Геологія

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

Марсіанські породи представлені уламковими пористими породами та еоловими пісками. Густина марсіанських порід на піщаних рівнинах — 1-1,6; на скелястих рівнинах — 1,8 (на Місяці, для порівняння, відповідно: 1-1,3 та 1,5-2,1). Розмір частинок на поверхні планети: 10-100 мкм — від 60% (піщані рівнини) до 30% (скелясті рівнини), 100—2000 мкм. — відповідно від 10% до 30%. Основні компоненти марсіанських порід% — залізо (в деяких пробах до 14%), кальцій, алюміній, кремній, сірка. Є також стронцій, цирконій, рубідій, титан. Ґрунт Марсу за наявними даними, представлений сумішшю силікатів та мінералів класу оксидів зі значним вмістом сульфатів (можливо, гідратованих). Сірка, очевидно, присутня в сульфатах. Велика кількість червоного пилу з діаметром часточок близько 1 мкм надає поверхні планети червонястого відтінку. Характерна особливість поверхні Марсу — наявність кріосфери — льоду Н2О в полярних шапках та в ґрунті. Сучасні дані з марсіанських порід свідчать про існування на Марсі хімічно диференційованої кори, аналогічної земній корі.

У центрі Марсу розташоване ядро, діаметром близько 2 9680 кілометрів, яке складається в основному із заліза з близько 14-17% вмістом сірки. Це залізне ядро перебуває в рідкому стані, і має вдвічі більшу концентрацію легких елементів ніж у ядрі Землі. Ядро оточує мантія із силікатів, яка cформувала багато тектонічних і вулканічних особливостей на планеті, але зараз вже не діє. Середня товщина кори планети близько 50 км, максимальна товщина — 125 км.

Температурний режим та атмосфера

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 граду- сів (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

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 випад- ках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марсу, отриманих за допомогою кос- мичних станцій, видно безліч долин і тріщин, однак сполучити їх з каналами, показаними на картах Скіапа-реллі, 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 розташо-

вані 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.

Область Кратера Гусєва, сфотографована американським марсоходом Spirit Rover