viking-1 et 2" ont mesuré la pression dans l'atmosphère de Mars directement à l'aide de capteurs barométriques. Elle est égale en surface à une moyenne de 6 mb. Des mesures directes ont été faites sur "Viking-1 et 2" composition chimique passant par. spectromètre de masse, qui a montré que l'atmosphère de Mars est à 95 % de CO2.

La pression dans différentes régions de Mars peut différer plusieurs fois en raison de la différence d'altitude. Le plus zones élevées Mars se situe à 20 km au-dessus du plus bas.

Fait intéressant, les zones sombres et claires sont également susceptibles d'être basses et hautes. L'hémisphère nord est dominé par des régions basses.

On trouve des raies de vapeur d'eau dans le spectre de Mars. Lors d'observations au sol, elles ne peuvent être séparées des lignes terrestres qu'en raison du décalage Doppler, car elles sont très faibles. Lors de l'observation à partir d'engins spatiaux, cette difficulté est absente. Un exemple d'observations à partir d'un engin spatial a été donné ci-dessus.

La teneur en vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars varie dans le temps et est différente selon les régions. Parfois elle est inférieure à la limite de détection (environ 1 micron d'eau précipitée pour les mesures faites sur Mars 3), parfois elle atteint 50 microns. C'est l'épaisseur d'un film d'eau qui recouvrirait la planète si tout se condensait. vapeur d'eau atmosphérique. Sur Terre, l'atmosphère contient environ 1000 fois plus d'eau. La température moyenne de Mars (200°K) est sensiblement inférieure à celle de la Terre, et une couche de pergélisol est à prévoir sous sa surface, ce qui retarde la libération d'H2O depuis l'intérieur de la planète.

Notez que l'eau ne peut pas exister en phase liquide aux températures et pressions martiennes ; il ne peut être que sous forme de glace ou de vapeur.

En plus de H2O, d'autres petits composants ont été trouvés dans l'atmosphère de Mars - N2 (2,5 %), Ar (1,5 %), CO (~ 0,01 %), O2 (~ 0,01 %), traces d'ozone O3. Les calottes polaires de Mars sont de nature complexe. Ce n'est que sur les bords et seulement à certaines périodes de temps spécifiques que se trouvent ces nuages. Une grande partie de la calotte polaire visible est constituée de sédiments solides à la surface, et ce sédiment est formé de dioxyde de carbone gelé avec un mélange de glace d'eau ordinaire. Les calottes polaires (principalement celle qui ne s'évanouit pas complètement au sud) contiennent plus de CO2 et H2O que l'atmosphère. La suggestion suivante très intéressante a été faite.

En raison de la précession de l'axe polaire de Mars, une fois tous les 50 000 ans, il s'avère que les deux calottes polaires disparaissent complètement puis la pression dans l'atmosphère augmente, la teneur en H2O augmente et du liquide apparaît. l'eau. Peut-être pendant ces périodes une rivière coulait-elle, quittant le canal.

Pendant le vol des Américains et des Soviétiques stations spatiales près de Mars, des expériences ont été menées pour balayer son atmosphère avec des ondes radio, les mêmes que dans l'étude de Vénus. Ils ont permis de déterminer la pression atmosphérique et la température en altitude< 40 км и, кроме того, электронную концентрацию в ионосфере планеты. Максимум ионизации был найден на высоте 120 км, где электронная концентрация на дневной стороне планеты равна 105 см -3, т.е. на порядок меньше, чем в земной ионосфере.

Maintenant que nous avons exposé les données d'observation de base sur la surface et l'atmosphère de Mars, nous allons examiner les explications possibles des changements saisonniers périodiques dans les régions sombres associés dans le temps à la fonte de la calotte polaire. L'un d'eux est qu'au printemps, lorsque la sublimation des calottes polaires commence, le sol dégèle et l'humidité augmente. Au fil du temps, ce processus de dégel s'étend jusqu'à l'équateur, provoquant l'obscurcissement des mers et des oasis. Si les processus d'assombrissement sont associés à une augmentation de l'humidité du sol, alors il y a deux possibilités :

• 1) les zones sombres sont occupées par la végétation, qui, comme la terre, avec le début du printemps, entre dans une phase active en raison d'une augmentation de la température et de l'humidité ;
• 2) les zones sombres sont recouvertes d'une sorte de matériau minéral qui s'assombrit avec l'augmentation de la température ou de l'humidité.

Cependant, le processus de brunissement périodique peut ne pas être du tout lié à l'humidité. Par exemple, cela peut être causé par des changements saisonniers périodiques dans la direction du vent. Au printemps, le vent emporte les plus petites particules des zones maritimes et la mer s'assombrit, à l'automne, les petites particules se déplacent dans la direction opposée.

La capacité des zones sombres à récupérer a longtemps été notée. Sur Mars, il y a souvent des tempêtes de poussière, qui, semble-t-il, auraient dû couvrir les mers depuis longtemps.

Rien de tel ne se produit. Peu après la fin de la tempête de poussière, le contraste des zones sombres est entièrement restauré. Cette propriété s'explique facilement si l'on suppose que les zones sombres sont couvertes de végétation. Mais encore une fois, si l'on suppose que les mers sont des zones d'où les particules plus petites sont facilement soufflées par le vent, la restauration du contraste peut s'expliquer sans invoquer l'hypothèse de la végétation.

Ainsi, les phénomènes qui peuvent être considérés comme une indication de l'activité de la biosphère martienne sont :

• 1) changements saisonniers périodiques dans les zones sombres ;
• 2) la connexion des changements saisonniers périodiques dans les zones sombres avec la sublimation des calottes polaires ;
• 3) la capacité des zones sombres à se régénérer (restaurer le contraste).

Tous, comme nous l'avons vu, peuvent avoir une explication qui est très loin d'être processus biologiques... La basse pression atmosphérique et les énormes fluctuations de température quotidiennes (au moins 100 °) font que de nombreux chercheurs ont une attitude négative face à la possibilité de l'existence d'une biosphère sur Mars. D'autre part, l'énorme adaptabilité des organismes vivants est également connue. Micro-organismes ( bactéries anaérobies) capable de transporter basses pressions et la température et n'ayant pas besoin d'oxygène. Dès lors, la recherche d'organismes vivants sur Mars ne semble pas totalement désespérée. De telles recherches seront, apparemment, effectuées à l'aide d'un AMS capable d'atterrir en douceur sur la surface martienne.

Mars possède deux satellites, Phobos et Deimos, qui ont été découverts par l'astronome américain Hall en 1877. Ils sont très proches de la planète et sont faibles (+ 11m, 5 et + 12m, 5), il est donc difficile de les observer. Phobos est situé à une distance de 2,77 rayon de la planète de son centre et sa période orbitale est de 7h 39m 14s, soit beaucoup moins que la période de rotation de Mars. En conséquence, Phobos s'élève à l'ouest, malgré le fait que son sens de circulation soit direct. Deimos orbite à une distance moyenne de 6,96 rayons planétaires, avec une période de 30h 17m 55s. En figue. 177 montre une photographie de Phobos prise du tableau de "Mariner-9". Sa surface est beaucoup plus cratérisée que celle de Mars, en raison de absence totaleérosion atmosphérique. Les deux satellites sont de forme irrégulière. Phobos est à environ 22-25 km de diamètre, Deimos est à environ 13 km.

Les quatre planètes telluriques ont beaucoup en commun dans leurs caractéristiques. Presque toute la matière est concentrée dans la lithosphère. Les masses sont comprises entre 1,510-7 et 3 ; 10-6 M¤ et des rayons environ de 3,510-3 à 9,0 × 10-3 R¤. Les densités moyennes se situent dans des limites encore plus étroites - de 4,0 (Mars) à 5,4-5,5 g / cm3 (les trois autres planètes). Apparemment, dans les profondeurs de toutes les planètes de ce groupe, il existe une différenciation chimique: les éléments lourds (en particulier Fe) sont concentrés vers le centre, légers et en même temps plus fusibles - dans les coques extérieures; la croûte et le manteau sont composés de roches silicatées. Peut-être que les quatre planètes ont un noyau liquide. Par au moins il y a des volcans sur deux planètes (Terre et Mars). À la surface des quatre planètes, il y a, à une échelle ou à une autre, des traces d'activité tectonique (processus de construction de montagnes).

Tous ont été soumis à un fort bombardement de météorites, qui a été l'un des principaux facteurs de la formation de la surface de Mars et de Mercure. Sur Terre, les cratères de météorites sont presque entièrement effacés par les processus tectoniques et érosifs ; sur Vénus, ils semblent avoir été beaucoup mieux conservés. La seule source d'énergie qui détermine la température et le climat des planètes telluriques est le rayonnement solaire. Le flux de chaleur interne est négligeable par rapport au flux de rayonnement solaire.

Trois des quatre planètes ont une atmosphère. Vénus et Mars sont similaires dans la composition de l'atmosphère : le dioxyde de carbone est le constituant principal dans les deux cas, mais ses quantités sont très différentes. La composition de l'atmosphère terrestre est complètement différente: l'azote, l'oxygène, le dioxyde de carbone sont très petits et, en plus, la Terre a une hydrosphère - une énorme quantité d'eau (qui, au contraire, est très petite sur Vénus et Mars ). Les différences sont grandes, mais il y en a de très importantes. caractéristiques communes: gaz légers - hydrogène et hélium, les éléments les plus abondants (qui font partie du Soleil, des étoiles et du gaz interstellaire) ne sont présents que sous forme de petits composants ; tous les gaz, qui sont les principaux composants de l'atmosphère - (CO2, N2) et l'eau sont des produits de l'évolution des gaz volcaniques. L'oxygène sur Terre est un produit secondaire résultant de la décomposition de H2O résultant de processus photochimiques et biologiques. Les atmosphères modernes des planètes telluriques (et de l'hydrosphère terrestre) sont définitivement d'origine secondaire - dans le sens où elles ont été séparées par la lithosphère après sa formation.

L'atmosphère primaire, qui se composait principalement de gaz légers laissés par la nébuleuse protoplanétaire, ne pourrait survivre (si une telle atmosphère existait du tout) que très un bref délais et a dû se dissiper rapidement.

La quantité de CO2 et de N2 libérée pendant l'existence des planètes (5109 ans) est approximativement la même sur Terre et sur Vénus, et, apparemment, beaucoup plus d'eau a été libérée sur Terre. Eau liquide dissout très bien le CO2 et le convertit en roches carbonatées. En conséquence, l'hydrosphère sur Terre a éliminé la quasi-totalité du dioxyde de carbone, mais sur Vénus, il ne s'est pas formé et le CO2 est resté complètement dans l'atmosphère. Sur Mars, le taux global de libération de gaz est apparemment inférieur de deux ordres de grandeur à celui de Vénus, et, en outre, la majeure partie de la quantité libérée de CO2 et de H2O est associée dans les calottes polaires et dans le sol (en raison de adsorption et formation de pergélisol).

Mercure est presque complètement dépourvu d'atmosphère. Pendant ce temps, l'accélération de la gravité à sa surface est presque la même que celle de Mars, et elle pourrait probablement retenir du CO2 s'il accumulait autant que sur Mars. Une grande partie des processus de formation et d'évolution des atmosphères planétaires n'est pas encore comprise, c'est l'un des problèmes les plus intéressants physique des planètes, dont le développement ne fait que commencer.

Notez qu'il a une certaine valeur pratique, puisqu'il devrait prédire l'évolution future de l'atmosphère et du climat de la Terre.

L'orbite de Mars étant allongée, la distance au Soleil change de 21 millions de km au cours de l'année. La distance à la Terre n'est pas non plus constante. Dans les Grandes oppositions des planètes, qui se produisent une fois tous les 15-17 ans, lorsque le Soleil, la Terre et Mars s'alignent sur une même ligne, Mars se rapproche le plus possible de la Terre à 50-60 millions de km. La dernière Grande Opposition remonte à 2003. La distance maximale de Mars à la Terre atteint 400 millions de km.

Une année sur Mars est presque deux fois plus longue que la Terre - 687 jours terrestres. L'axe est incliné sur orbite - 65 °, ce qui entraîne un changement de saison. La période de rotation autour de son axe est de 24,62 heures, soit seulement 41 minutes de plus que la période de rotation de la Terre. L'inclinaison de l'équateur par rapport à l'orbite est presque semblable à celle de la Terre. Cela signifie que le changement de jour et de nuit et le changement de saisons sur Mars sont presque les mêmes que sur Terre.

Selon les calculs, le noyau de Mars a une masse allant jusqu'à 9% de la masse de la planète. Il se compose de fer et de ses alliages et est à l'état liquide. Mars a une croûte épaisse de 100 km d'épaisseur. Entre eux se trouve un manteau de silicate enrichi en fer. La couleur rouge de Mars est précisément due au fait que son sol est à moitié composé d'oxydes de fer. La planète semblait être "rouillé".

Le ciel au-dessus de Mars est violet foncé, et étoiles brillantes visible même en journée par temps calme et calme. L'atmosphère a la composition suivante (Fig. 46): dioxyde de carbone - 95%, azote - 2,5, hydrogène atomique, argon - 1,6%, le reste - vapeur d'eau, oxygène. En hiver, le dioxyde de carbone gèle en glace sèche. Dans l'atmosphère, il y a des nuages ​​rares, sur les basses terres et au fond des cratères dans les heures froides de la journée, il y a des brouillards.

Riz. 46. ​​​​Composition de l'atmosphère de Mars

La pression atmosphérique moyenne au niveau de la surface est d'environ 6,1 mbar. C'est 15 000 fois moins que, et 160 fois moins que la surface de la Terre. Dans les dépressions les plus profondes, la pression atteint 12 mbar. L'atmosphère de Mars est fortement déchargée. Mars est une planète froide. La température la plus basse enregistrée sur Mars est de -139°C. La planète est caractérisée par une forte baisse de température. La plage de température peut être de 75 à 60 ° C. Mars a zones climatiques comme les terrestres. Dans la zone équatoriale à midi, la température monte à + 20-25 ° C et la nuit, elle descend à - 40 ° C. Dans la zone tempérée le matin, la température est de 50-80 ° C.

On pense qu'il y a plusieurs milliards d'années, Mars avait une atmosphère avec une densité de 1-3 bar. A cette pression, l'eau doit être à l'état liquide, et le dioxyde de carbone doit s'évaporer, et un effet de serre pourrait se produire (comme sur Vénus). Cependant, Mars perdait progressivement son atmosphère en raison de sa faible masse. L'effet de serre diminuait, pergélisol et les calottes polaires, qui sont encore observées aujourd'hui.

Mars abrite le plus haut volcan du système solaire, l'Olympe. Sa hauteur est de 27 400 m et le diamètre de la base du volcan atteint 600 km. C'est un volcan éteint qui a probablement craché de la lave il y a environ 1,5 milliard d'années.

Caractéristiques générales de la planète Mars

Actuellement, aucun volcan actif n'a été trouvé sur Mars. Il existe d'autres volcans géants près de l'Olympe : le mont Askriyskaya, le mont Peacock et le mont Arsia, dont la hauteur dépasse les 20 km. La lave qui s'en écoulait, avant de se solidifier, s'est propagée dans toutes les directions, les volcans ressemblent donc plus à des gâteaux en forme qu'à des cônes. Il y a aussi des dunes de sable sur Mars, des canyons et des failles géants, ainsi que des cratères de météorites. Le système de canyons le plus grandiose est la Mariner Valley de 4 000 km de long. Dans le passé, des rivières ont peut-être coulé sur Mars, qui ont quitté les canaux que l'on observe aujourd'hui.

En 1965, la sonde américaine Mariner 4 a transmis les premières images de Mars. La première carte de Mars. Et en 1997, un vaisseau spatial américain a livré un robot sur Mars - un chariot à six roues de 30 cm de long et pesant 11 kg. Le robot était sur Mars du 4 juillet au 27 septembre 1997, étudiant cette planète. Les programmes sur son mouvement ont été diffusés à la télévision et sur Internet.

Mars a deux lunes - Deimos et Phobos.

L'hypothèse de l'existence de deux satellites sur Mars a été exprimée en 1610 par un mathématicien, astronome, physicien et astrologue allemand Johannes Kepler (1571 — 1630), qui a découvert les lois du mouvement planétaire.

Cependant, les satellites de Mars n'ont été découverts qu'en 1877 par un astrologue américain Salle Asaf (1829-1907).

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En détail:

La planète Mars

Principales caractéristiques de Mars

© Vladimir Kalanov,
site"La connaissance, c'est le pouvoir".

Atmosphère de Mars

La composition et d'autres paramètres de l'atmosphère de Mars ont été déterminés assez précisément à ce jour. L'atmosphère de Mars est composée de dioxyde de carbone (96 %), d'azote (2,7 %) et d'argon (1,6 %). L'oxygène est présent en quantité insignifiante (0,13 %). La vapeur d'eau se présente sous forme de traces (0,03 %). La pression à la surface n'est que de 0,006 (six millièmes) de la pression à la surface de la Terre. Les nuages ​​martiens sont constitués de vapeur d'eau et de dioxyde de carbone et ressemblent à peu près à des cirrus au-dessus de la Terre.

La couleur du ciel martien est rougeâtre en raison de la présence de poussière dans l'air. L'air extrêmement raréfié ne transfère pas bien la chaleur, il y a donc une grande différence de température dans différentes parties de la planète.

Malgré la raréfaction de l'atmosphère, ses couches inférieures représentent un obstacle assez sérieux pour les engins spatiaux. Ainsi, les coques de protection coniques des véhicules de descente "Marine-9"(1971) lors du passage de l'atmosphère martienne de ses couches supérieures à une distance de 5 km de la surface de la planète, ils se sont réchauffés jusqu'à une température de 1500°C. L'ionosphère martienne s'étend de 110 à 130 km au-dessus de la surface de la planète.

À propos du mouvement de Mars

Mars est visible depuis la Terre à l'œil nu. Sa magnitude stellaire apparente atteint -2,9 m (à l'approche la plus proche de la Terre), deuxième en luminosité après Vénus, la Lune et le Soleil, mais la plupart du temps Jupiter est plus brillant pour un observateur de la Terre que Mars. Mars se déplace autour du Soleil sur une orbite elliptique, puis s'éloigne de l'étoile de 249,1 millions de km, puis s'en approche à une distance de 206,7 millions de km.

Si vous observez de près le mouvement de Mars, vous remarquerez qu'au cours de l'année, la direction de son mouvement dans le ciel change. Soit dit en passant, cela a été remarqué par les anciens observateurs. À un certain moment, Mars semble se déplacer dans la direction opposée. Mais ce mouvement n'est apparent qu'à partir de la Terre. Naturellement, Mars ne peut effectuer aucun mouvement inverse sur son orbite. Et la visibilité du mouvement inverse est créée parce que l'orbite de Mars est externe par rapport à l'orbite terrestre, et la vitesse moyenne de déplacement en orbite autour du Soleil près de la Terre est plus élevée (29,79 km/s) que celle de Mars (24,1 km/s). Au moment où la Terre commence à dépasser Mars dans son mouvement autour du Soleil, et il semble que Mars ait commencé le contraire, ou, comme l'appellent les astronomes, un mouvement rétrograde. Le diagramme de mouvement inverse (rétrograde) illustre bien ce phénomène.

Principales caractéristiques de Mars

Le nom du paramètre	Indicateurs quantitatifs
Distance moyenne au Soleil	227,9 millions de km
Distance minimale au Soleil	206,7 millions de km
Distance maximale au Soleil	249,1 millions de km
Diamètre de l'équateur	6786 km (Mars fait presque la moitié de la taille de la Terre - son diamètre équatorial est d'environ 53% de celui de la Terre)
Vitesse orbitale moyenne de rotation autour du Soleil	24,1 km/s
Période de rotation autour de son propre axe (Période de rotation équatoriale sidérale)	24 h 37 min 22,6 s
La période de révolution autour du Soleil	687 jours
Satellites naturels connus	2
Masse (Terre = 1)	0,108 (6,418 x 10 23 kg)
Volume (Terre = 1)	0,15
Densité moyenne	3,9 g/cm³
Température moyenne de surface	moins 50 ° (la différence de température est de -153 °C au pôle en hiver et jusqu'à +20 °C à l'équateur à midi)
Inclinaison de l'axe	25 ° 11 "
Inclinaison orbitale par rapport à l'écliptique	1 ° 9 "
Pression de surface (Terre = 1)	0,006
Composition de l'atmosphère	CO 2 - 96 %, N - 2,7 %, Ar - 1,6 %, O 2 - 0,13 %, H 2 O (vapeur) - 0,03 %
Accélération en chute libre à l'équateur	3,711 m/s² (0,378 terrestre)
Vitesse parabolique	5,0 km/s (pour la Terre 11,2 km/s)

Le tableau montre avec quoi haute précision les principaux paramètres de la planète Mars sont déterminés. Ce n'est pas surprenant si l'on garde à l'esprit que les méthodes scientifiques les plus modernes et les équipements de haute précision sont désormais utilisés pour les observations et la recherche astronomiques. Mais avec un sentiment complètement différent, nous nous rapportons à de tels faits de l'histoire de la science, lorsque les scientifiques des siècles passés, qui souvent n'avaient à leur disposition aucun instrument astronomique, à l'exception des plus télescopes simples avec un petit grossissement (maximum 15-20 fois), ils ont fait des calculs astronomiques précis et ont même découvert les lois du mouvement des corps célestes.

Par exemple, rappelons que l'astronome italien Giandomenico Cassini déterminait déjà en 1666 (!) le temps de rotation de la planète Mars autour de son axe. Ses calculs ont donné le résultat 24 heures 40 minutes. Comparez ce résultat avec la période de rotation de Mars autour de son axe, déterminée à l'aide de moyens techniques modernes (24 heures 37 minutes 23 secondes). Avons-nous besoin de nos commentaires ici?

Ou un tel exemple. au tout début du XVIIe siècle, il découvrit les lois du mouvement planétaire, n'ayant ni instruments astronomiques précis ni appareil mathématique pour calculer les aires de figures géométriques telles qu'une ellipse et un ovale. Souffrant d'une déficience visuelle, il a effectué les mesures astronomiques les plus précises.

Des exemples comme ce spectacle grande importance l'activité et l'enthousiasme dans la science, ainsi que le dévouement à la cause qu'une personne sert.

© Vladimir Kalanov,
"La connaissance, c'est le pouvoir"

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