Menu

Oficjalna Strona Klubu Astronomicznego Almukantarat

Oficjalna Strona Klubu Astronomicznego Almukantarat

Klimat Marsa od początku istnienia planety

Podstawowe wiadomości na temat Marsa

Schemat budowy Marsa
Schemat budowy Marsa

Opis budowy Marsa
Opis budowy Marsa

Skład atmosfery Marsa, trującej dla człowieka
Skład atmosfery Marsa, trującej dla człowieka

Dane liczbowe dotyczące Marsa
Dane liczbowe dotyczące Marsa

Mars ma dwa niewielkie księżyce, Fobosa i Deimosa. Ich nieregularny kształt sugeruje, że są to planetoidy przechwycone przez pole grawitacyjne Marsa na orbitę wokół planety.

Fobos — jeden z księżyców Marsa
Fobos — jeden z księżyców Marsa

Deimos — jeden z księżyców Marsa
Deimos — jeden z siężyców Marsa

Naturalne księżyce Marsa
Naturalne księżyce Marsa

Porównanie Marsa i Ziemi
Porównanie Marsa i Ziemi

Porównanie orbit planet wewnętrznych
Porównanie orbit planet wewnętrznych

Krajobraz marsjański

Południowa półkula Marsa zryta jest kraterami uderzeniowymi, które powstały co najmniej 3,5 miliarda lat temu. Zaś półkulę północną w znacznej części ukształtowała stosunkowo niedawna działalność wulkanów.

Typowa marsjańska równina pokryta czerwonawym pyłem i odłamkami skał
Typowa marsjańska równina pokryta czerwonawym pyłem i odłamkami skał

Na Marsie spotykamy dwie najbardziej spektakularne formacje powierzchniowe, jakie istnieją w Układzie Słonecznym: Olympus Mons — największy znany wulkan, oraz Valles Marineris — wąwóz o głębokości 7 km i szerokości 600 km.

Olympus Mons, największy wulkan w Układzie Słonecznym
Olympus Mons, największy wulkan w Układzie Słonecznym

Warstwy mgły lodowej nad układem wąwozów Noctis Labirynthus
Warstwy mgły lodowej nad układem wąwozów Noctis Labirynthus

Zdjęcie Marsa
Zdjęcie Marsa

W roku 1877 włoski astronom Giovani Schiaparelli narysował zaobserwowaną przez siebie sieć kanałów pochodzenia sztucznego, które rzekomo Marsjanie mieli wybudować, by rozprowadzać wodę po całej planecie. Obecnie wiemy, że „kanały” były jedynie złudzeniem optycznym.

Mapa kanałów na Marsie
Mapa kanałów na Marsie

Występujące na Marsie liczne mniejsze rozpadliny mogą być wyschniętymi korytami rzek…

Rozpadliny widoczne na tym zdjęciu są przypuszczalnie wyschłymi korytami rzek
Rozpadliny widoczne na tym zdjęciu są przypuszczalnie wyschłymi korytami rzek

Kiedyś na Marsie istniała woda w stanie ciekłym. A skąd to wiemy? Ślady erozji wodnej — podobieństwo wielu marsjańskich formacji skalnych do Drive Halls w USA

Etapy powstawania Drive Halls:

  • Rozpoczęcie procesu 12 tys. lat temu (koniec epoki lodowcowej).
  • Z topniejących lodów powstaje ogromne jezioro.
  • Pęknięcie tamy lodowej utrzymującej wodę i wylanie się jeziora.
  • Woda jeziorna żłobi ziemię…
  • … i tworzy głęboki wąwóz.

Zdjęcia satelitarne Marsa są dowodem na tworzenie się wąwozów w podobny sposób. Jednak niewiadome jest źródło wody. Prawdopodobnie pochodziła ona z podziemi.

Świetnym sposobem na utrzymanie wody pod wysokim ciśnieniem jest jej szczelne zamknięcie. Taką nieprzepuszczalną dla wody warstwę stanowi zamarznięty grunt. Ponieważ w tym okresie panowały na Marsie bardzo niskie temperatury, tworzyła się warstwa zmarzliny o grubości 0,5–1 km. 3 mld lat temu na Marsie zapanowała epoka lodowcowa. Zasoby wodne planety zostały zamknięte pod powierzchnią ziemi i wydostawały się tylko, gdy większy meteoryt przebił zamarznięty grunt.

Gdy Mars był młody, jego klimat był ciepły i wilgotny za sprawą dużego stężenia CO2 w atmosferze, który jest gazem cieplarnianym. Kluczem do tej zagadki mogą być skały na pustyni nad Mono Lake w Środkowej Kaliforni. Skały te zawierają gaz — dwutlenek węgla, który został pobrany z atmosfery i związany w węglanach. Jak się to dzieje?

  • Woda deszczowa wiąże CO2 w słaby kwas.
  • Tenże kwas rozpuszcza skały granitowe i wymywa z nich minerały do wód jeziora.
  • Wraz z kwasem do wody dostaje się CO2.
  • Stężenie gazu zwiększa się na skutek parowania wody.
  • Wytrąca się osad węglanowy, który jest składnikiem nowopowstałych skał.

Zjawisko to występowało w skali całej planety we wczesnych latach Układu Słonecznego na Marsie. Zbiorniki takie jak Mono Lake lub nawet większe przechwytywały dwutlenek węgla z atmosfery i nieustannie usuwały go z niej. Do atmosfery CO2 dostarczały wulkany, jednak Mars jako mała planeta szybko utracił zapasy swego wewnętrznego ciepła, co spowodowało całkowite zatrzymanie aktywności wulkanicznej. Cały, lub prawie cały dwutlenek węgla został usunięty z atmosfery. Mars wkrótce zamarzł i pozostaje zamarznięty do dzisiaj.