Характеристика рельефа марса


Поверхность Марса это сухая и бесплодная пустошь, покрытая старыми вулканами и кратерами.

Общие сведения

Фотографии показывают, что она может бытn.


82;их дней. Несмотря на грозные условия, Марс лучше изучен учеными, чем любой другой мир Солнечной системы, кроме нашего собственного, конечно.

Так как планета имеет почти такой же наклон, как и у Земли, и у нее есть атмосфера, значит существуют сезоны.
1058;емпература на поверхности составляет около -40 градусов по Цельсию, однако на экваторе может доходить до +20. На поверхности планеты существуют следы воды, и особенности рельефа, сформированные водой.

Пейзаж


Давайте подробнее рассмотрим поверхность Марса, информация предоставленная многочисленными орбитальными аппаратами, а также марсоходами, позволяет полностью понять, что из себя представляет красная планета.


1057;верхчеткие снимки показывают нам сухой, скалистый рельеф, покрытый мелкой красной пылью.

Красная пыль, на самом деле, это оксид железа. Все, начиная от земли до маленьких камней и скал, покрыто этой пылью.

Так как на Марсе нет &.
#1090;и остаются практически неизменными. По сравнению с поверхностью Земли, которая испытывает постоянные изменения, связанные с водной эрозией и тектонической активностью.


Характеристика рельефа марса

Поверхность Марса видео

Ландшафт Марса состоит из разнообразных геологических структур. Он является домом для самых высоких гор, известных во всей Солнечной системе. Это еще не все. Наиболее известный каньон в Солнеч&#.


.

Посмотрите на картинки с марсоходов, которые показывают множество подробностей которые не видны с орбиты.

Если у вас есть желение посмотреть на Марс онлайн, то вам сюда

Фото поверхности


Изображения представленные ниже, представляют собой изображения с Кьюриосити, — марсохода, который сейчас занят активным изучением красной планеты.

Для просмотра в полноэкранном режиме нажмите на кнопку справа вверху.


Также для полноты восприятия рекомендуем посмотреть иллюстрации высокого разрешения, расположенного по ссылкам ниже.

Для просмотра в full size, сохраните себе изображение на компьютер!

Данная панорама представляет собой участок кратера Гейла, в котором ведет свои исследования Curiosity.
1042;ысокий холм в центре это гора Шарпа, справа от нее можно увидеть в дымке кольцевой вал кратера.

Для просмотра в full size, сохраните себе изображение на компьютер!

Эти фотографии поверхности Марса от 2014 года и фактически, на данный момент, наиболее свежие.

Среди всех особенностей ландшафта Марса, пожалуй наиболее широкую огласку получили столовые горы Сидонии. Ранние фотографии региона Седонии показали холм в виде “человеческого лица”. Однако более поздние снимки, с более высоким разрешением, представили нам обычный холм.

Размеры планеты

Марс это довольно маленький мир. Его радиус составляет половину от Земного, он имеет массу, которая составляет менее одной десятой от нашей.

Подробнее про Марс: поверхность планеты состоит в основном из базальта, покрытого тонким слоем пыли, оксида железа, который имеет консистенцию талька. Оксид железа (ржавчина, как его обычно называют) дает планете свой характерный красный оттенок.

Вулканы

В древности на планете вулканы непрерывно извергались в течение миллионов лет. Из-за того что Марс не имеет тектоники плит, образовались громадные вулканические горы. Гора Олимп была сформирована подобным образом и является крупнейшей горой в Солнечной системе. Она в три раза выше, чем Эверест. Такая вулканическая активность также может частично объяснить самую глубокую долину в Солнечной системе. Долина Маринера, как полагают, образовалась в результате распада материала между двумя точками поверхности Марса.

Кратеры

На Марсе множество ударных кратеров. Большинство из этих кратеров остаются нетронутыми, потому что на планете нет сил способных их разрушить. Планете не хватает ветра, дождя и тектоники плит, вызывающих эрозию на Земле. Атмосфера намного тоньше, чем у Земли, так что даже маленькие метеориты способны долететь до земли.

Текущая поверхность Марса сильно отличается от того, что было миллиарды лет назад. Данные орбитальных аппаратов показали, что существует много минералов и следов эрозии на планете, которые указывают на наличие жидкой воды в прошлом. Вполне возможно, что небольшие океаны и длинные реки когда-то дополняли пейзаж. Последние остатки этой воды оказались в ловушке под землей в виде льда.

Общее количество кратеров

Существуют сотни тысяч кратеров на Марсе, из них 43 000, у которых диаметр больше 5 километров. Сотни из них, были названы в честь ученых или знаменитых астрономов. Кратеры менее 60 км в поперечнике были названы в честь городов на Земле.

Самый известный — Hellas Basin. Он имеет размер 2100 км в поперечнике и глубину до 9 км. Он окружен выбросами, которые тянутся на 4000 км от центра.

Образование кратеров

Большинство кратеров на Марсе, вероятно, появились в позднем периоде «тяжелой бомбардировки» нашей Солнечной системы, которая произошла приблизительно от 4,1 до 3,8 миллиардов лет назад. В этот период, большое количество кратеров сформировалось на всех небесных телах в Солнечной системе. Доказательством этого события служат исследования лунных образцов, которые показали, что большинство пород были созданы в течение этого интервала времени. Ученые не могут прийти к соглашению относительно причин этой бомбардировки. Согласно теории, орбита газового гиганта изменилась и в результате, орбиты объектов, в главном поясе астероидов и поясе Койпера, стали более эксцентричными, достигнув орбит планет земной группы.

Hellas Planitia

Второй по величине Hellas Planitia и крупнейший ударный кратер, известный в Солнечной системе. Он расположен в южном полушарии Марса. Данные с Mars Reconnaissance Orbiter и Mars Global Surveyor, показывают, что большая часть северного полушария планеты, на самом деле, один большой кратер. Этот спорный регион, в настоящее время, называется Арктическим бассейном и потенциально может иметь размер 10500 км в диаметре, что составляет примерно 40% от окружности самого Марса. Ученые все еще спорят об интерпретации этих данных.

Источник: SpaceGid.com

Еще совсем недавно довольно далеко идущие аналогии с Луной распространялись и на Марс. Они возникли во второй половине 60-х годов XX века, после того как с пролетных аппаратов «Маринер-4, б, 7» были получены первые фотоснимки нескольких сравнительно небольших районов поверхности планеты в южном полушарии. Снимки, которых с таким нетерпением ждали, принесли разочарования. Отснятые районы изобиловали кратерами, в большинстве своем сильно разрушенными и чем-то действительно напоминавшими лунные. Основываясь на этой весьма ограниченной информации, о Марсе стали говорить как о мертвой планете не только в биологическом, но и в геологическом смысле. Это сильно ослабило традиционный интерес к нему исследователей и широкой общественности, длительное время подогревавшийся такими экзотическими феноменами, как «сезонная смена растительного покрова», «каналы» и т. п. Как мы дальше увидим, попытки интерпретации наблюдательных данных в этих терминах действительно оказались неправомерными. Однако дальнейшие исследования, особенно энергично развернутые после вывода на орбиты вокруг Марса первых искусственных спутников в 1971 году (советских «Марс-2» и «Марс-3» и американского «Маринер-9»), не просто возродили, а значительно усилили былой интерес к этой планете, по существу открыв нам новый Марс.

Особенно эффективными оказались результаты глобального картирования Марса путем передачи телевизионных изображений и фотографирования его поверхности со спутников «Маринер-9», «Марс-5» и «Викинг-1, 2». Изображения получены в основном с разрешением около 1 км, но отдельные участки исследованы при разрешении до 40—50 м, т. е. в 10 000 раз более высоком, чем при наблюдениях с Земли! Это дало, наконец, возможность увидеть, что же представляют собой наблюдаемые в телескоп на диске Марса темные и светлые области, понять, с чем связаны периодические изменения их очертаний и контрастов, сколь реальны границы других слабых;, едва различимых пятен, как выглядят полярные шапки. Последовательные съемки одних и тех же районов за период, превышающий марсианский год, равный почти двум земным годам, позволили проследить динамику сезонных колебаний и влияние атмосферных процессов на морфологию марсианской поверхности.

Изучению структуры и рельефа поверхности во многом способствовали также одновременные измерения в других диапазонах длин волн — инфракрасном, ультра-фиолетовом, сантиметровом. Таким способом измерялся высотный профиль поверхности вдоль трассы орбиты спутника, а так как планета вращается, то последовательный сдвиг измеряемых участков относительно плоскости орбиты спутника (и прецессия самой орбиты в пространстве) позволяют получить глобальный охват. Другой независимый, но по своей идее близкий к первому метод определения высоты основан на измерении степени поглощения молекулами атмосферы отраженного солнечного излучения в одной или нескольких характерных полосах в ближней инфракрасной области спектра. Такие измерения также позволяют оценить оптическую толщу атмосферного столба над данным участком поверхности, зависящую от рельефа местности. Эти методы хорошо дополняют данные о рельефе, получаемые непосредственно из анализа изображений, с учетом направления оси объектива и положения Солнца над местным горизонтом в момент фотографирования. Наконец, фотометрические измерения степени отражения поверхностью солнечного света в зависимости от длины волны и степени его поляризации дают сведения о характеристиках грунта, физической природе частиц.

Что же на самом деле представляет собой поверхность Марса? Прежде всего оказалось, что уже отмечавшееся различие в расположении средних уровней поверхности северного и. южного полушарий из-за несимметричности фигуры довольно отчетливо проявляется ив морфологии рельефа: в северном полушарии преобладают равнинные области, в южном — кратерировайные. Выделяются крупные, поперечником свыше 2000 км, котловины («моря»), такие как Эллада, Аргир, Амазония, Хрис, и возвышенные плато («материки») — Фарсида, Элизиум, Тавмасия и др. Последние по своим размерам близки к земным континентам и возвышаются на 4—6 км над уровнем средней поверхности, который соответствует экваториальному радиусу планеты 3394 км. Если бы на Марсе существовали океаны, как на Земле, они бы заполнили обширные пространства котловин, а эти плато действительно выделились бы как материки.

Физиография марсианской поверхности представлена разнообразными формами рельефа. Помимо обширных кратерированных районов, были обнаружены прямые свидетельства тектонической и вулканической деятельности в виде характерных вулканических конусов и разломов, сочетания относительно более молодых и древних структур, довольно четкие следы воздействия различных эрозионных факторов и процессов осадконакопления.

Подавляющее большинство сосредоточенных преимущественно в средне- и высокоширотных районах южного полушария кратеров — ударного происхождения, с различной степенью стирания или разрушения за счет последующих геологических процессов (в научной литературе такие изменения формы кратеров называют облитерацией). По степени облитерации, прежде всего по характеру разрушения кромок, или валов склонов, можно судить о возрасте кратера и об интенсивности процессов, приведших к сглаживанию. В целом кратеры на Марсе более мелкие, чем на Луне и Меркурии, но значительно глубже, чем на Венере. Внешние склоны валов типичных кратеров имеют углы наклона по отношению к горизонту около 10Q, внутренние стенки наклонены на 20—25°. Как правило, дно кратеров плоское вследствие заполнения эродированным материалом.

Преобладающие формы рельефа северного полушария непосредственно связаны с активными геологическими процессами. В первую очередь внимание привлекают проявления, вулканизма — громадные щитовые вулканы с четко очерченными кратерами на вершинах — кальдерами. Такие кратеры образуются при частичном обрушении вершины вулканического конуса, сопровождающем сильные извержения. Четыре вулкана в области Фарсида в несколько раз больше существующих на Земле.

Крупнейшие вулканические конусы называются горами Арсия, Акреус, Павонис и Олимп. Они достигают 500—600 км в основании, поднимаясь над окружающей равниной на 20—21 км. По отношению же к среднему уровню поверхности Марса высота Арсии и Акреуса 27 км, а Олимпа и Павониса — 26 км. Поражают воображение не только высота этих гор, но и диаметры кратеров на их вершинах: около 100 км у Арсии и 60 км у Олимпа. С этими размерами действительно не может сравниться ни одно из горных поднятий на нашей планете. Например, крупнейший вулкан Мауна-Лоа на Гавайских островах приблизительно втрое меньше и по высоте (считая высоту подводной части 4,5 км), и по диаметру основания, а поперечник его центрального 1 кратера — всего 6,5 км. Гора Олимп — это хорошо известное астрономам наиболее светлое пятно, наблюдаемое на диске Марса в средних широтах. Само название говорит о том, что его считали возвышением; мало кто мог, однако, предполагать, что это возвышение столь грандиозно по своим размерам. Только в самое последнее время мы постепенно начинаем, кажется, привыкать к таким «сюрпризам» на планетах: вспомним об образованиях, напоминающих щитовые вулканы, на Венере — в областях гор Максвелла и плато Лакшми на Земле Иштар или в области Альфа на Земле Афродиты, хотя высоты их значительно меньше, чем на Марсе.

Отсутствие в областях Марса, где сосредоточены вулканы, кратеров ударного происхождения, а также хорошо сохранившиеся следы лавовых потоков на склонах гор позволяют предположить, что вулканы действовали еще сравнительно недавно (по оценкам не более нескольких сотен миллионов лет назад). Свидетельства широко развитого вулканизма на планете дают также хорошо сохранившиеся остатки лавовых потоков на панорамах, переданных с посадочного аппарата «Викинг-2». Место посадки на обширной марсианской равнине Утопия буквально усыпано многочисленными камнями, с характерными сколами и ноздреватыми поверхностями типа пемз. Подобные продукты раздробления пемзовых лав в виде обломочных рыхлых глыб часто встречаются у нас на Земле.

Об интенсивной тектонической активности свидетельствуют многочисленные разломы и сбросы марсианской коры, образовавшие утесы, грабены, обширные ущелья с системой ветвящихся каньонов. Они достигают нескольких километров в глубину, десятков километров в ширину, сотен и даже тысяч километров в длину. Так, обширный разлом вблизи экватора, протянувшийся в западно-восточном направлении более чем на 4000 км, названный долиной Маринера, напоминает рифтовую зону на океаническом ложе Земли возле срединных хребтов. Сетки мощных каньонов зачастую отделены друг от друга плоскими плато или горами с плоскими вершинами и крутыми склонами, которые сложены наиболее прочными породами, противостоящими разрушению. Такие горы называют столовыми. Очевидно, эти образования, а также цепочки кратеров при наблюдении с Земли и создавали иллюзию марсианских «каналов» — одной из наиболее известных и притягательных гипотез в истории астрономии конца XIX и первой половины XX столетий.

Было бы ошибочно думать, что вплоть до передачи фотоснимков поверхности Марса с космических аппаратов астрономы свято верили в то, что такие каналы действительно существуют, и тем более разделяли безграничную веру в их искусственное происхождение выдающегося исследователя Марса замечательного американского астронома П. Ловелла, отдавшего изучению этой волнующей проблемы более двадцати лет жизни. Совсем нет. Уже в период, когда работал Ловелл, велись ожесточенные споры вокруг вопроса о каналах, и другие крупнейшие астрономы, среди них Э. Барнард и Э. Антониади, подвергали сомнению сам факт их существования. А известный испанский астроном К. Сола после великого противостояния Марса 1909 года, вопреки утверждениям Ловелла, открывшего в этот период несколько сот новых каналов, писал: «Это противостояние, по моему мнению, можно рассматривать как окончательный разгром теории о геометрической сети каналов». Тем не менее споры продолжались еще несколько десятилетий.

В чем же дело? Почему различные группы высококвалифицированных наблюдателей приходили к прямо противоположным выводам? Вопрос этот совсем не прост и, видимо, непосредственно связан прежде всего с условиями наблюдений, но вместе с тем и с особенностями марсианской поверхности. К тому же особую остроту полемике (с сенсационной окраской, обычно широко подхватываемой неспециалистами, но мешающей поиску истины) придавали попытки приписать паутину более или менее упорядоченных тонких прямых линий на диске планеты деятельности разумных существ, высокоразвитой цивилизации.

Сильнейшим аргументом противников существования каналов был хорошо известный факт (который легко может проверить каждый), что вследствие ограниченной разрешающей способности человеческого глаза более или менее произвольные сочетания пятен на большом расстоянии сливаются в линии, полосы. То же самое может происходить при наблюдении в телескоп, если его разрешение недостаточно, чтобы различить отдельные детали на поверхности. И действительно, многократно сообщалось о том, что при переходе к наблюдениям при помощи более мощных инструментов и улучшении условий видимости наблюдавшиеся до этого прямые линии каналов исчезали или, точнее, распадались на множество отдельных, более естественных по своему виду, деталей неправильной формы.

Другая причина может быть отнесена на счет самой поверхности Марса, ее рельефа, наличия протяженных трещин, борозд и других конфигураций. Правда, попытки отождествить наблюдавшуюся геометрическую сеть каналов по многочисленным зарисовкам и фотографиям с реальной морфологией поверхности не привели к ожидаемому сходству. Нельзя, однако, забывать 6 том, что многие конфигурации на Марсе претерпевают регулярные периодические изменения, а часть из них может иметь более устойчивый характер. Это обусловлено особенностями взаимодействия атмосферы с поверхностью.

Вследствие наличия атмосферы и значительной эффективности эрозии на Марсе кратеры метеоритного происхождения сильно модифицированы. По этой же причине образовалось огромное количество пылепесчаного материала, что стало характерной чертой марсианской поверхности. В условиях безводной среды это приводит к ряду интересных эффектов. Перемещение пыли ветром, обусловленное как локальными метеорологическими, так и глобальными циркуляционными процессами на планете, вызывает периодические изменения очертаний светлых и темных областей, причем темные области систематически на несколько Кельвинов теплее светлых. В относительно спокойные периоды тонкозернистый материал преимущественно скапливается в углублениях, а при сильных ветрах выдувается из них, образуя характерные светлые шлейфы у кромок кратеров, ориентированные в направлении ветра. Эта преимущественная ориентировка может сохраняться в течение определенного времени и внутри кратеров, где преобладающими становятся более крупные частицы песка и пыли. На снимках, сделанных с высоким разрешением, на дне таких кратеров обнаружены песчаные дюны, напоминающие барханы земных пустынь. Следы пылевых наносов отчетливо видны также на панорамах, переданных из района Хриса, где совершил посадку «Викинг-1».

С переносом пыли и динамикой сезонных изменений полярных шапок связана и природа знаменитой «волны потемнения», распространяющейся с наступлением весны от широты примерно 70° к экватору со скоростью около 5 м/с, так что до экватора она докатывается меньше чем за два земных месяца, покрывая расстояние свыше 4000 км, К лету, когда шапка уменьшается до минимальных размеров, темная полоса достигает широты 40° в противоположном полушарии, а к осени, с началом роста шапки, быстро откатывается назад, и «моря» светлеют, В увлекательной теории Ловелла это объяснялось весенним пробуждением и быстрым распространением растительности вдоль живительных артерий — каналод, заполняемых водой с началом таяния шапки. Эта воистину грандиозная ирригационная система высокоразвитых марсиан естественно рассматривалась им как единственно мыслимое средство противостоять суровой природе на планете, преобладающими ландшафтами которой являются пустыни, а вода в условиях сухой и менее плотной, чем земная, атмосферы быстро испаряется. Темные ленты каналов Ловелл связывал не с водой, а с растительностью, подобно тому как наблюдая, скажем, с Марса район Сахары на Земле, марсиане видели бы не сам разлив Нила, а орошаемую им цветущую долину на желтом фоне пустыни.

К сожалению, действительность, как это часто бывает, оказалась куда более прозаической, хотя с физической точки зрения исключительно интересной. Дело в том, что сезонная перестройка циркуляционной системы приводит к переносу ветрами, дующими из более холодных полярных областей, тонкозернистого материала, обладающего повышенной отражательной способностью, вследствие чего обнажаются относительно более темные участки поверхности. Большое количество светлого сыпучего материала, скапливающегося в крупных почти круговых котловинах типа Эллады, сглаживает неоднородности поверхности на их дне, что при наблюдении с Земли создает впечатление светлых равнин.

Обилие и интенсивный перенос пыли объясняют и то, почему не было найдено сколь-нибудь определенной взаимосвязи неоднородности рельефа с отражательными свойствами (альбедо) поверхности Марса, а также почему для большинства районов планеты характерна малая плотность грунта. Альбедо поверхности претерпевает значительные изменения, и многие черты рельефа попросту маскируются. Иногда возникают мощные пылевые вихри, неслучайно называемые «пылевыми дьяволами». Ситуация приобретает глобальный характер в периоды пылевых бурь — грандиозного природного явления, периодически охватывающего всю планету. Пыль во время бурь поднимается на высоту до 10 и более километров, так что выступающими над этой сплошной пеленой оказываются только вершины крупнейших вулканов, а вся остальная поверхность приобретает ровный желтый фон, без каких-либо деталей.

Источник: www.astronautica.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.