Температурний режим та атмосфера

Марс під час пилової бурі 28 жовтня 2005 року. Фотографію зроблено Космічним телескопом ім. Едвіна Хаббла

Через більшу віддаленість від Сонця Марс отримує на 57% менше енергії, у порівнянні з тією, що одержує Земля. Середньорічна температура там −60° С. Протягом доби температура поверхні змінюється істотно. 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 протягом доби 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 Марсу достатньо розріджена. Атмосферний тиск на поверхні змінюється від близько 0,3 мбар на горі Олімп до понад 12 мбар, із середнім тиском на поверхні близько 6,1 мбар. Це у 160 разів менше від середнього тиску на рівні моря нашої планети (1 бар). Висота однорідної атмосфери складає близько 11 км, що вища ніж Земна (6 км) через нижчу гравітацію.

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

Рельєф

Область Кратера Гусєва, сфотографована американським марсоходом Spirit Rover

Світлина поверхні планети відзнята навігаційною камерою марсоходу НАСА Opportunity по дорозі від кратера Вікторія до кратера Ендевер.

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

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

Під поверхнею Марсу в окремих областях перебуває шар вічної мерзлоти товщиною в кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видні незвичайні для планет земної групи застиглі флюїдизовані потоки, за якими можна судити про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марсу сильно кратерована. Кратери, як правило, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.

Обробка збурень в орбітах космічних апаратів дозволили одержати мапу ареоїда — рівневої поверхні Марсу. Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марсу, що говорить 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 перевершують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів. Питання про ізостазії залишається поки відкритим.

Для поверхні Марсу характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок — рівнин, що складають 35% усієї поверхні і піднесеною, покритою безліччю кратерів областей. Велика частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в ряді випадків представлена особливим типом рельєфу — столовими горами, складеними плосковершинними гірками і хребтами.

Чотири гігантських погаслих вулкани піднімаються над навколишньою місцевістю на висоту до 26 км. Найбільший з них — гора Олімп, розташований на західній околиці гір Фарсида, має основу діаметром 600 км і кальдеру на вершині поперечником 60 км. Три вулкани: гора Аскрійська, гора Павлина і гора Арсія розташовані на одній прямій на вершині гір Фарсида, висотою близько 9 км. Самі вулкани піднімаються над Фарсидою ще на 17 км. Більше 70 погаслих вулканів знайдені на Марсі, але вони набагато менші і за площею і за висотою.

На сучасних картах Марсу поряд з новими найменуваннями, привласненими формам рельєфу, виявленим завдяки космічним знімкам, використовуються стародавні географічні і міфологічні назви, запропоновані Скіапареллі. Найбільша піднесена область, поперечником близько 6000 км і висотою до 9 км одержала назву Фарсида (так на стародавніх картах називався Іран), а величезна кільцева низина на півдні діаметром більш 2000 км названа Елладою (Греція). Сильно кратеровані ділянки поверхні одержали назви земель: Земля Прометея, Земля Ніючі та інші. Долинам планети Марс даються назви, які використовувались різними народами. Великі кратери названі на честь учених, а невеликі кратери носять назви населених пунктів Землі.

Магнітне поле та магнітосфера

У Марсу є магнітне поле, але воно дуже слабке та нестійке. В різних точках планети напруженність цього поля може відрізнятися від 1.5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з фізичними. Якщо говорити, що залізне ядро Марсу знаходиться у відносній нерухомості по відношенню 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 млр. років тому.

Магнітне поле та магнітосфера Марсу була досліджена космічними апаратами «Марс-2, −3» (1972) та «Марс-5» (1974). Зважаючи на те що вони перетинали лише границю магнітосфери, їхні дані не можна однозначно інтерпретувати. Досить твердо було встановлено існування беззіткнювальної ударної хвилі та області з регулярним магнітним полем на денній та нічній сторонах поблизу планети. Саме ця область ототожнена з магнітосферою Марсу.

У літературі наводяться величини магнітного моменту Марсу від значень, що відповідають виникненню наведеної магнітосфери (10^22 Гс*см³), до значень, відповідних утворенню власної магнітосфери. Більшість дослідників вважають найбільш реальною величину магнітного моменту (1 −1,5)*10^22 Гc*см³, при якій можна чекати виникнення у Марсу комбінованої магнітосфери, принаймні в тих випадках, коли тиск сонячного вітру великий. Немає одностайності і у визначенні орієнтації марсіанського диполя. У комбінованій магнітосфері можна чекати існування роздільних областей наведеного та власного магнітних полів. Лінії наведеного магнітного поля повинні огортати Mарс. Найпростіша модель комбінованої магнітосфери у разі міжпланетного магнітного поля, коли вона перпендикулярна до осі диполя. В цьому випадку меридіональні перетини магнітосфери виявляють топологію поля, характерну для власної магнітосфери, а наведене поле локалізується в екваторіальній частині магнітосфери.

Долина Маринера

Долина Маринера на Марсі

Гігантська долина глибиною до 6 км і довжиною більше 4000 км знаходиться на південь від екватора. Її назвали Долиною Маринера. Безліч долин менших розмірів, борозни і тріщини виявлено на поверхні Марсу, що свідчить про те, що в стародавні часи на Марсі була вода, а, отже, атмосфера була більш щільною.

Льодові утворення

Мікроскопічні гірські породи, що містять ознаки води. Фотографію зроблено марсоходом Opportunity