tify"> 1.1.2 Рельєф поверхні
Телескопічні дослідження Марса виявили такі особливості, як сезонні зміни його поверхні. Це, перш за все, відноситься до «білих полярних шапках», які з настанням осені починають збільшуватися (у відповідному півкулі), а навесні досить помітно «танути», причому від полюсів поширюються «хвилі потепління». Висловлювалося припущення, що ці хвилі пов'язані з поширенням рослинності по поверхні Марса, однак більш пізні дані змусили відмовитися від цієї гіпотези.
Значна частина поверхні Марса є більш світлі ділянки («материки»), які мають червонувато-оранжеве забарвлення; 25% поверхні - темніші «моря» сіро-зеленого кольору, рівень яких нижче, ніж «материків». Перепади висот дуже значні і складають в екваторіальній області приблизно 14-16 км, але є і вершини, що здіймаються значно вище, наприклад, Арсія (27 км) і Олімп (26 км) в піднесеній області Тараіс в північній півкулі.
Спостереження Марса із супутників виявляють виразні сліди вулканізму і тектонічної діяльності - розломи, ущелини з розгалуженим каньйонами, деякі з них мають сотні кілометрів у довжину, десятки - в ширину і кілька кілометрів у глибину. Обширнейший з розломів - «Долина Марінера» - поблизу екватора простягнувся на 4000 км при ширині до 120 км і глибині в 4-5 км.
Ударні кратери на Марсі дрібніші, ніж на Місяці і Меркурії, але глибше, ніж на Венері. Однак вулканічні кратери досягають величезних розмірів. Найбільші з них - Арсія, Акреус, Павоніс і Олімп - досягають 500-600 км в підставі і більше двох десятків кілометрів по висоті. Діаметр кратера у Арсіі - 100, а у Олімпу - 60 км (для порівняння - у видатного на Землі вулкана Мауна-Лоа на Гавайських островах діаметр кратера 6,5 км). Дослідники прийшли до висновку, що вулкани були діючими ще порівняно недавно, а саме: кілька сотень мільйонів років тому.
Надія людей знайти «братів по розуму» піднялася з новою силою після того, як А. Секкі в 1859 і, особливо, Д. Скіпареллі в 1887 (рік великого протистояння) висунули сенсаційну гіпотезу, що Марс покритий мережею рукотворних каналів, періодично наповнюються водою. Поява більш потужних телескопів, а потім і космічних апаратів не підтвердило цієї гіпотези. Поверхня Марса представляється безводної і млявою пустелею, над якою лютують бурі, що здіймають пісок і пил на висоту до десятків кілометрів. Під час цих бур швидкість вітру досягає сотні метрів в секунду. Зокрема, з переносами піску та пилу пов'язують зараз ті «хвилі потепління», про які згадувалося вище. [1]
. 1.3 Атмосфера і вода на Марсі
Атмосфера на Марсі розріджена (тиск порядку сотих і навіть тисячних часток атмосфери), і складається, в основному, з вуглекислого газу (близько 95%) і малих добавок азоту (близько 3%), аргону (приблизно 1,5%) і кисню (0,15%). Концентрація водяної пари невелика, і вона істотно змінюється в залежності від сезону. Існування води на Марсі - одне з головних питань у вивченні цієї планети. У 2004 марсоходи" Спірит" і" Оппортьюніті" показали наявність води в пробах марсіанського грунту.
Є всі підстави думати, що води на Марсі чимало. На таку думку наводять довгі розгалужені системи долин протяжністю сотні кілометрів, дуже схожі на висохлі русла земних річок, причому перепади висот відповідають напрямку течій. Деякі особливості рельєфу явно нагадують випрасувані льодовиками ділянки. Судячи з хорошою схоронності цих форм, які встигли ні зруйнуватися, ні покритися наступними нашаруваннями, вони мають відносно недавнє походження (в межах останнього мільярда років). Коли ж тепер марсіанська вода?
Висловлюються припущення, що вода існує і нині як мерзлоти. При дуже низьких температурах на поверхні Марса (в середньому бл. 220 К в середніх широтах і лише 150 К в полярних областях) на будь-якій відкритій поверхні води швидко утворюється товста кірка льоду, яка, до того ж, через короткий час заноситься пилом і піском. Не виключено, що завдяки низькій теплопровідності льоду під його товщею місцями може бути і рідка вода і, зокрема, підлідні потоки води продовжують і тепер поглиблювати русла деяких річок.
. 1.4 Склад і внутрішня будова
Хімічний склад Марса типовий для планет Земної групи, хоча, звичайно, існують і специфічні відмінності. Тут також відбувалося раннє перерозподіл речовини під впливом гравітації, на що вказують збережені сліди первинної магматичної діяльності. Мабуть, має відносно низьку температуру (близько 1300 К) і низьку щільність, ядро ??Марса багате залізом і сіркою і невелика за величиною (його радіус порядку 800-1000 км), а маса - близько однієї десятої всієї маси планети. Формування ядра, згідно сучасним теоретичним оцінками, тривало близько мільярда років і збіглося з періодом раннього вулканізму. Ще такий же за...
