Солнечная система

ФГАОУ ВПО Северо-Восточный Федеральный университет им. М.К. Аммосова

Институт Естественных наук

Кафедра географии

Солнечная система

(курсовая работа)

Выполнил: ст.гр. ГО-10 ИЕН

Захаров Н. И.

Проверила: Жанна Федоровна Дегтева,

старший преподаватель

Якутск 2015 г.

Содержание

Введение

1. Общие сведения о  солнечной системе и её планетах

1.1 Происхождение планет

1.2 Планеты и их спутники.

1.3 Строение планет.

2. Планеты солнечной системы.

2.1 Особенности планет  земной группы.

2.2 Характеристика планет-гигантов.

Заключение.

Список использованной литературы.

Введение

Актуальность выбранной темы. Солнечная система – это, прежде всего звезда Солнце и девять планет, обращающихся вокруг него. В порядке расстояний от светила они располагаются следующим образом: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. Три последние планеты с Земли можно наблюдать только в телескопы. Остальные видны как более или менее яркие кружки и известны людям со времен глубокой древности.

Современные названия планет связаны с именами богов древнеримской мифологии. При этом имена, данные планетам, не случайны: в какой-то степени они характеризуют их основные качества. Так, Меркурий (посланец богов) отличается яркостью и быстрым перемещением по небу; Венера (богиня красоты и любви) – яркостью и красотой; Марс (бог войны) – кроваво-красным оттенком; Юпитер (верховный бог) – величавым и спокойным блеском; Сатурн (бог времени и судьбы) – свинцово-мертвенным сиянием и крайне медленным перемещением среди звезд. Меткость названий в известной степени свидетельствует о большой наблюдательности древних астрономов. Но, разумеется, какие-либо физические характеристики планет в то время были совершенно неизвестны, и рассуждения о планетах основывались лишь на фантазии и религиозных представлениях.

Солнечная система – весьма сложное образование, ряд закономерностей которого стал доступен для изучения лишь в последние десятилетия. Огромную роль в их исследовании приобретает сейчас космонавтика – наиболее мощное и перспективное средство познания Вселенной.

Целью данной работы является анализ структуры и эволюции солнечной системы.

Данная цель обусловила необходимость решения следующих задач:

— рассмотреть планеты Солнечной системы;

— изучить строение планет;

— проанализировать происхождение планет.

Работа состоит из введения, двух глав, заключения. В конце прилагается список использованной литературы.

1. Общие сведения о солнечной системе и её планетах

1.1 Происхождение планет

Предполагается, что планеты возникли одновременно (или почти одновременно) 4,6 млрд лет назад из газово-пылевой туманности, имевшей форму диска, в центре которого располагалось молодое Солнце. Образование звезд и планетных систем — это, по-видимому, все-таки единый процесс, происходящий в результате конденсации облака межзвездного газа в силу его гравитационной неустойчивости[16].

Для изучения вопросов происхождения небесных тел важным является определение их возраста. Определение возраста земной коры основано на исследовании содержания в ней радиоактивных элементов (урана, тория и др.), а также радиоактивных изотопов таких элементов, как калий, аргон и др. Радиоактивные элементы непрерывно распадаются, причем процесс распада совершенно не зависит от внешних воздействий. При радиоактивном распаде образуются изотопы соседних элементов периодической системы Менделеева. Эти изотопы сами нередко оказываются радиоактивными, а значит, и они распадаются. Распад заканчивается, когда атомы радиоактивных элементов превращаются в нерадиоактивные атомы химических элементов и их изотопы. Например, распад урана (238U) завершается образованием нерадиоактивного изотопа свинца (206РЬ). Промежуток времени (Т), по истечении которого остается половина начального количества радиоактивных атомов, характеризуется скоростью распада и называется периодом полураспада. Для определения возраста земной коры используются медленно распадающиеся изотопы, например урана (Т 4,5-109 лет), радиоактивный изотоп калия 40К (Т 1,3109 лет) и др. Чтобы определить возраст земной коры, сравнивают содержание радиоактивных элементов и продуктов их распада в многочисленных пробах, взятых для анализа[1]. Такое сравнение показывает, что возраст земной коры около 4,5 млрд лет. Примерно таков же возраст Земли как оформившейся планеты. К 3,5-4,5 млрд лет близок возраст лунных пород и метеоритов. Солнце, конечно, не может быть моложе Земли и Луны. Скорее всего возраст Солнца (желтой звезды) — 5 млрд лет. Сопоставление возраста Солнечной системы с возрастом Метагалактики показывает, что Солнце нельзя отнести к звездам «первого поколения». Скорее всего в состав его и планет вошел газ, уже побывавший в недрах более старых звезд. На ранних стадиях расширения Метагалактики вообще не было тяжелых химических элементов, которые впоследствии стали центрами конденсации твердых частиц, необходимых для формирования планет.

История науки знает множество гипотез о происхождении Солнечной системы. Причем эти гипотезы появились значительно раньше, чем стали известны многие важные закономерности Солнечной системы. Значение первых космогонических гипотез состояло прежде всего в том, что они пытались объяснить происхождение небесных тел как результат естественного процесса, а не одновременного акта божественного творения. Кроме этого, некоторые ранние гипотезы содержали правильные идеи о происхождении небесных тел.

Немецкий философ И. Кант в своей книге «Всеобщая естественная история и теория неба» (1755 г.) развил гипотезу, согласно которой в начале мировое пространство было заполнено материей, находившейся в состоянии первозданного хаоса. Под действием двух сил — притяжения и отталкивания — материя со временем переходила в более разнообразные формы. Элементы, имеющие большую плотность, по закону всемирного тяготения притягивали менее плотные, вследствие этого образовались отдельные сгустки материи. Под действием же сил отталкивания (которые якобы особенно эффективны, когда вещество находится в распыленном состоянии) прямолинейное движение частиц к центру тяготения заменялось кругообразным. Вследствие столкновения частиц вокруг отдельных сгустков и формировались планетные системы[15].

Совершенно другая гипотеза о происхождении планет была изложена в книге П. Лапласа «Изложение системы мира» (1769 г.). По Лапласу, на ранней стадии своего развития Солнце представляло собой огромную, медленно вращающуюся туманность. Под действием силы тяжести протосолнце сжималось, поэтому оно принимало сплюснутую форму. И как только на экваторе сила тяжести уравновешивалась центробежной силой инерции, от протосолнца отделялось гигантское кольцо, которое в дальнейшем охлаждалось и разрывалось на отдельные сгустки. Из них и формировались планеты. Такой отрыв колец от протосолнца, по Лапласу, происходил несколько раз. Аналогичным путем образовались и спутники планет. Гипотеза Лапласа, бывшая весьма популярной на протяжении почти ста лет, оказывалась не в состоянии объяснить перераспределение момента количества движения между Солнцем и планетами. Расчет показывает, что если бы все планеты упали на Солнце (т. е. вернули ему потерянный им момент количества движения), то скорость его вращения была бы недостаточной для того, чтобы могло происходить отделение колец. Кроме того, для этой и других гипотез, по которым планеты и их спутники образуются из горячего газа, камнем преткновения является еще следующее: из горячего газа планета сформироваться не может, так как этот газ очень быстро расширяется и рассеивается в пространстве[4].

В 20-е годы XX в. английский астроном Д. Джинс разработал приливную теорию происхождения Солнечной системы. По этой теории в результате случайного сближения Солнца с какой-то звездой на Солнце образовалась гигантская приливная волна, приведшая к тому, что из двух противоположных точек его поверхности началось мощное извержение струй газа. Эти газовые массы очень быстро сгущались в облака, в которых росли планетезимали — небольшие твердые тела, из которых в дальнейшем сформировались планеты[5].

В 30-х годах было высказано предположение (Г. Рессел), что в прошлом Солнце было двойной звездой. Один из компонентов был разорван встречной звездой и образовал облако, из которого позже сформировались планеты. В дальнейшем эту гипотезу видоизменили (Ф. Хойл в 1944 г.). Было выдвинуто предположение, что один из компонентов вспыхнул как сверхновая, сбросил газовую оболочку. Звезды разошлись, а из газовой оболочки образовалась планетная система[17].

Большую роль в разработке установившихся в настоящее время взглядов на происхождение планетной системы сыграли работы нашего соотечественника О. Ю. Шмидта. В основе теории О. Ю. Шмидта лежат два предположения: планеты сформировались из холодного газопылевого облака; это облако было захвачено Солнцем при его обращении вокруг центра Галактики. На основе этих предположений Шмидту удалось объяснить некоторые закономерности в строении Солнечной системы — распределение планет по расстояниям от Солнца, вращение и др. Гипотез было много, но если каждая из них хорошо объясняла часть исследований, то другую часть не объясняла[3].

Общую схему развития нашей планетной системы ученые описывают следующим образом[14].

Около 5 млрд лет назад в протяженном газопылевом облаке, пронизанном магнитными силовыми линиями, образовалось центральное сгущение — протосолнце, которое медленно сжималось. Другая часть облака, массой в 10 раз меньшей, медленно вращалась вокруг него. В результате столкновения атомов, молекул и пылинок туманность постепенно сплющивалась и разогревалась. Так вокруг Солнца образовался протяженный газопылевой диск. Его магнитное поле, «наматываясь» на протосолнце, способствовало передаче момента внешним слоям диска.

По одному из вариантов эволюции протопланетного облака, рассмотренному В. С. Сафроновым, вначале в этом облаке произошло деление компонентов — газа и пыли. Оседание пыли к центральной плоскости произошло примерно за 1000 оборотов облака вокруг Солнца. Одновременно протекал процесс роста пылинок до к 1 см.

Под действием светового давления легкие химические элементы водород и гелий «выметались» из близких окрестностей Солнца. И, наоборот, попадая на пылинки, световые лучи тормозили их движение вокруг Солнца. При этом пылевые частицы теряли свой орбитальный момент количества движения и приближались к Солнцу. Этот механизм торможения «работает» даже в случае, если размеры частицы достигают нескольких метров. В конечном итоге это и привело к существенному различию в химическом составе планет, их разделению на две группы. Таким образом, вблизи экваториальной плоскости Солнца образовался слой пыли повышенной плотности. Как только плотность этого слоя достигла критического значения, в нем возникла гравитационная неустойчивость. Вначале образовались кольца, которые быстро распались на отдельные сгущения. Их исходные размеры и массы на расстоянии в одну астрономическую единицу от Солнца достигали 40 км и 5 • 1013 кг, а на расстоянии Юпитера — соответственно 105 км и 1019кг. За счет собственной тяжести происходило дальнейшее сжатие сгустков, их уплотнение, рост больших и разрушение малых. Превращение сгущенной пыли в отдельные твердые тела продолжалось всего 10 000 лет на расстоянии в 1 а.е. и около 1 млн лет на расстоянии Юпитера от Солнца.

Далее в результате взаимных столкновений происходило слипание отдельных пылинок и образование твердых тел. Расчеты показывают, что эффективность взаимных столкновений пропорциональна четвертой степени радиуса сгущения (плане-тезимали). Это привело к быстрому росту размеров наибольших из них. В результате столкновений их орбиты приближались к круговым, а сами они превращались в зародыши планет. Со временем выживали лишь те из них, орбиты которых с учетом их взаимного притяжения оказались устойчивыми.

Подобно планетам земной группы, формировались зародыши планет-гигантов — Юпитера и Сатурна, хотя время их конденсации было в несколько раз большим. В данном случае, как только масса протопланеты достигала величины двух-трех масс Земли, начиналась интенсивная аккреция газа, входящего в протопланетное облако.

Несмотря на сходство образования, и состава исходного материала планет земной группы, в настоящий момент заметно различие в достигнутом уровне развития планет. На других планетах отсутствуют не только признаки жизни, но даже такие химические соединения, которые в ходе дальнейшей эволюции могли бы привести к появлению примитивных органических форм. Земля же обладает богатым, в высшей степени развитым органическим миром.

В раннюю историю своего существования все планеты, как Земля, пережили три общие для них фазы развития:[2]

1) фазу аккреции;

2) фазу расплавления внешней  среды (а возможно, и недр) и 

3) лунную фазу (стадию  первичной коры).

Совокупность этих фаз составляет раннюю историю планет.

небесный тело планета спутник астероид

1.2 Планеты и их спутники

Солнечная система образовалась около 4,6 млрд. лет назад. Группа планет, Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон, вместе с Солнцем составляют Солнечную систему.

Солнце — центральное тело Солнечной системы — это звезда, огромный газовый шар, в центре которого идут ядерные реакции. Основная доля массы Солнечной системы сосредоточена в Солнце — 99,8%. Именно поэтому Солнце удерживает гравитацией все объекты Солнечной системы, размеры которой не менее шестидесяти миллиардов километров[15].

Совсем рядом с Солнцем обращаются четыре маленьких планеты, состоящие, в основном, из горных пород и металлов — Меркурий, Венера, Земля и Марс. Эти планеты называются планетами земной группы.

Между планетами земной группы и планетами-гигантами расположен пояс астероидов[13]. Чуть дальше расположены четыре больших планеты, состоящие, в основном, из водорода и гелия. У планет-гигантов нет твердой поверхности, зато они имеют исключительно мощную атмосферу. Юпитер — самая большая из них. Далее следуют Сатурн, Уран и Нептун. Все планеты — гиганты имеют большое количество спутников, а также кольца.

Самой последней планетой Солнечной системы является Плутон, который по своим физическим свойствам ближе к спутникам планет-гигантов. За орбитой Плутона открыт так называемый пояс Койпера, второй пояс астероидов.

Меркурий, ближайшая к Солнцу планета Солнечной системы, была для астрономов длительное время полной загадкой. Не был точно измерен период её вращения вокруг оси. Из-за отсутствия спутников не была точно известна масса. Близость к Солнцу мешала производить наблюдения поверхности.

Меркурий — один из самых ярких объектов на небе. По яркости он уступает только Солнцу, Луне, Венере, Марсу, Юпитеру и звезде Сириус. В соответствии с 3 законом Кеплера имеет самый маленький период обращения вокруг Солнца (88 земных дней). И самую большую среднюю скорость движения по орбите (48 км/с)[6].

Масса Меркурия равна массы Земли. Единственной планетой с меньшей массой является Плутон. По величине диаметра (4880 км, менее половины земного), Меркурий так же стоит на предпоследнем месте. Но его плотность (5.5 г/см3) приблизительно равна плотности Земли. Однако, будучи значительно меньше Земли, Меркурий испытал незначительное сжатие под действием внутренних сил. Таким образом, согласно расчетам, плотность планеты до сжатия составляет 5.3 г/см3 (для Земли это значение равно 4.5 г/см3). Такая большая несжатая плотность, превосходящая плотность любой другой планеты или спутника, свидетельствует о том, что внутреннее строение планеты отличается от строения Земли или Луны[1].

Большое значение несжатой плотности Меркурия должно обусловливаться наличием большого количества металлов. Согласно наиболее правдоподобной теории, в недрах планеты должно находиться ядро, состоящее из железа и никеля, масса которого должна составлять примерно 60 % от полной массы. А остальная часть планеты должна состоять в основном из силикатов. Диаметр ядра — 3500 км. Таким образом, оно залегает примерно на расстоянии 700 км от поверхности. Упрощенно можно представить себе Меркурий в виде металлического шара размером с Луну, покрытым скалистой 700 километровой коркой.

Одним из неожиданных открытий, сделанных американской космической миссией «Маринер 10» было обнаружение магнитного поля. Хотя оно и составляет приблизительно 1 % Земного, оно так же существенно для планеты. Это открытие стало неожиданным из-за того, что раннее считалось, что внутренняя часть планеты имеет твердое состояние, а, следовательно, магнитное поле образоваться не могло. Сложно понять каким образом такая маленькая планета смогла сохранить достаточно теплоты для поддержания ядра в жидком состоянии. Наиболее вероятное предположение заключается в том, что в ядре планеты находится значительная часть соединений железа и серы, которые замедляют охлаждение планеты и благодаря этому, по крайней мере, серо-железная часть ядра находится в жидком состоянии[13].

Первые данные, характеризующие планету с близкого расстояния, были получены в марте 1974 года благодаря космическому аппарату, запущенному в рамках американской космической миссии «Маринер 10», который приблизился на расстояние 9500 км и сфотографировал поверхность при разрешении 150 м.

Хотя температура поверхности Меркурия уже была определена на Земле, более точные данные были получены при близких измерениях. Температура на дневной стороне поверхности достигает 700 К, примерно температура плавления свинца. Однако после захода Солнца, температура быстро опускается примерно до 150 К, после чего медленнее остывает до 100 К. Таким образом, разность температур на Меркурии примерно 600К, большая чем на любой другой планете[14].

Меркурий сильно напоминает Луну по внешности. Он покрыт тысячами кратеров, большие из которых достигают 1300 км в диаметре. Так же на поверхности встречаются крутые откосы, которые могут превышать километр в высоту и сотни километров в длину, хребты и долины. Некоторые из самых больших кратеров имеют лучи подобно кратерам Тихо и Коперника на Луне и многие из них имеют центральные вершины[4].

Большинство рельефных объектов на поверхности планеты было названо в честь известных художников, композиторов и представителей других профессий, внесших свой вклад в развитие культуры. Самые большие кратеры названы Бах, Шекспир, Толстой, Моцарт, Гете.

В 1992 году астрономы обнаружили районы с высоким уровнем отражения радиоволн, по своим свойствам сходные со свойствами отражения у полюсов на Земле и на Марсе. Оказалось, что в этих районах содержится лед в кратерах, покрытых тенью. И хотя существование таких низких температур не явилось неожиданностью, загадкой оказалось происхождение этого льда на планете, остальная часть которой испытывает воздействие высоких температур и абсолютно сухая.

Отличительные черты Меркурия — длинные откосы, которые иногда пересекают кратеры, являются свидетельством сжатия. Очевидно, планета сжималась, и по поверхности шли трещины. И этот процесс происходил уже после того, как образовалось большинство кратеров. Если стандартная кратерная хронология верна по отношению к Меркурию, то это сжатие должно было происходить на протяжении первых 500 миллионов лет истории Меркурия.

Венера, как и Меркурий, раскрылась перед учеными в основном за последние полвека. Длительное время не было известно ни давление атмосферы у поверхности планеты, ни её радиуса. Астрономические наблюдения давали лишь радиус облачного слоя, окружающего планету, в пределах от 6100 до 6200 км. Атмосфера Венеры была открыта в 1761 г. М. В. Ломоносовым при наблюдении прохождения Венеры перед диском Солнца. При схождении её с диска Солнца край последнего как бы выгнулся, образовав «пупырь». М. В. Ломоносов правильно объяснил наблюдавшееся им явление преломлением солнечных лучей в атмосфере Венеры. Это явление получило название «явление Ломоносова»[16].

Масса Венеры была уточнена по пролётам мимо планеты американских космических аппаратов «Маринер-2», «Маринер-5» и «Маринер-10». Она составляет 1:408 524 массы Солнца или 84.5% массы Земли. По массе и размерам была уточнена средняя плотность Венеры, 5.27 г/см3, и определено ускорение силы тяжести на её поверхности, 885 см/сек2. Радиолокационные наблюдения, проводившиеся, начиная с 1961 г., в СССР, США и Англии, позволили определить, наконец, период её вращения. Он оказался самым большим в Солнечной системе: 243.16 суток при обратном направлении вращения. Давление атмосферы у поверхности Венеры оказалось 90 атмосфер.

Венера на 97% состоит из углекислого газа (СО2). Не более 2% приходится на долю азота и инертных газов (в первую очередь аргона). В отношении содержания кислорода различные методы дают пока противоречивые результаты, но в любом случае его меньше 0.1%. Из других газов методы инфракрасной спектроскопии позволили обнаружить окись углерода (СО2) в количестве 5•10×-5 от всей массы атмосферы, хлористый водород (НСI)-4•10•-7 и фтористый водород (НF)-10•-9. Поиски других возможных компонентов венерианской атмосферы пока не привели к положительным результатам, но ни один из них не составляет более 10•5 общего состава атмосферы[5].

У планеты имеется, как и у Земли, ионосфера. Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят почти целиком из водорода. Водородная атмосфера Венеры простирается до высоты 5500 км. Наземные американские установки дали возможность исследовать приэкваториальную область планеты. Было обнаружено около 10 кольцевых структур, подобных метеоритным кратерам Луны и Меркурия, диаметром от 35 до 150 км, но сильно сглаженных, уплощенных. Удалось обнаружить гигантский разлом в коре планеты длинной 1500 км, шириной 150 км и глубиной 2 км. Выявлен дугообразный горный массив, пересечённый и частично разрушенный другим. Это говорит в пользу наличия сбросовых движений в коре планеты. Найден вулкан с диаметром основания 300-400 км и около 1 км в высоту. Американские учёные выявили в северном полушарии планеты огромный круглый бассейн протяжённостью около 1500 км с севера на юг и 100 км с запада на восток. Был изучен рельеф 55 районов Венеры. Среди них имеются участки как сильно всхолмлённой местности, с перепадами высот на 2-3 км, так и относительно ровной. Обнаружена большая гладкая равнина длинной около 800 км, и ещё более гладкая, чем поверхность лунных морей. Поверхность Венеры в целом более гладкая, чем поверхность Луны[1].

Фотографии поверхности Венеры показывают каменистую пустыню с характерными скальными образованьями. На снимке «Венеры-9» – осыпь камней. Это говорит о непрекращающейся тектонической активности Венеры.

Четвертая планета Солнечной системы — Марс. Орбита Марса лежит приблизительно в полтора раза дальше, чем земля. Орбита планеты несколько эллиптическая, так что расстояние планеты от Солнца изменяется от минимума, при перигелии, 206.7 миллионов км до максимума, при афелии, 249.2 миллиона км. Так как Марс — дальше от Солнца чем Земля, Марсу требуется больше времени, чтобы совершить одно обращение вокруг Солнца. Год на Марсе длится 687 земных дней. Скорость движения Марса примерно 24 км/с, причем планета вращается в том же направлении, что и Земля — против часовой стрелки (если смотреть со стороны северного полюса планеты)[7].

Марсианский день длится 24 часа, 37 минут, 23 секунды, что очень близко к продолжительности земного дня. Наклон оси планеты — приблизительно 25 градусов, вследствие чего, сезонные изменения на Марсе происходят подобно Земным. Из-за эллиптической орбиты Марса, в южном полушарии лето, когда планета находится на самом близком расстоянии к Солнцу, а в северном полушарии — зима.

Планета имеет средний диаметр 6,780 км, что составляет приблизительно половину размера Земли, и почти вдвое больше размера Луны. Из-за вращения, планета немного приплюснута у полюсов, имея фактический диаметр 6,794 км в экваторе и 6,752 км в направлении полюсов. Средняя плотность планеты (3.9 г/см3), ниже чем плотность Земли (5.5 г/см3).

Главные составляющие Марсианской атмосферы — двуокись углерода (95.3 %), азот (2.7 %), и аргон (1.6%). Малые количества кислорода, окиси углерода, водяного пара, и других веществ составляют остальную часть. Среднее поверхностное давление атмосферы — меньше одной сотой среднего поверхностного давления атмосферы Земли, и оно изменяется в зависимости от времени года и высотой. Марсианская атмосфера подвергается суточным и сезонным резким изменениям температуры. Они составляют в среднем приблизительно 220 K и изменяется от 145 K в течение полярной ночи до 300 K в области экватора в течение полудня при перигелии[8].

Хотя Марсианская атмосфера является очень тонкой и холодной, она очень активна и сложна. Глобальные атмосферные системы циркуляции воздуха на Земле и на Марсе очень похожи. В Марсианской атмосфере, как и на Земле, теплые восходящие воздушные течения на экваторе, перемещают воздушные массы, отклоняя их на восток, и затем убывают к средним широтам и возвращаются на экватор. В ветрах, дующих с запада на средней высоте находятся узкие полосы сильных ветров называемых потоками реактивного воздуха, которые производят штормовые системы близко к поверхности. Кроме того, на Марсе происходят сезонные изменения климата, в следствие солнечного нагрева и обмена двуокисью углерода между полярным льдом и морозом (речь о которых пойдет ниже) и атмосферой. Во время того, как на каждом Марсианском полушарии наступает осень и зима, углекислый газ, находящийся в составе атмосферы конденсируется и образовывает ледяные шапки, которые простираются от полюса на расстояние почти до середины расстояния между полюсом и экватором. Когда приходит весна, перепад температуры между льдом и нагретой солнцем почвой порождает сильные ветры в области края отступающей полярной шапки. Этот эффект усиливается более горячим южным летом, когда планета находится ближе к Солнцу. Сильные южные летние ветры поднимают огромные количества пыли, которые усиливаются в большие штормы. Согласно наблюдениям, эти штормы покрывают всю планету[16].

Цвет Марсианской поверхности находится в диапазоне от оранжевого до буро-черного. Более темные вещества — выветрившаяся базальтовая горная порода, и более светлые — окиси железа. С Земли видно, что чередующиеся полосы различной яркости обычно формируются в области топографических черт или вокруг них. Многие из них изменяют форму и размер с сезонной периодичностью, что свидетельствует о том, что большая часть поверхности покрыта тонким слоем пыли и песка, которые легко переносятся ветрами. Фотографии Марсианской поверхности, полученные Американскими аппаратами, совершившими посадку на поверхность Марса, в рамках миссии «Викинг» подтверждают наличие слоев, которые переносятся ветрами, а также показывают камни и булыжники разбросанные на поверхности. Эти наблюдения являются типичными для Марса, так как они подтверждаются различными измерениями, проведенными как с Земли так и с космических кораблей.

Так как на Марсе не существует океанов, и, таким образом, нет уровня моря, все измерения высоты объектов на планете измеряются относительно искусственно введенной величины, называемой средней высотой поверхности. При использовании этой точки начала отсчета, топографию Марса можно разделить на южную горную местность, покрытую кратерами, которая обычно располагается от 1 до 5 км выше начала отсчета, и на сравнительно гладкую северную низину — покрывающую почти 40 % поверхности, диапазон высот на которой от 0 до 3 км ниже точки начала отсчета. Самое большое на горной местности — возвышение Тарсис, имеющее диаметр больше 3,000 км, достигающее 10 км в высоту и состоящее из нескольких вулканических пластов. Меньшее повышение Элизиум на 5 км выше плоскости окружающей низины.

В геологическом строении Марса сочетаются характеристики и Луны и Земли. И это не является неожиданностью, потому что Марс имеет схожесть по составу с обоими телами. Однако, что действительно является неожиданностью — необъятное количество геологических особенностей на Марсе по сравнению с теми же самыми особенностями на Земле. Размер можно объяснять недостатком тектонических пластин на Марсе, который имеет тенденцию к перемещению центров процесса горообразования, атмосферой планеты и ее климатом, который обладает меньшим эрозивным действием. Другое главное отличие между двумя планетами — катастрофическое наводнение, которое произошло на Марсе, когда избыточные подземные воды были выпущены в больших объемах[9].

Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов. Измерения В. Лампланда в 1922г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245°К (-28°С), Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924г. 260°К (-260°С). Более низкое значение получили в 1960г. У. Синтон и Дж. Стронг: 230°К (-43°С). Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе температура может доходить до 300°К (+27°С), но уже к вечеру она падает до нуля, а к утру до 223°К (-50°С). На полюсах температура может колебаться от +10°С в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи. В 1956 г. к измерению температур был применён новый метод – радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, в отличие от нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты. Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. Мак Каллаф и Р. Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса 218°К, т.е. заметно ниже, по инфракрасному излучению. Измерения, проведённые в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и ещё более низкие температуры, доходящие до 140°К — ниже точки замерзания углекислого газа. Многочисленные ряды измерений радиотемператур Марса выполнены советскими учёными А. Д. Кузьминым, Ю. Н. Ветухновской, Б. Я. Лосовским, Б. Г. Кутузой и другими. Во время великого противостояния 1971 г., по их измерениям, средняя температура Марса составляла 198°К[7].