Δείμος (Δορυφόρος Άρη)

Δείμος (δορυφόρος)

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Δείμος
Ανακάλυψη
Ανακαλύφθηκε από	Έιζαφ Χωλ
Ημερομηνία Ανακάλυψης	12 Αυγούστου 1877
Χαρακτηριστικά τροχιάς
Ημιάξονας τροχιάς	23.460 Km
Εκκεντρότητα	0,0002
Περίοδος περιφοράς	1,26244 ημέρες
Κλίση	0,93° (προς τον Ισημερινό του Άρη)
Είναι δορυφόρος του	Άρη
Φυσικά χαρακτηριστικά
Διαστάσεις	15 × 12,2 × 10,4 Km
Μέση Ακτίνα	6,2 Km
Μάζα	1,48 × 1015 kg
Μέση πυκνότητα	1,471 g/cm3
Ισημερινή βαρύτητα επιφάνειας	0,0039 m/s²
Ταχύτητα διαφυγής	0,0056 km/s
Περίοδος περιστροφής	Σύγχρονη
Κλίση άξονα	-
Λευκαύγεια	0,068
Επιφανειακή θερμοκρασία	~233 K
Φαινόμενο μέγεθος	12,4

Ο Δείμος (αγγλικά: Deimos) ή Άρης II στην Αστρονομία είναι ο μικρότερος από τους δύο δορυφόρους του πλανήτη Άρη (ο άλλος είναι ο Φόβος). Ο Δείμος έλαβε το όνομά του από την Ελληνική μυθολογία και συγκεκριμένα από τη δέκατη πέμπτη ραψωδία της Ιλιάδος.

Ο Δείμος ανακαλύφθηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο Έιζαφ Χωλ στις 12 Αυγούστου 1877, από παρατήρηση που έγινε από το Αστεροσκοπείο του Πολεμικού Ναυτικού των ΗΠΑ (US Naval Observatory) στην πρωτεύουσα Ουάσινγκτον περί τις 2:48 τοπική ώρα.

Η μάζα του Δείμου είναι 22,44 τρισεκατομμύρια τόννοι, μικρότερη από 4 δισεκατομμυριοστά της μάζας της Γης.

Η μεγάλη ομοιότητα του Δείμου και των πολλών πλανητοειδών που είναι παρόντες στην κυρίως ζώνη των αστεροειδών μας οδηγεί στο συμπέρασμα ότι ο Δείμος είναι ένα ουράνιο σώμα τέτοιου τύπου που εγκλωβίστηκε από την βαρύτητα του Άρη εξαιτίας μιας διαταραχής, στην περιοχή, που προκλήθηκε από ένα πέρασμα του Δία. Αυτό δεν εξηγεί το γεγονός ότι η τροχιά του δορυφόρου είναι πολύ φυσιολογική και επιπλέον το επίπεδο της σχεδόν συμπίπτει με εκείνο του ισημερινού του πλανήτη. Η διαμάχη είναι ακόμη ανοιχτή.

• 

  Ο Δείμος φωτογραφημένος από τη διαστημοσυσκευή Βίκινγκ 2.

• 

  Ο Δείμος φωτογραφημένος από τη διαστημοσυσκευή Βίκινγκ 1.

• 

  Ο Δείμος, ο μικρότερος δορυφόρος του Άρη. (Βίκινγκ, 3 Οκτωβρίου 1995).

• 

  Η Τροχιά του Φόβου και του Δείμου (σε σύγκριση).

Φόβος (Δορυφόρος Άρη)

Φόβος (δορυφόρος)

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Φόβος
Ανακάλυψη
Ανακαλύφθηκε από	Έιζαφ Χωλ
Ημερομηνία Ανακάλυψης	18 Αυγούστου 1877
Χαρακτηριστικά τροχιάς
Ημιάξονας τροχιάς	9.377,2 Km
Εκκεντρότητα	0,0151
Περίοδος περιφοράς	0,31891023 ημέρες
Κλίση	1,093° (προς τον Ισημερινό του Άρη)
Είναι δορυφόρος του	Άρη
Φυσικά χαρακτηριστικά
Διαστάσεις	26,8 × 22,4 × 18,4 Km
Μέση Ακτίνα	11,1 Km
Έκταση επιφάνειας	~6.100 Km²
Όγκος	5.680 Km³
Μάζα	1,072 × 1016 kg
Μέση πυκνότητα	1,887 g/cm3
Ισημερινή βαρύτητα επιφάνειας	0,0084-0,0019 m/s²
Ταχύτητα διαφυγής	0,011 km/s
Περίοδος περιστροφής	Σύγχρονη
Κλίση άξονα	μηδέν
Λευκαύγεια	0,071
Επιφανειακή θερμοκρασία	~233 K
Φαινόμενο μέγεθος	11,3

Ο Φόβος (αγγλικά: Phobos) ή Άρης I είναι ο μεγαλύτερος από τους δύο δορυφόρους του πλανήτη Άρη (ο άλλος είναι ο Δείμος). Ο Φόβος, που έλαβε το όνομά του από την Ελληνική μυθολογία και συγκεκριμένα από τη δέκατη πέμπτη ραψωδία της Ιλιάδας, περιφέρεται εγγύτερα στον πλανήτη του από κάθε άλλο φυσικό δορυφόρο στο Ηλιακό σύστημα.

Ανακάλυψη

Ο Φόβος ανακαλύφθηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο Έιζαφ Χωλ στις 17 Αυγούστου 1877, από παρατήρηση που έγινε από το Αστεροσκοπείο του Πολεμικού Ναυτικού των ΗΠΑ (US Naval Observatory) στην πρωτεύουσα Ουάσινγκτον πριν την αυγή (4:14 τοπική ώρα).

Χαρακτηριστικά

Το 2008 μετρήσεις από τη διαστημοσυσκευή Mars Express της ESA εκτίμησαν τη μάζα του Φόβου σε 1,072x10¹⁶ κιλά, περίπου ένα δισεκατομμυριοστό της μάζας της Γης καθώς και τον όγκο του, υπολογίζοντας έτσι την πυκνότητά του σε περίπου 1,85 gr/cm³. Αυτό σημαίνει ότι ο Φόβος είναι μάλλον ένας χαλαρός σωρός υλικών, όπως μερικοί αστεροειδείς, παρά ένα συμπαγές σώμα.^[1]

Κυρίαρχο χαρακτηριστικό του είναι ο μεγάλος κρατήρας Στίκνεϋ (Stickney crater), που προήλθε από σύγκρουση του δορυφόρου με θραύσμα από άλλη σύγκρουση στην επιφάνεια του Άρη. Ο κρατήρας αυτός φέρει το όνομα της γυναίκας του Χωλ. Άλλο γνωστό χαρακτηριστικό του είναι οι γραμμώσεις κατά μήκος της επιφάνειάς του, που προκλήθηκαν καθώς θραύσματα από μετεωρικές συγκρούσεις στην επιφάνεια του Άρη πέρασαν "ξυστά" από την επιφάνεια του Φόβου. Ο Φόβος περιφέρεται σε μικρή απόσταση γύρω από τον Άρη (σε σχέση με δορυφόρους άλλων πλανητών) και γι' αυτό σε μερικά εκατομμύρια χρόνια είτε θα πέσει στην επιφάνειά του, είτε, το πιθανότερο, μόλις ξεπεράσει το όριο Ρος (Roche) θα διασπαστεί από τη βαρύτητα του πλανήτη κι έτσι ο Άρης θα αποκτήσει έναν προσωρινό δακτύλιο.

Αποστολή Fobos-Grunt

Ο Φόβος ήταν στόχος της ρωσικής αποστολής Fobos-Grunt, η οποία εκτοξεύθηκε στις 8 Νοεμβρίου 2011.^[2] Ο αρχικός σχεδιασμός προέβλεπε η αποστολή να ξεκινήσει το 2009.^[3] Η αποστολή θα προσεδαφιζόταν στο δορυφόρο, θα συνέλεγε δείγμα εδάφους και θα το επέστρεφε στη Γη. Αμέσως μετά την εκτόξευση, το σκάφος παρουσίασε προβλήματα στην εκκίνηση των κινητήρων που θα το προωθούσαν στο διαπλανητικό του ταξίδι και έμεινε κολλημένο σε γήινη τροχιά.^[4] Στις 12 Νοεμβρίου ανακοινώθηκε ότι δεν υπάρχει πλέον ελπίδα για τη διάσωση της αποστολής.^[5] Η αποστολή εισήλθε στη γήινη ατμόσφαιρα και καταστράφηκε στις 15 Ιανουαρίου του 2012.^[6]

• 

  Φόβος, ο δορυφόρος του Άρη

• 

  O Φόβος όπως φαίνεται από τον Άρη.

• 

  Ο κρατήρας Στίκνεϋ, διαμέτρου 10 χιλιομέτρων.

• 

  Ο Φόβος πάνω από τον Άρη.

Άρης (Νερό)

km³. Ήταν μεγαλύτερη από την μεγαλύτερη περίκλειστη θάλασσα στη Γη, την Κασπία Θάλασσα, και περιείχε περισσότερο νερό από όλες τις άλλες Αρειανές λίμνες μαζί. Η Εριδάνια θάλασσα κρατούσε 9 φορές περισσότερο νερό απ ' όσο όλες οι Βορειοαμερικάνικες Μεγάλες Λίμνες.^{[138][139][140] [141][142][143]}

• 

  Χάρτης που δείχνει το εκτιμώμενο βάθος του νερού σε διάφορα τμήματα της Εριδάνιας Θάλασσας. Απεικονίζονται περίπου 530 μίλια.

• 

  Εναποθέσεις στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας.

• 

  Διάγραμμα που δείχνει πώς η ηφαιστειακή δραστηριότητα μπορεί να προκάλεσε απόθεση των ορυκτών στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας. Τα χλωριούχα αποτέθηκαν κατά μήκος της ακτογραμμής με εξάτμιση.

Λιμναία δέλτα

Οι ερευνητές έχουν βρει αντιπροσωπευτικά δείγματα από δέλτα που σχηματίστηκαν στις Αρειανές λίμνες.^[27] Αυτό σημαίνει ότι ο Άρης κάποτε είχε πολύ νερό εφόσον απαιτούνται βαθιά νερά και μεγάλα χρονικά διαστήματα για να σχηματιστούν τα δέλτα. Επίσης, η στάθμη του νερού πρέπει να είναι σταθερή για να μην εκπλυθεί το ίζημα. Έχουν βρεθεί δέλτα σε ένα ευρύ γεωγραφικό φάσμα,^[45] αν και πιστεύεται ότι τα δέλτα ήταν συγκεντρωμένα γύρω από τις όχθες του υποτιθέμενου παλαιού βόρειου ωκεανού του Άρη.^[144]

Εδαφικό νερό

Από το 1979 θεωρείτο ότι τα κανάλια εκροής σχηματίστηκαν από μεμονωμένες, καταστροφικές ρήξεις των υπογείων δεξαμενών νερού, που ενδεχομένως ήταν σφραγισμένες από πάγους, απελευθερώνοντας κολοσσιαίες ποσότητες νερού στην άγονη επιφάνεια του Άρη.^[145][146] Επιπλέον, υπάρχουν ενδείξεις για βαρεές έως και καταστροφικές πλημμύρες στα γιγάντια κύματα της Κοιλάδας Αθαμπάσκα.^[147][148] Πολλά κανάλια εκροής αρχίζουν από Χαώδη εδάφη ή Χάσματα, και παρέχουν στοιχεία για τη ρήξη της παγωμένης σφραγίδας υπόγειων υδάτων.^[126]

Τα διακλαδούμενα δίκτυα των κοιλάδων του Άρη δεν συνάδουν με σχηματισμό από ξαφνική καταστροφική απελευθέρωση των υπόγειων υδάτων, εξίσου από την άποψη των δενδριτικών σχημάτων που δεν προέρχονται από ένα μοναδικό σημείο εκροής, και από τις εκλύσεις που προφανώς έρεαν κατά μήκος τους.^[149] Αντ ' αυτού, μερικοί συγγραφείς έχουν υποστηρίξει ότι σχηματίστηκαν από αργή διαρροή του εδαφικού νερού σε πηγές.^[150] Βάσει αυτής της ερμηνείας, το ανάντη άκρα πολλών κοιλάδων σε τέτοια δίκτυα αρχίζουν με φαράγγια ή "αμφιθεατρικά" κεφάλια, που στη Γη συνήθως συσχετίζονται με διαρροές εδαφικού νερού.^{[126] [151] [126]}

Το εδαφικό νερό επηρέασε σημαντικά την ελεγχόμενη ευρείας κλίμακας ιζηματογένεση και διεργασίες του Άρη.^[153] Σύμφωνα με αυτή την υπόθεση, το εδαφικό νερό με διαλυμένα μεταλλεύματα ανερχόταν στην επιφάνεια, μέσα και γύρω από τους κρατήρες, και εμπλεκόταν στη διαμόρφωση των στρωμάτων με την προσθήκη μετάλλων —κυρίως θειικών- και με τσιμέντωση των ιζημάτων.^{[152][154][155][156][157][158]} Δηλαδή, ορισμένα στρώματα ίσως έχουν σχηματιστεί από άνοδο του εδαφικού νερού με εναπόθεση μετάλλων και τσιμέντωση των προϋπάρχοντων, αραιών, αιολικών ιζημάτων. Τα στρώματα που σκληρύνθηκαν ήταν πιο ανθεκτικά στη διάβρωση. Το 2011 με δεδομένα από το Αρειανό Αναγνωριστικό Όρμπιτερ δείχνουν ότι παρόμοια είδη ιζημάτων υπάρχουν σε μια μεγάλη περιοχή που περιλαμβάνει την Γαία Αραβία.^{[159] [160]}

Η υπόθεση του Αρειανού ωκεανού

Η υπόθεση του Αρειανού ωκεανού προτείνει ότι η λεκάνη Βαστίτας Μπορεάλις κάποτε φιλοξενούσε έναν ωκεανό από νερό σε υγρή μορφή,^[20] και υποστηρίζεται από στοιχεία που δείχνουν ότι το ένα τρίτο της επιφάνειας του Άρη ήταν καλυμμένο από ωκεανούς στην πρώιμη γεωλογική ιστορία του πλανήτη.^[124][162] Αυτός ο ωκεανός, που ονομάστηκε "Ωκεανός" Μπορεάλις,^[20] θα είχε γεμίσει τη λεκάνη Βαστίτας Μπορεάλις στο βόρειο ημισφαίριο, μια περιοχή που βρίσκεται 4-5 χλμ. υπό του μέσου πλανητικού υψομετρικού επίπεδου.^[126]

Μια μελέτη τον Ιούνιο του 2010 κατέληξε στο συμπέρασμα ότι ο αρχαιότερος ωκεανός θα κάλυπτε το 36% του Άρη.^[27][28] Tο 1999 προσδιορίστηκε ότι ο υδροκρίτης για τον εν λόγω ωκεανό θα κάλυπτε το 75% του πλανήτη.^[163] Για τον πρώιμο Άρη θα χρειαζόταν ένα θερμότερο κλίμα και πυκνότερη ατμόσφαιρα για να επιτραπεί η ύπαρξη υγρού νερού στην επιφάνεια.^[164][165] Επιπλέον, ο μεγάλος αριθμός από δίκτυα κοιλάδων υποστηρίζει σθεναρά την πιθανότητα ενός υδρολογικού κύκλου στο παρελθόν του πλανήτη.^[154][166]

Η υπόθεση του αρχέγονου Αρειανού ωκεανού παραμένει αμφιλεγόμενη στον επιστημονικό χώρο.^[167][168] Κάποια χαρακτηριστικά της επιφάνειας που θεωρήθηκαν από ορισμένους επιστήμονες ως ακτογραμμές 2 δισεκατομμυρίων ετών (2 Ga) αμφισβητήθηκαν. ^{[169] [154]}

Τον Μάρτιο 2015 οι επιστήμονες δήλωσαν ότι υπάρχουν στοιχεία για έναν αρχαίο Αρειανό ωκεανό, πιθανότατα στο βόρειο ημισφαίριο του πλανήτη και στο μέγεθος του Γήινου Αρκτικού Ωκεανού, ή το 19% της Αρειανής επιφάνειας. Η διαπίστωση αυτή προέκυψε από την αναλογία νερού / δευτερίου στη σύγχρονη ατμόσφαιρα του Άρη συγκριτικά με την αναλογία της Γης. Στον Άρη βρέθηκε 8 φορές περισσότερο δευτέριο από όσο υπάρχει στη Γη, γεγονός που υποδηλώνει ότι στον αρχαίο Άρη υπήρχε πολύ νερό. Άλλοι επιστήμονες απέρριψαν την άποψη επισημαίνοντας ότι ο Άρης δεν ήταν αρκετά ζεστός στο παρελθόν για να υποστηρίξει τα υδατικά σώματα.^[170]

Τον Μάιο 2016 προστέθηκαν στοιχεία που υποστηρίζουν την υπόθεση του Αρειανού ωκεανού και περιγράφουν το πώς η επιφάνεια της Ισμήνειας Λίμνης ίσως έχει αλλοιωθεί από δύο τσουνάμι. Τα τσουνάμι προκλήθηκαν από αστεροειδείς που πρόσκρουσαν στον ωκεανό. Και τα δύο ήταν αρκετά ισχυρά ώστε να δημιουργηθούν κρατήρες διαμέτρου 30 χλμ. Το πρώτο τσουνάμι μάζεψε και μετακίνησε ογκόλιθους στο μέγεθος αυτοκινήτων ή μικρών σπιτιών. Τα απόνερα από τα κύματα σχημάτισαν κανάλια, αναδιατάσσοντας τις πέτρες. Το δεύτερο συνέβη όταν ο ωκεανός ήταν χαμηλότερος κατά 300 μέτρα και μετακίνησε πολλούς πάγους που έπεσαν σε κοιλάδες. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι το μέσο ύψος των κυμάτων θα ήταν 50 μ, κυμαινόμενα σε 10 - 120 μ. Οι αριθμητικές προσομοιώσεις δείχνουν ότι σε αυτό το συγκεκριμένο μέρος του ωκεανού δύο κρατήρες διαμέτρου 30 χλμ θα σχηματίζονταν κάθε 30 εκατομμύρια χρόνια. Το συμπέρασμα εδώ είναι ότι ένας μεγάλος βόρειος ωκεανός ίσως υπήρξε πριν από εκατομμύρια χρόνια. Η επιχειρηματολογία αντικρούεται από την έλλειψη ακτογραμμών, αλλά ίσως υπήρχαν και εκπλύθηκαν από τα τσουνάμι. Οι περιοχές που μελετήθηκαν ήταν η Χρυσή Πεδιάδα και η βορειοδυτική Γαία Αραβία. Τα τσουνάμι επηρέασαν ορισμένες περιοχές στις περιφέρεις Ισμήνεια Λίμνη και Ακιδαλία Θάλασσα.^{[171][172][173][174]}

Νερό στο παρόν

Απεικονίζονται οι αναλογίες υδατικού πάγου στα ανώτερα μέτρα της Αρειανής επιφάνειας, στα χαμηλότερα (πάνω) και υψηλότερα (κάτω) γεωγραφικά πλάτη. ^[175]

Σημαντικές ποσότητες από επιφανειακό υδρογόνο έχουν παρατηρηθεί σφαιρικά από το φασματόμετρο νετρονίων και το φασματόμετρο ακτίνων γάμμα του Αρειανή Οδύσσεια.^[176] Πιστεύεται ότι το υδρογόνο είναι ενσωματωμένο στη μοριακή δομή του πάγου, και μέσω στοιχειομετρικών υπολογισμών τα δεδομένα μεταφράζονται σε συγκεντρώσεις υδατικού πάγου στην Αρειανή επιφάνεια. Έτσι αποκαλύφθηκε ότι υπάρχει άφθονος πάγος και ευρέως κατανεμημένος στις εκτάσεις. Σε γεωγραφικά πλάτη μικρότερα από 60° οι πάγοι είναι συγκεντρωμένοι σε ορισμένες περιοχές, ιδιαίτερα γύρω από το Ηλύσια ηφαίστεια, τη Γαία Σάμπα, και βορειοδυτικά της Γαίας των Σειρήνων, σε συγκεντρώσεις έως και 18% πάγου στο υπέδαφος. Στα πλάτη πάνω από 60° οι πάγοι είναι άφθονοι. Προς τους πόλους σε πλάτη 70° οι συγκεντρώσεις πάγου υπερβαίνουν το 25% σχεδόν παντού, και προσεγγίζουν το 100% στους πόλους.^[177] Τα ραντάρ SHARAD και MARSIS επιβεβαίωσαν ότι ορισμένα χαρακτηριστικά της επιφάνειας του πλανήτη περιέχουν πάγους. Εφόσον ο πάγος είναι ασταθής στις αντίξοες συνθήκες της επιφάνειας, πιστεύεται ότι όλοι αυτοί οι πάγοι βρίσκονται καλυμμένοι από ένα λεπτό στρώμα πετρωμάτων ή σκόνης.

Το φασματόμετρο νετρονίων του Αρειανή Οδύσσεια έδειξε ότι αν όλοι οι πάγοι απλώνονταν ομοιόμορφα, θα προέκυπτε ένα Υδατικό Ισοδύναμο Παγκόσμιο στρώμα (WEG) τουλάχιστον ≈ 14 cm—δηλαδή η επιφάνεια του Άρη περιέχει 14% νερό.^[178] Για τώρα ο υδατικός πάγος βρίσκεται σταθερά στους δύο πόλους του Άρη με WEG ≈ 30 μέτρα, και από τα γεωμορφικά στοιχεία φαίνεται ότι στο παρελθόν το WEG έχει φτάσει έως και 500 μέτρα.^[178][10] Πιστεύεται ότι πολύ από το νερό του παρελθόντος έχει χαθεί στο βαθύ υπέδαφος και εν μέρει στο διάστημα, αλλά τα λεπτομερή ισοζύγια μάζας αυτών των διεργασιών δεν είναι γνωστά.^[126] Η τρέχουσα ατμοσφαιρική δεξαμενή του νερού είναι σημαντική ως αγωγός που επιτρέπει την περιοδική μετανάστευση των πάγων από ένα μέρος της επιφάνειας σε άλλο, αλλά από άποψη όγκου το WEG δεν υπερβαίνει τα 10 μικρόμετρα.^[178]

Πολικά παγοκαλύμματα

Βόρειο πολικό παγοκάλυμμα το 1999

Νότιο πολικό παγοκάλυμμα το 2000

Εξίσου τα βορειοπολικά (Βόρεια Πολική Λεκάνη) και τα νοτιοπολικά (Νότια Πολική Πεδιάδα) παγοκαλύμματα έχει παρατηρηθεί ότι αυξάνονται σε πάχος κατά τη διάρκεια του χειμώνα και εξαχνώνονται μερικά κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού. Το 2004, το ηχητικό ραντάρ MARSIS του Άρης Εξπρές εστίασε στο νοτιοπολικό κάλυμμα και επιβεβαίωσε ότι ο πάγος εκεί εκτείνεται σε βάθος 3,7 χλμ. υπεδάφια.^[179] Το ίδιο έτος, το όργανο ΩΜΕΓΑ του ίδιου διαστημικού οχήματος αποκάλυψε ότι το κάλυμμα διακρίνεται σε τρία μέρη, με διαφορετικές περιεκτικότητες σε παγωμένο νερό, ανάλογα με το γεωγραφικό πλάτος. Το πρώτο μέρος είναι η φωτεινή περιοχή του πόλου που φαίνεται στις εικόνες, με επίκεντρο τον πόλο, που αποτελείται από μείγμα 85% πάγο CO₂ και 15% πάγο νερού.^[9] Το δεύτερο μέρος περιλαμβάνει απόκρημνες πλαγιές ή κρημνούς που αποτελούνται εξ ολοκλήρου από υδατικό πάγο, και δακτυλιοειδώς διαχέονται από το πολικό κάλυμμα προς τις περιβάλλουσες πεδιάδες.^[9] Το τρίτο μέρος περιλαμβάνει τα εκτενή μόνιμα παγωμένα εδάφη που εκτείνονται κατά δεκάδες χιλιόμετρα μακριά από τους κρημνούς και δεν θεωρούνται μέρος του καλύμματος μέχρις ότου αναλυθεί η επιφανειακή σύσταση.^[9][180] Οι επιστήμονες του NASA υπολογίζουν ότι ο όγκος του υδατικού πάγου στο νοτιοπολικό παγοκάλυμμα, αν λιώσει, θα είναι επαρκής ώστε να καλύψει ολόκληρη την πλανητική επιφάνεια κατά βάθος 11 μέτρων.^[179][181]

Ένα αρχαίο στρώμα πάγου που έχει προταθεί για τη νότια πολική περιοχή ενδέχεται να περιείχε 20 εκατομμύρια km³ υδατικού πάγου, που ισοδυναμεί με κάλυψη του πλανήτη από υδατικό στρώμα βάθους 137 μ.^[182][183]

Τον Ιούλιο 2008 το NASA ανακοίνωσε ότι το Φοίνιξ λάντερ επιβεβαίωσε την παρουσία υδατικού πάγου στην περιοχή προσεδάφισης κοντά στο βόρειο πολικό παγοκάλυμμα (68,2° γεωγραφικό πλάτος). Επρόκειτο για την πρώτη άμεση παρατήρηση πάγου από την επιφάνεια του πλανήτη.^[184] Δύο χρόνια αργότερα, το ραντάρ SHARAD του Αρειανού Αναγνωριστικού Τροχιακού έκανε μετρήσεις στο βόρειο πολικό κάλυμμα πάγου και προσδιόρισε ότι ο συνολικός όγκος του υδατικού πάγου εκεί είναι 821.000 κυβικά χιλιόμετρα. Δηλαδή ποσότητα ισοδύναμη με το 30% του Γροιλανδικού στρώματος πάγου, ή αρκετή ώστε να καλύψει την επιφάνεια του Άρη σε βάθος 56 μέτρων.^[185] Και τα δύο πολικά καλύμματα εμφανίζουν λεπτή εσωτερική διαστρωμάτωση όταν εξετάζονται εικόνες του HiRISE και του Mars Global Surveyor. Οι έρευνες για τη δομή, την ιστορία και τις ιδιότητες ροής των στρωμάτων συνεχίζονται^[126] αν και η ερμηνεία τους δεν είναι απλή.^[186]

Η λίμνη Βοστόκ στην Ανταρκτική ίσως αποτελεί καλό πρότυπο μελέτης για τα υποπαγετώδη ύδατα.^[187]

Νερό σε υγρή μορφή κάτω από τους πάγους

Τον Ιούλιο 2018 οι επιστήμονες της Ιταλικής Διαστημικής Υπηρεσίας ανέφεραν ότι ανίχνευσαν υποπαγετώδη λίμνη στον Άρη, 1,5 χλμ. υπό του νοτιοπολικού παγοκαλύμματος, και εκτεινόμενη κατά 20 χλμ. οριζόντια, και επρόκειτο για τa πρώτα αποδεικτικά στοιχεία της ύπαρξης σταθερού σώματος υγρού νερού στον πλανήτη.^{[188][189][190][191]} Τα στοιχεία για την Αρειανή λίμνη συνάχθηκαν από ένα φωτεινό σημείο στα ηχητικά δεδομένα του ραντάρ MARSIS που συλλέχθηκαν την περίοδο Μάιος 2012 έως Δεκέμβριος 2015.^[192] Η λίμνη έχει επίκεντρο στο 193°Α, 81°Ν, μια επίπεδη επιφάνεια που δεν παρουσιάζει ιδιαίτερα τοπογραφικά χαρακτηριστικά αλλά περιβάλλεται από υψώματα, εκτός από την ανατολική πλευρά όπου υπάρχει κατάθλιψη.^[188] Το ραντάρ SHARAD του Mars Reconnaissance Orbiter δεν έχει δει σημάδια της λίμνης, αλλά η ομάδα θα επαναξετάσει την περιοχή και θα προσπαθήσει να επιβεβαιώσει το πόρισμα όταν οι τροχιακές παράμετροι θα είναι ευνοϊκές.^[193] Είναι απίθανο ότι το SHARAD θα ανιχνεύσει τη λίμνη, καθώς έχει πολύ λιγότερες διεισδυτικές στο έδαφος δυνατότητες από το MARSIS.

Επειδή η θερμοκρασία στη βάση του παγοκαλύμματος εκτιμήθηκε ίση με 205 K (−68 °C; −91 °F), οι επιστήμονες υποθέτουν ότι το νερό μπορεί να παραμείνει υγρό από την αντιψυκτική επίδραση των υπερχλωρικών μαγνησίου και ασβεστίου.^[188][194] Το στρώμα πάγου πάχους 1,5 χλμ. που καλύπτει τη λίμνη αποτελείται από υδατικό πάγο, με 10 έως 20% αναμειγμένη σκόνη, και εποχιακά καλύπτεται από ένα παχύ στρώμα 1 μέτρου ξηρού πάγου.^[188] Επειδή τα καθαρά δεδομένα από το νοτιοπολικό παγοκάλυμμα είναι περιορισμένα, οι εξερευνητές δήλωσαν ότι «δεν υπάρχει κανένας λόγος για να συμπεράνουμε ότι η παρουσία του εδαφικού νερού στον Άρη περιορίζεται σε μια μεμονωμένη τοποθεσία.»^[188]

Η λίμνη μπορεί να αποτελείται από καθαρό νερό, ή λάσπη που προέκυψε από ανάμιξη νερού με χώμα.^[195] Τα υψηλά επίπεδα άλατος της λίμνης καθιστούν το περιβάλλον αφιλόξενο για τις περισσότερες μορφές ζωής, αλλά στη Γη υπάρχουν οργανισμοί που ονομάζονται αλόφιλοι και ευδοκιμούν σε αλμυρές συνθήκες, μολονότι όχι σε σκοτεινά, κρύα, συμπυκνωμένα διαλύματα υπερχλωρικών.^[195]

Εδαφικός πάγος

Για πολλά χρόνια, διάφοροι επιστήμονες έχουν προτείνει ότι μερικές περιοχές στην επιφάνεια του Άρη μοιάζουν με τις περιπαγετώδεις περιοχές στη Γη.^[198] Κατ ' αναλογία με τα γαιώδη χαρακτηριστικά, έχει υποστηριχθεί ότι ίσως πρόκειται για περιοχές με μόνιμα παγωμένο έδαφος, που σημαίνει ότι υπάρχει παγωμένο νερό ακριβώς κάτω από την επιφάνεια.^[199][200] Ένα κοινό χαρακτηριστικό στα υψηλότερα γεωγραφικά πλάτη, το πολυγωνικό έδαφος, μπορεί να εμφανιστεί σε διάφορες μορφές, όπως ρίγες και πολύγωνα. Στη Γη, αυτά τα σχήματα προκαλούναι από τo πάγωμα και ξεπάγωμα του εδάφους.^[201] Υπάρχουν και άλλα είδη στοιχείων που αποδεικνύουν ότι υπάρχουν μεγάλες ποσότητες παγωμένου νερού κάτω από την επιφάνεια του Άρη, όπως η εξομάλυνση του ανάγλυφου, που στρογγυλοποιεί τα αιχμηρά τοπογραφικά χαρακτηριστικά.^[202] Στοιχεία από το φασματόμετρο ακτίνων γάμμα του Αρειανή Οδύσσεια και άμεσες μετρήσεις με το Φοίνιξ λάντερ υποστηρίζουν την θεωρία ότι πολλά από αυτά τα χαρακτηριστικά σχετίζονται με την παρουσία εδαφικού πάγου.^[203]

Πολυγωνικό έδαφος

Στον Άρη

Στο Όρος Κένυα

Το 2017 με την κάμερα HiRISE του Αρειανού Αναγνωριστικού Τροχιακού (MRO) βρέθηκαν τουλάχιστον οκτώ διαβρωμένες πλαγιές όπου φαίνονταν εκτεθειμένα φύλλα παγωμένου νερού πάχους 100 μέτρων, καλυμμένα από ένα στρώμα εδάφους πάχους 1 - 2 μέτρων.^[196][204] Οι τοποθεσίες βρίσκονται σε γεωγραφικά πλάτη 55°- 58° που σημαίνει ότι υπάρχει ρηχός εδαφικός πάγος κάτω από το ένα τρίτο της Αρειανής επιφάνειας.^[196] Η εικόνα αυτή επιβεβαιώνει ότι είχε εντοπιστεί παλαιότερα από το φασματόμετρο του Αρειανή Οδύσσεια, τα διεισδυτικά ραντάρ των MRO και Μαρς Εξπρές, και από τις επιτόπιες ανασκαφές του Φοίνιξ λάντερ .^[196] Αυτά τα στρώματα πάγου κρατούν εύκολα προσβάσιμα στοιχεία για την κλιματική ιστορία του Άρη και καθιστούν το παγωμένο νερό προσβάσιμο σε μελλοντικούς ρομποτικούς ή ανθρώπινους εξερευνητές.^[196] Έχει προσταθεί ότι ίσως αυτές οι εναποθέσεις είναι τα απομεινάρια των παγετώνων που υπήρξαν πριν από εκατομμύρια χρόνια, όταν ο άξονας περιστροφής και η τροχιά του πλανήτη ήταν διαφορετικά.

• 

  Κοντινή άποψη των τοιχωμάτων της τριγωνικής κατάθλιψης, όπως φαίνεται η ορατή διαστρωμάτωση του τοιχώματος από το HiRISE. Τα στρώματα περιέχουν πάγο. Τα χαμηλότερα στρώματα είναι κεκλιμένα, ενώ τα πιο επιφανειακά είναι περισσότερο ή λιγότερο οριζόντια. Η εν λόγω διάταξη στρωμάτων ονομάζεται "γωνιώδης ασυμφωνία."^[205]

• 

  Κρατήρας που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με άφθονο πάγο, όπως φαίνεται από το HiRISE. Από την περιφέρεια Ισμήνεια Λίμνη.

• 

  Κοντινή άποψη του κρατήρα που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με αφθονία πάγων, όπως φαίνεται από το HiRISE. Τα εκτινάγματα φαίνονται χαμηλότερα από τα περιβάλλοντα εδάφη. Ίσως επειδή όταν ήταν ζεστά έλιωσαν κάποιους πάγους,

Κτενιοειδής τοπογραφία

Ορισμένες περιοχές του Άρη επιδεικνύουν κτενιοειδείς καταθλίψεις. Υπάρχουν υποψίες ότι οι καταθλίψεις είναι τα απομεινάρια από την υποβάθμιση των αποθεμάτων ενός πλούσιου σε πάγους μανδύα. Τα χτένια προκλήθηκαν από εξάχνωση πάγων από το παγωμένο έδαφος. Οι γεωμορφές της κτενιοειδούς τοπογραφίας μπορεί να σχηματίστηκαν από υπεδάφιες απώλειες υδάτων λόγω εξάχνωσης στις τρέχουσες Αρειανές κλιματικές συνθήκες. Ένα μοντέλο προβλέπει παρόμοια σχήματα όταν στο έδαφος υπάρχουν μεγάλες ποσότητες καθαρού πάγου, για πολλές δεκάδες μέτρα βάθους.^[206] Αυτό το υλικό του μανδύα μάλλον αποτέθηκε από την ατμόσφαιρα ως πάγος που σχηματίστηκε στη σκόνη όταν το κλίμα ήταν διαφορετικό.^[207][208] Τα χτένια συνήθως έχουν δεκάδες μέτρα βάθος και από μερικές εκατοντάδες έως μερικές χιλιάδες μέτρα μήκος. Μπορεί να είναι σχεδόν κυκλικά ή επιμήκη. Κάποια φαίνεται πως έχουν συγχωνευθεί προς σχηματισμό εδάφους με μεγάλες λακκούβες. Η διαδικασία διαμόρφωσης του εδάφους μπορεί να άρχισε με εξάχνωση από μια ρωγμή. Υπάρχουν συχνά πολυγωνικές ρωγμές όπου σχηματίζονται χτένια και η κτενιοειδής τοπογραφία αποτελεί ένδειξη παγωμένου εδάφους.^[123][209]

Την 22 Νοεμβρίου 2016 το NASA ανέφερε ότι βρήκε μεγάλες ποσότητες υπόγειων πάγων στην Πεδιάδα Ουτοπία του Άρη.^[210] Ο όγκος του νερού που εντοπίστηκε υπολογίστηκε ισοδύναμος του υδατικού όγκου της Λίμνης Σουπίριορ.

Ο όγκος του υδατικού πάγου υπολογίστηκε βάσει μετρήσεων από το διεισδυτικό-στο-έδαφος ραντάρ του Αρειανού Όρμπιτερ, που ονομάζεται SHARAD. Από τα δεδομένα προσδιορίστηκε η διηλεκτρική σταθερά, η οποία βρέθηκε να αναλογεί σε μεγάλες συγκεντρώσεις υδατικού πάγου.^{[211][212][213]}

Αυτά τα κτενιοειδή χαρακτηριστικά είναι επιφανειακά παρόμοια με το χαρακτηριστικά Ελβετικού τυριού, που βρέθηκαν γύρω από το νότιο πόλο. Πιστεύεται ότι οφείλονται σε κοιλότητες που σχηματίστηκαν σε ένα επιφανειακό στρώμα στερεού διοξειδίου του άνθρακα, αντί για υδατικού πάγου—αν και οι πυθμένες σε αυτές τις τρύπες πιθανότατα περιέχουν άφθονο H₂O.^[214]

Μπαλώματα πάγου

Την 28 Ιουλίου 2005, η Ευρωπαϊκή Υπηρεσία Διαστήματος ανακοίνωσε την ύπαρξη ενός κρατήρα εν μέρει πληρωμένου με παγωμένο νερό, ^[215] μία ανακάλυψη που από ορισμένους ερμηνεύτηκε ως "παγωμένη λίμνη".^[216] Εικόνες από τον κρατήρα, που λήφθηκαν από την Υψηλής Ανάλυσης Στέρεο Κάμερα του Μαρς Εξπρές όρμπιτερ του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος, δείχνουν ξεκάθαρα ένα ευρύ φύλλο πάγου στον πάτο ενός ανώνυμου κρατήρα που βρίσκεται στο Βαστίτας Μπορεάλις, μια ευρεία πεδιάδα που εκτείνεται σε πολλά από τα Αρειανά βόρεια γεωγραφικά πλάτη, στο 70,5° Βόρεια και 103° Ανατολικά. Ο κρατήρας έχει πλάτος 35 χλμ. και βάθος 2 χλμ. Η διαφορά ύψους μεταξύ του πάτου του κρατήρα και της επιφάνειας του υδατικού πάγου είναι περίπου 200 μέτρα. Oι επιστήμονες του ΕΥΔ οι θεώρησαν ότι η διαφορά ύψους οφείλεται σε αμμόλοφους κάτω από τα παγωμένα ύδατα, που είναι εν μέρει ορατοί. Το μπάλωμα δεν αναφέρεται ως "λίμνη" αλλά είναι αρκετά μεγάλο και η παρουσία του είναι σταθερή όλον τον χρόνο. Εναποθέσεις υδατικών πάγων και στρωμάτων παγετού έχουν βρεθεί σε πολλές διαφορετικές περιοχές του πλανήτη.

Στην επιφάνεια του Άρη έχουν απεικονιστεί και αρκετά άλλα μπαλώματα πάγων που είναι διάσπαρτα σε όλη την επιφάνεια και μερικά είναι συγκεντρωμένα στα μέσα πλάτη (≈30-60° Β/Ν από τον ισημερινό).^[126]

Παγετώνες

Πολλές μεγάλες περιοχές του Άρη είτε έχουν παγετώνες ή φαίνεται πως κάποτε είχαν. Πολλές περιοχές σε υψηλά γεωγραφικά πλάτη, ιδίως στην περιφέρεια της Ισμήνειας Λίμνης πιστεύεται ότι περιέχουν τεράστιες ποσότητες νερού σε μορφή πάγου.^[217][218] Πολλοί πλανητικοί επιστήμονες από τα νεότερα στοιχεία έχουν συμπεράνει ότι υδατικοί πάγοι εξακολουθούν να υφίστανται ως παγετώνες σε όλα τα μεσαία και υψηλά γεωγραφικά πλάτη, προστατευμένοι από εξάχνωση από λεπτά καλύμματα μονωτικών πετρωμάτων και/ή σκόνης.^[38][55] Ένα παράδειγμα αυτού είναι τα παγόμορφα χαρακτηριστικά που ονομάστηκαν λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων στην περιοχή Τράπεζες του Δευτερονείλου, και ενδεικνύουν την παρουσία πάγων που βρίσκονται κατά μερικά μέτρα κάτω από τα βραχώδη συντρίμματα.^[55] Οι παγετώνες συσχετίζονται με το διαβρωμένο έδαφος και πολλά ηφαίστεια. Οι ερευνητές έχουν περιγράψει παγετώδεις αποθέσεις στον Θόλο της Εκάτης,^[219] στο Όρος Αρσία,^[220] στο Όρος Παβονις,^[221] και στο όρος Όλυμπος.^[222]

Τα χαρακτηριστικά στην επιφάνεια του Άρη που μοιάζουν με παγετώνες είναι γνωστά ποικιλοτρόπως ως ιξώδεις ροές,^[223] Αρειανές ροές, λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων,^[55] ή γραμμωτές κοιλάδες,^[51] , ανάλογα με τη μορφή του χαρακτηριστικού, την τοποθεσία του, τις γεωμορφές με τις οποίες συνδέεται και με τον συγγραφέα που τις περιγράφει. Πολλοί, αλλά όχι όλοι, μικροί παγετώνες φαίνεται πως συνδέονται με ξεροπόταμους στα τοιχώματα των κρατήρων και του μανδυακού υλικού.^[224] Οι γραμμωτές αποθέσεις γνωστές ως γραμμωτές πληρώσεις μάλλον είναι παγετώνες καλυμμένοι από πετρώματα και βρίσκονται στα πατώματα των περισσότερων καναλιών του διαβρωμένου εδάφους γύρω από την Γαία Αραβία στο βόρειο ημισφαίριο. Οι επιφάνειες τους έχουν υβώματα και αυλακώσεις που εκτρέπονται γύρω από τα εμπόδια. Οι γραμμωτές αποθέσεις στα πατώματα ίσως σχετίζονται με λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων που έχει αποδειχθεί ότι περιέχουν μεγάλες ποσότητες πάγου από τα ραντάρ των τροχιακών οχημάτων.^[38][55] Για πολλά χρόνια, οι ερευνητές θεωρούσαν ότι τα χαρακτηριστικά που ονομάστηκαν "λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων" ήταν παγετώδεις ροές και ότι κάτω από ένα στρώμα μονωτικών πετρωμάτων υπάρχουν πάγοι.^{[54][225][226]} Με τις νεότερες μετρήσεις επιβεβαιώθηκε ότι οι λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων περιέχουν καθαρό πάγο που είναι καλυμμένος από στρώμα πετρωμάτων.^[38][55]

Οι κινούμενοι πάγοι μεταφέρουν βραχώδη υλικά και στη συνέχεια πέφτουν καθώς ο πάγος εξαφανίζεται. Αυτό συμβαίνει συνήθως στο ρύγχος ή στα άκρα του παγετώνα. Στη Γη, τέτοια χαρακτηριστικά ονομάζονται λιθώνες.^[

Κρατήρες Άρη

Κατάλογος κρατήρων του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Ακολουθεί κατάλογος με κρατήρες στον Άρη. Υπάρχουν εκατοντάδες χιλιάδες κρατήρες στον Άρη που είναι μεγαλύτεροι από 1 χλμ., εκ των οποίων περίπου χίλιοι μόνο έχουν ονόματα.^[1] Τα ονόματα επιλέχθηκαν από την Διεθνή Αστρονομική Ένωση κατόπιν αιτήσεων σχετικών επιστημόνων. Γενικά ονομάστηκαν μόνο οι κρατήρες που έχουν σημαντικό ερευνητικό ενδιαφέρον. Έμπνευση για τα ονόματα μεγάλων κρατήρων ήταν διάσημοι επιστήμονες και συγγραφείς επιστημονικής φαντασίας, ενώ οι μικρότεροι κρατήρες διαμέτρου μικρότερης των 60 χλμ ονομάστηκαν με έμπνευση από ονόματα πόλεων στη Γη.^[2] Τα πλάτη και μήκη δίνονται ως πλανητογραφικές συντεταγμένες.

Κατάλογος με επώνυμους κρατήρες

Περιλαμβάνονται η ονομασία, συντεταγμένες, διάμετρος σε χιλιόμετρα, έτος έγκρισης ονομασίας, η προέλευση του ονόματος και μια άμεση αναφορά στο γεωγραφικό λεξικό της Πλανητικής Ονοματολογία.

Στατιστικά

Το 2017 οι Αρειανοί κρατήρες αποτελούσαν το 21% του συνόλου των 5.211 επώνυμων κρατήρων του Ηλιακού Συστήματος, εκ των οποίων οι περισσότεροι βρίσκονται στο Φεγγάρι και τον Άρης. Άλλα μη-πλανητικά σώματα με ορισμένους επώνυμους κρατήρες είναι: Καλλιστώ (141), Γανυμήδης (131), Ρέα (128), 4 Εστία (90), Δήμητρα (90), Διόνη (73), Ιαπετός (58), Εγκέλαδος (53), Τηθύς (50) και Ευρώπη (41).

Μεγαλύτεροι κρατήρες

Μερικοί από τους μεγαλύτερους κρατήρες στον Άρη παραμένουν ανώνυμοι. Οι διάμετροι διαφέρουν ανάλογα με την πηγή δεδομένων.

Κρατήρας	Συντεταγμένες	Διάμετρος (χλμ)	Μεγάλος ημιάξονας (χλμ)	Μικρός ημιάξονας (χλμ)	Κατάταξη μεγέθους βάσει εμβαδού	Ημ/νία ονόματος	Προέλευση Ονόματος	Αναφορά
Huygens (Χόυχενς)	13.96°S 55.58°E / -13.96; 55.58 (Huygens)	467,25	484,89	450,54	1	1973	Κρίστιαν Χόυχενς	Πλ.Ον.
Schiaparelli (Σκιαπαρέλι)	2.69°S 16.79°E / -2.69; 16.79 (Schiaparelli)	458.52 (445,76)	462,51	430,4	2	1973	Τζοβάνι Σκιαπαρέλι	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	38.1°N 167.15°W / 38.1; -167.15	376,35	452,74	384,9	3	–	–	—
Greeley (Γκρίλει)	36.63°S 3.19°E / -36.63; 3.19 (Greeley)	457.45 (427.15)	438.81	395.71	4	2015	Ρόναλντ Greeley	Πλ.Ον.
Κασίνι	22.59°N 32.11°E / 22.59; 32.11 (Cassini)	408,23	411,45	402,42	5	1973	Τζοβάνι Κασίνι	Πλ.Ον.
Αντωνιάδη	21.59°N 60.84°E / 21.59; 60.84 (Antoniadi)	400,95	417,04	389,68	6	1973	Ευγένιος Αντωνιάδης	Πλ.Ον.
Dollfus (Ντολφύς)	20.99°S 3.83°W / -20.99; -3.83 (Dollfus)	363,08 (358,72)	367,94	346,98	7	2013	Ωντουέν Ντολφύς	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	59.01°S 76.89°W / -59.01; -76.89	341,1	391,76	325,82	8	–	–	—
Tikhonravov (Τιχονραβοβ)	12.92°N 35.91°E / 12.92; 35.91 (Tikhonravov)	343,7	356,28	331,85	9	1985	Mikhail Tikhonravov	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	23.39°N 53.24°E / 23.39; 53.24	340,12	351,4	330,13	10	–	–	—
Ανώνυμος	0.99°S 28.86°E / -0.99; 28.86	325,8	347	308,58	11	–	–	—
Newton (Νεύτων)	40.52°S 158.06°W / -40.52; -158.06 (Newton)	299,94 (312,44)	318,37	307,37	12	1973	Ισαάκ Νεύτων	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	59.53°S 83.89°W / -59.53; -83.89	301,99	319,91	297,06	13	–	–	—
Ανώνυμος	24.47°S 32.12°W / -24.47; -32.12	300,36	323,73	291,72	14	–	–	—
ντε Βοκουλέρ	13.67°S 171.09°E / -13.67; 171.09 (de Vaucouleurs)	302,27 (311,68)	316,11	297,19	15	2000	Ζεράρ ντε Βοκουλέρ	Πλ.Ον.
Κοπέρνικος	48.88°S 168.82°W / -48.88; -168.82 (Copernicus)	301,83	320,69	284,51	16	1973	Νικόλαος Κοπέρνικος	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	52.55°S 109.57°W / -52.55; -109.57	326,77	343,52	260,75	17	–	–	—
Χέρσελ	14.15°S 129.89°E / -14.15; 129.89 (Herschel)	297,92	301,56	294,41	18	1973	Τζόν Χέρσελ και Ουίλιαμ Χέρσελ	Πλ.Ον.
Schroeter (Σρέτερ)	1.89°S 55.99°E / -1.89; 55.99 (Schroeter)	291,59	298,12	285,7	19	1973	Γιόχαν Χιερόνυμους Σρέτερ	Πλ.Ον.
Koval'sky (Κοβάλσκι)	29.73°S 141.43°W / -29.73; -141.43 (Koval'sky)	296,67 (285,14)	288,89	281,38	20	1985	Μαριάν Αλμπέρτοβιτς Κοβάλσκι	Πλ.Ον.

Παράδειγμα κρατήρα

Αρειανά κανάλια

Κατάλογος καναλιών του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Τα υποτιθέμενα Αρειανά κανάλια ονομάστηκαν από τον Σκιαπαρέλι και άλλους, με έμπνευση από πραγματικά και θρυλικά ποτάμια της Γης ή το μυθολογικό κάτω κόσμο. Ακολουθεί λίστα με κάποιες από τις ονομασίες, και οι περιοχές με τις οποίες πιστεύεται ότι συνδέονται.^[1][2][3]

Α

Άρης (Βουνά)

Κατάλογος βουνών του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Ο κατάλογος περιλαμβάνει όλα τα  επώνυμα βουνά του Άρη.

Η ονοματολογία των βουνών περιλαμβάνει τους όρους:

• Όρος ή mons: ένα μεγάλο μεμονωμένο βουνό
• Οροσειρά ή Montes
• Θόλος ή tholus: ένα μικρό καμπυλειδές βουνό
• Θόλοι ή Tholi: σειρά από θόλους
• Ντόρσα: χαμηλή κορυφογραμμή

Ονομασία	Συντεταγμένες	Διάμετρος (χλμ)	Ύψος κορυφής (χλμ)
Aeolis Mons ή Όρος Αιολίς[1][2][3][4]	5.08°S 137.85°E / -5.08; 137.85 (Mount Sharp)	89	5.5
Alba Mons ή Όρος Άλμπα	41.1°N 249.3°E / 41.1; 249.3 (Alba Mons)	548
Albor Tholus ή Θόλος Άλμπορ	18.87°N 150.47°E / 18.87; 150.47 (Albor Tholus)	170	4.5
Anseris Mons ή Όρος Ανσέρις	29.81°S 86.65°E / -29.81; 86.65 (Anseris Mons)	58	4.2
Aonia Mons ή Όρος Αονία	53.3°N 272.1°E / 53.3; 272.1 (Aonia Mons)	27
Aonia Tholus ή Θόλος Αονία	59.0°S 280.0°E / -59.0; 280.0 (Aonia Tholus)	54
Apollinaris Mons ή Όρος Απολλινάρις	9.2°S 174.8°E / -9.2; 174.8 (Apollinaris Mons)	275
Apollinaris Tholus ή Θόλος Απολλινάρις	64°S 175.75°E / -64; 175.75 (Apollinaris Tholus)	33
Argyre Mons ή Όρος Αργύρη	50.4°S 311.9°E / -50.4; 311.9 (Argyre Mons)	61
Arsia Mons ή Όρος Αρσία	8.4°S 239.91°E / -8.4; 239.91 (Arsia Mons)	475	16.0
Ascraeus Mons ή Όρος Ασκραίος	11.92°N 255.92°E / 11.92; 255.92 (Ascraeus Mons)	460	18.0
Ausonia Montes ή Οροσειρά Αυσονία	25.42°S 99.04°E / -25.42; 99.04 (Ausonia Montes)	158
Australe Montes ή Οροσειρά Αυστράλε	80.19°S 14.05°E / -80.19; 14.05 (Australe Montes)	387
Biblis Tholus ή Θόλος Μπιμπλις	2.5°N 235.6°E / 2.5; 235.6 (Biblis Tholus)	169
Centauri Montes ή Οροσειρά Κένταυροι	38.67°S 95.52°E / -38.67; 95.52 (Centauri Montes)	270
Ceraunius Tholus ή Θόλος Κεραύνιος	24.25°N 262.75°E / 24.25; 262.75 (Ceraunius Tholus)	130
Cerberus Tholi ή Θόλοι Κέρβερος	4.5°N 164.4°E / 4.5; 164.4 (Cerberus Tholi)	698
Chalce Montes ή Οροσειρά Χαλκη	53.72°S 322.35°E / -53.72; 322.35 (Chalce Montes)	95
Charitum Montes ή Οροσειρά Χάριτουμ	58.1°S 319.71°E / -58.1; 319.71 (Charitum Montes)	850
Chronius Mons ή Όρος Χρόνιος	61.5°S 178.0°E / -61.5; 178.0 (Chronius Mons)	56
Coprates Montes ή Οροσειρά Κοπρατες	13°S 294.6°E / -13; 294.6 (Coprates Montes)	350
Coronae Montes ή Οροσειρά Κορόνα	34.31°S 86.11°E / -34.31; 86.11 (Coronae Montes)	236
E. Mareotis Tholus ή Θόλος Ε.Μαρεότις	36.24°N 274.87°E / 36.24; 274.87 (E. Mareotis Tholus)	5.0
Echus Montes ή Οροσεριά Ήχος	7.81°N 282.05°E / 7.81; 282.05 (Echus Montes)	395
Electris Mons ή Όρος Ελεκτρίς	45.7°S 152.7°E / -45.7; 152.7 (Electris Mons)	105
Eridania Mons ή Όρος Εριδάνια	57.0°S 137.9°E / -57.0; 137.9 (Eridania Mons)	143
Elysium Mons ή Όρος Ηλύσιο	25.02°N 147.21°E / 25.02; 147.21 (Elysium Mons)	410	12,5
Erebus Montes ή Οροσειρά Ερέβους	35.66°N 185.2°E / 35.66; 185.2 (Erebus Montes)	785
Euripus Mons ή Όρος Εύριπος	44.82°S 105.18°E / -44.82; 105.18 (Euripus Mons)	91
Galaxius Mons ή Όρος Γαλάξιος	34.76°N 142.31°E / 34.76; 142.31 (Galaxius Mons)	22
Geryon Montes ή Οροσειρά Γέρυον	7.72°S 278.38°E / -7.72; 278.38 (Geryon Montes)	359
Gonnus Mons ή ¨Ορος Γόννος	41.21°N 269.12°E / 41.21; 269.12 (Gonnus Mons)	57
Hadriacus Mons ή Όρος Αδριακός	31.29°S 91.86°E / -31.29; 91.86 (Hadriacus Mons)	450
Hecates Tholus ή Θόλος Εκάτης	32.42°N 150.24°E / 32.42; 150.24 (Hecates Tholus)	183
Hellas Montes ή Οροσειρά Ελλάς	37.63°S 97.61°E / -37.63; 97.61 (Hellas Montes)	153
Hellespontus Montes ή Οροσειρά Ελλήσποντος	44.37°S 42.76°E / -44.37; 42.76 (Hellespontus Montes)	730
Hibes Montes ή Οροσειρά Ίβες	3.79°N 171.34°E / 3.79; 171.34 (Hibes Montes)	137
Horarum Mons ή Όρος Ωράρουμ	51.05°S 323.44°E / -51.05; 323.44 (Horarum Mons)	20
Issedon Tholus ή Θόλος Ισήδων	36.38°N 265.17°E / 36.38; 265.17 (Issedon Tholus)	52
Jovis Tholus ή Θόλος Χόβις	18.41°N 242.59°E / 18.41; 242.59 (Jovis Tholus)	58
Labeatis Mons ή Όρος Λαβετις	37.48°N 284.14°E / 37.48; 284.14 (Labeatis Mons)	22,5
Libya Montes ή Οροσειρά Λιβύα	1.44°N 88.23°E / 1.44; 88.23 (Libya Montes)	1.170
"Οξύ βουνό" (επίσημα είναι το Όρος Αιολίς)	5.08°S 137.85°E / -5.08; 137.85 (Mount Sharp)	89	5,5
N. Mareotis Tholus ή Θόλος Ν.Μαρεότις	36.7°N 273.79°E / 36.7; 273.79 (N. Mareotis Tholus)	3.0
Nectaris Montes ή Οροσειρά Νεκταρίς	14.6°S 305.4°E / -14.6; 305.4 (Nectaris Montes)	220
Nereidum Montes ή Οροσειρά Νηρεϊδια	37.57°S 316.79°E / -37.57; 316.79 (Nereidum Montes)	1.130
Nia Tholus ή Θόλος Νία	6.6°S 285.1°E / -6.6; 285.1 (Nia Tholus)	34
Nili Tholus ή Θόλος Νιλι	9.2°N 67.4°E / 9.2; 67.4 (Nili Tholus)	7
Oceanidum Mons ή Όρος Ωκεανίδειο (πρώην Θόλος Χαρίτειος)	55.2°S 41.3°E / -55.2; 41.3 (Oceanidum Mons)	33
Octantis Mons ή Όρος Οκταντίς	54.93°S 318.77°E / -54.93; 318.77 (Octantis Mons)	19
Olympus Mons ή Όρος Όλυμπος (μεγαλύτερο βουνό του ηλιακού συστήματος)	18.65°N 226.2°E / 18.65; 226.2 (Olympus Mons)	648	27
Pavonis Mons ή Όρος Παβονις	1.48°N 247.04°E / 1.48; 247.04 (Pavonis Mons)	375	8,7
Peraea Mons ή Όρος Περαία	31.08°S 86.11°E / -31.08; 86.11 (Peraea Mons)	21,5
Phlegra Montes ή Οροσειρά Φλέγρα	40.4°N 163.71°E / 40.4; 163.71 (Phlegra Montes)	1.350
Pindus Mons ή Όρος Πίνδος	39.47°N 271.48°E / 39.47; 271.48 (Pindus Mons)	16,5
Promethei Mons ή Όρος Προμηθέας	70.6°S 87.4°E / -70.6; 87.4 (Promethei Mons)	65,2
Scandia Tholi ή Θόλοι Σκάνδια	74.09°N 201.28°E / 74.09; 201.28 (Scandia Tholi)	480
Sirenum Mons ή Όρος Σειρήνιο	38.2°S 212.2°E / -38.2; 212.2 (Sirenum Mons)	123
Sirenum Tholus ή Θόλος Σειρήνιο	34.6°S 215.2°E / -34.6; 215.2 (Sirenum Tholus)	54
Sisyphi Montes ή Οροσειρά Σίσσυφοι	69.65°S 13.08°E / -69.65; 13.08 (Sisyphi Montes)	200
Sisyphi Tholus ή Θόλος Σίσσυφοι	75.7°S 341.5°E / -75.7; 341.5 (Sisyphi Tholus)	28
Syria Mons ή Όρος Συρία	13.92°S 104.3°E / -13.92; 104.3 (Syria Mons)	80
Tanaica Montes ή Οροσειρά Ταναϊκά	39.55°N 269.17°E / 39.55; 269.17 (Tanaica Montes)	177
Tartarus Montes ή Οροσειρά Τάρταροι	15.46°N 167.54°E / 15.46; 167.54 (Tartarus Montes)	1.070
Tharsis Montes ή Οροσειρά Θαρσίς	1.57°N 247.42°E / 1.57; 247.42 (Tharsis Montes)	1.840
Tharsis Tholus ή Θόλος Θαρσίς	13.41°N 269.31°E / 13.41; 269.31 (Tharsis Tholus)	158
Thyles Montes ή Οροσειρά Θυλες	69.9°S 126.5°E / -69.9; 126.5 (Thyles Montes)	380
Tyrrhenus Mons ή Όρος Τυρρήνιο	21.63°S 105.88°E / -21.63; 105.88 (Tyrrhena Mons)	143
Ulysses Tholus ή Θόλος Οδυσσέα	3.0°N 238.5°E / 3.0; 238.5 (Ulysses Tholus)	102
Uranius Mons ή Όρος Ουράνιο	26.9°N 267.9°E / 26.9; 267.9 (Uranius Mons)	265
Uranius Tholus ή Θόλος Ουράνιος	26.52°N 262.43°E / 26.52; 262.43 (Uranius Tholus)	62
W. Mareotis Tholus ή Θόλος Δ.Μαρεότις	35.88°N 272.04°E / 35.88; 272.04 (W. Mareotis Tholus)	12,0
Xanthe Montes ή Οροσειρά Ξάνθη	18.13°N 305.08°E / 18.13; 305.08 (Xanthe Montes)	500
Zephyria Tholus ή Θόλος Ζεφυρία	19.96°S 172.92°E / -19.96; 172.92 (Zephyria Tholus)	30,5

Θαρσίς (Άρης)

Θαρσίς

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Η Θαρσίς (Tharsis) είναι ένα τεράστιο ηφαιστειογενές υψίπεδο που απλώνεται σε μεγάλο μέρος της τροπικής ζώνης του δυτικού ημισφαιρίου του πλανήτη Άρη. Η διαστάσεων ηπείρου περιοχή αυτή φιλοξενεί τα μεγαλύτερα ηφαίστεια σε ολόκληρο το Ηλιακό Σύστημα, μεταξύ των οποίων τα τρία τεράστια Αρσία, Παβόνις και Ασκραίο, που είναι γνωστά από κοινού ως Όρη Θαρσίδος. Το υψηλότερο ηφαίστειο του πλανήτη (και του Ηλιακού Συστήματος), το όρος `Ολυμπος, συνδέεται μεν με τη Θαρσίδα, αλλά για την ακρίβεια βρίσκεται μόλις έξω από το δυτικό της άκρο. Το όνομα «Θαρσίς» είναι η εξελληνισμένη (και εκλατινισμένη) μεταγραφή της βιβλικής λέξεως Tarshish, που ήταν η ονομασία της γης στο δυτικό άκρο του τότε γνωστού κόσμου^[1] και οι κάτοικοί της αναφέρονται ως «Θάρσεις» στην ελληνική μετάφραση των Ο΄ της Γενέσεως (ι΄ 4).

Θέση και διαστάσεις

Το όνομα Θαρσίς χρησιμοποιείται συχνά με ευρύτερη έννοια, για να περιγράψει τη μεγέθους ηπείρου περιοχή υψωμένης επιφάνειας με κέντρο σχεδόν στον ισημερινό και σε αρειογραφικό μήκος 265° Α (σε αυτό το σύστημα όλα τα μήκη είναι ανατολικά, από 0 ως 360°).^[2] Αυτό είναι το λεγόμενο «Εξόγκωμα της Θαρσίδος» ή «Ανύψωση της Θαρσίδος» και κυριαρχεί στο δυτικό ημισφαίριο του πλανήτη, όντας το μεγαλύτερο τοπογραφικό χαρακτηριστικό του^[3].

Η Θαρσίς δεν έχει επακριβώς ορισμένα σύνορα^[4] και έτσι είναι δύσκολο να δοθούν ακριβείς διαστάσεις για αυτή. Σε γενικές γραμμές, το εξόγκωμα έχει διάμετρο περίπου 5000 km και ύψος μέχρι 7 km^[3] (εξαιρώντας τα ηφαίστεια, που έχουν πολύ υψηλότερες κορυφές). Εκτείνεται κατά προσέγγιση από την πεδιάδα Αμαζονίς (αρειογραφικό μήκος 215° Α) στα δυτικά μέχρι την πεδιάδα Χρυσή (300°) στα ανατολικά. Το Εξόγκωμα της Θαρσίδος είναι ελαφρώς επίμηκες, στη διεύθυνση βορρά-νότου, εκτεινόμενο από τις βόρειες υπώρειες του όρους Άλμπα (πλάτος περίπου 55°Β) μέχρι τη νότια πλευρά της Θαυμασίας (περ. 43°Ν). Ανάλογα με το πώς καθορίζονται τα όριά της, η Θαρσίς έχει έκταση 10 ως 30 εκατομμύρια km², δηλαδή μέχρι το 20% της συνολικής επιφανείας του πλανήτη^[5][6][7].

Υποπεριοχές

Η περιοχή της Θαρσίδος σύγκειται από αρκετές γεωλογικώς διακριτές υποπεριοχές, με διαφορετικές ηλικίες και γεωτεκτονικές ιστορίες.

Κατ' αρχή η Θαρσίς χωρίζεται σε δύο ευρείες ανυψώσεις του αρειανού φλοιού, τη μία στο βόρειο και την άλλη στο νότιο ημισφαίριο^[8][9]. Η βόρεια ανύψωση σμίγει με χαμηλότερες περιοχές με ήπιο ανάγλυφο και λίγους κρατήρες. Σε αυτή την έκταση κυριαρχεί το όρος Άλμπα και οι εκτεταμένες ηφαιστειακές εκροές του. Το όρος αυτό είναι μοναδικό στον πλανήτη, τόσο μεγάλο και τοπογραφικώς διακριτό, ώστε θα μπορούσε να ληφθεί ως μία ηφαιστειακή περιοχή από μόνο του^[10][11]. Το αρχαιότερο μέρος της βόρειας ανυψώσεως αποτελείται από μία ευρεία ράχη που αντιστοιχεί στην περιοχή του Κεραυνίου Βυθίσματος^[12]. Η ράχη έχει διεύθυνση βορρά-νότου και συνιστά τμήμα του νοάχειου υποστρώματος επάνω στο οποίο υψώθηκε το όρος Άλμπα. Εκεί βρίσκονται και ροές λάβας από τα Κεραύνια ρήγματα, που είναι κάπως παλαιότερες από τις αμαζόνειες ροές που αποτελούν μεγάλο μέρος της κεντρικής Θαρσίδος στα νότια^[13].

Το μεγαλύτερο μέρος της νότιας ανυψώσεως της Θαρσίδος (εικόνα: Συρία-Θαυμασία) έχει μία παλαιότερη επιφάνεια με περισσότερους κρατήρες. Το δυτικό της όριο βρίσκεται στις λάβες του υψιπέδου της Δαιδαλίας, τα οποία κατέρχονται απαλά προς τα νοτιοδυτικά ως τη Μεμνονία και τη Γη των Σειρήνων. Στα ανατολικά, η νότια ανύψωση της Θαρσίδος αποτελείται από το μεγάλο συγκρότημα της Συρίας-Θαυμασίας, μία αινιγματική, σχεδόν ορθογώνια παραλληλόγραμμη πλάκα ανασηκωμένου φλοιού πλάτους περί τα 3000 km^[14]. Η πλάκα αυτή τερματίζεται στα δυτικά από μία υψηλή ζώνη ρηγματώσεων (Claritas Fossae) και βουνών (την ορεινή Θαυμασία^[15]) που σχηματίζει ένα ευρύ τόξο, παρομοιασθέν ως προς το σχήμα με την ουρά ενός σκορπιού^[8][16]. Η Συρία-Θαυμασία καταλήγει προς τα βόρεια στον Λαβύρινθο της Νυκτός και τα δυτικά τρία τέταρτα της Κοιλάδας του Μάρινερ. Στα ανατολικά τερματίζεται από μία οροσειρά στη διεύθυνση βορρά-νότου που ονομάζεται Υψώματα του Κοπράτη^[17]. Τα όρια αυτά περιλαμβάνουν ένα ευρύ υψηλό υψίπεδο και μία αβαθή εσωτερική λεκάνη, τα υψίπεδα της Συρίας, του Σινά και του Ηλίου (Solis Planum). Τα μεγαλύτερα υψόμετρα στη Θαρσίδα βρίσκονται στο βόρειο Υψίπεδο της Συρίας, τον δυτικό Λαβύρινθο της Νυκτός και τις εκτάσεις ανατολικά του ηφαιστείου Αρσία.

Ανάμεσα στη βόρεια και στη νότια ανύψωση της Θαρσίδος κείται μία λιγότερο ευρεία περιοχή, που μπορεί να θεωρηθεί η «καθαυτό Θαρσίς» ή η κεντρική Θαρσίς. Ορίζεται από τα τρία μεγάλα Όρη Θαρσίδος (Αρσία, Παβόνις και Ασκραίο), μερικά μικρότερα ηφαίστεια και γειτονικές πεδιάδες σχετικώς νέων εκροών λάβας^[13]. Αυτές οι εκτάσεις λάβας κατέρχονται απαλά προς τα ανατολικά, όπου εγκολπώνουν τα παλαιότερα (εσπεριανά) εδάφη του Χάσματος της Ηχούς και της δυτικής Γης των Τεμπών. Στα δυτικά τα υψίπεδα της λάβας κατέρχονται προς ένα σύστημα μεγάλων κοιλάδων με κατεύθυνση προς τα βορειοδυτικά, που έχει πλάτος μέχρι 200 km. Αυτές οι κοιλάδες καταλήγουν στην Αμαζονίδα, διαχωρίζονται από μεγάλες παράλληλες ράχες σε σχήμα καρίνας πλοίου και μπορεί να είναι δημιουργήματα κατακλυσμιαίων πλημμυρών^[18]. Η κεντρική Θαρσίς έχει μήκος περίπου 3500 km.

Τέλος, το ογκώδες όρος Όλυμπος και οι συνδεδεμένες με αυτό εκροές λάβας και αποθέματα αποτελούν μία άλλη, ξεχωριστή υποπεριοχή της Θαρσίδος, με διάμετρο περί τα 1600 χιλιόμετρα, η οποία κείται εκτός του κυρίως τοπογραφικού υψιπέδου της Θαρσίδος αλλά σαφώς σχετίζεται με τις ηφαιστειακές διεργασίες που σχημάτισαν τη Θαρσίδα^[8]. Ο Όλυμπος είναι νεότερος από τα τρία «Όρη της Θαρσίδος».

Γεωλογία

Η Θαρσίς αποκαλείται συνήθως «ηφαιστειογενής-τεκτονική περιοχή», με την έννοια ότι είναι το αποτέλεσμα ηφαιστειακής δραστηριότητας και συνδεόμενων με αυτή τεκτονικών διαδικασιών που έχουν προκαλέσει εκτεταμένη παραμόρφωση του αρειανού φλοιού. Σύμφωνα με την επικρατούσα άποψη, η Θαρσίς βρίσκεται πάνω από μία θερμή κηλίδα, παρόμοια με εκείνη που πιστεύεται ότι βρίσκεται κάτω από τη Χαβάη. Η κηλίδα αυτή προκαλείται από μία ή περισσότερες στήλες βαθύτερου υλικού του μανδύα, που υψώνονται εξαιτίας της μικρότερης πυκνότητάς τους, και δημιουργεί ογκώδη αποθέματα μάγματος στον κατώτερο φλοιό, που απελευθερώνονται στην επιφάνεια ως λεπτόρρευστη βασαλτική λάβα. Επειδή ο `Αρης δεν έχει τεκτονικές πλάκες, η λάβα μπορεί να συγκεντρώνεται σε μία περιοχή επί δισεκατομμύρια γήινα έτη, παράγοντας κολοσσιαίες ηφαιστειακές δομές.

Στη Γη (και μάλλον και στον Άρη), το μάγμα κάτω από μία ηφαιστειακή περιοχή δεν εξέρχεται όλο στην επιφάνεια ως λάβα. Σημαντικό μέρος του σταματά μέσα στον φλοιό, όπου ψύχεται αργά και στερεοποιείται, σχηματίζοντας μεγάλες διεισδύσεις (πλούτωνες). Αν το μάγμα κινείται μέσα από κάθετες ρωγμές, παράγει σμήνη «σφήνες» που εκφράζονται στην επιφάνεια ως μακρές γραμμικές ρηγματώσεις (fossae) και αλυσίδες μικρών κρατήρων (catenae). Το μάγμα μπορεί επίσης να εισδύει μέσα στον φλοιό οριζοντίως, οπότε μπορεί να προκαλέσει θόλους και θραύσεις στον υπερκείμενο φλοιό. Επομένως, ο κύριος όγκος της Θαρσίδος μπορεί να αποτελείται από αυτά τα συγκροτήματα διεισδύσεων, εκτός από τις εκροές λάβας στην επιφάνεια.^[19]

Σχετικά με τη φύση της Θαρσίδος, ένα ερώτημα είναι το αν η ανύψωση οφείλεται κυρίως στην ενεργό άνωση από το υποκείμενο λοφίο του μανδύα που δημιουργεί τη θερμή κηλίδα, ή είναι απλώς μία μεγάλη, στατική μάζα ηφαιστειογενούς υλικού που στηρίζεται από την υποκείμενη λιθόσφαιρα. Η θεωρητική ανάλυση βαρυτομετρικών δεδομένων και η διάταξη των ρηγμάτων που περιβάλλουν τη Θαρσίδα υποδεικνύουν ότι το δεύτερο είναι πιθανότερο^[20][21]. Το τεράστιο βάρος της Θαρσίδος έχει προκαλέσει μεγάλες τάσεις στον φλοιό και συνακόλουθα τη γένεση μιας πλατιάς τάφρου στην περίμετρο της περιοχής^[22]. Επίσης, μία διάταξη ακτινωτών ρηγματώσεων που συγκλίνουν στο κέντρο του υψιπέδου και εκτείνονται σε μεγάλο μέρος της επιφάνειας του πλανήτη^[23].

Γεωλογικές ενδείξεις, όπως η κατεύθυνση της ροής αρχαίων δικτύων κοιλάδων περί τη Θαρσίδα, ενισχύουν την άποψη ότι η ανύψωση της Θαρσίδας είχε συντελεσθεί κατά μεγάλο μέρος πριν το τέλος της Νοάχειας περιόδου^[22], πριν από 3,7 δισεκατομμύρια γήινα έτη^[24]. Αντίθετα από τη μεγάλη ηλικία του υψιπέδου, οι ηφαιστειακές εκρήξεις στην περιοχή συνεχίσθηκαν σε ολόκληρη την αρειανή ιστορία και πιθανότατα διεδραμάτισαν σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη της ατμόσφαιρας και του κλίματος του πλανήτη^[25]. Κατά μία εκτίμηση, η Θαρσίς περιέχει περίπου 300 εκατομμύρια κυβικά χιλιόμετρα ηφαιστειογενούς υλικού. Υποθέτοντας ότι το μάγμα που σχημάτισε τη Θαρσίδα περιείχε διοξείδιο του άνθρακα (CO₂) και υδρατμούς σε ποσοστά συγκρίσιμα με αυτά που μετρούνται στη χαβάειο βασαλτική λάβα, η συνολική ποσότητα των αερίων που εκλύθηκαν στην ατμόσφαιρα από τα μάγματα της Θαρσίδος θα μπορούσαν να δημιουργήσουν μία ατμόσφαιρα CO₂ με μιάμιση φορά την ατμοσφαιρική πίεση στη γήινη επιφάνεια και ένα στρώμα νερού που, αν κάλυπτε όλη την αρειανή επιφάνεια, θα είχε βάθος 120 μέτρα^[22]. Το αρειανό μάγμα πιθανώς περιέχει επίσης σημαντικές ποσότητες θείου και χλωρίου. Μαζί με νερό, αυτά τα στοιχεία παράγουν οξέα που μπορούν να διασπάσουν τα πρωταρχικά πετρώματα. Οι εκπομπές από τη Θαρσίδα και άλλα ηφαιστειακά κέντρα του πλανήτη είναι πιθανώς υπεύθυνες για μία πρώιμη περίοδο (τη «θειίκειο», Theiikian), κατά την οποία η διάβρωση από θειικό οξύ παρήγαγε άφθονα ένυδρα θειικά ορυκτά, όπως ο κιζερίτης και ο γύψος.

Η συνολική μάζα της ανυψώσεως της Θαρσίδος είναι περίπου 10¹⁸ τόνοι^[26], δηλαδή σχεδόν ίση με ολόκληρη τη μάζα του νάνου πλανήτη Δήμητρας. Η ανάδυση της τεράστιας μάζας της Θαρσίδος μπορεί να μετέβαλε τη ροπή αδράνειας του `Αρη, προκαλώντας έτσι πιθανώς μετατόπιση στον προσανατολισμό του πλανητικού φλοιού ως προς τον άξονα περιστροφής με την πάροδο του χρόνου^[27]. Σύμφωνα με μία πρόσφατη μελέτη^[28] η Θαρσίς σχηματίσθηκε αρχικώς σε βόρειο πλάτος περί τις 50° και μετανάστευσε προς τον ισημερινό πριν από 4,2 ως 3,9 δισεκατομμύρια γήινα έτη. Τέτοιες μετατοπίσεις θα προκαλούσαν δραματικές κλιματικές μεταβολές σε μεγάλο μέρος του πλανήτη.

Είναι η Θαρσίς ένα γιγάντιο ηφαίστειο;

Η εξερεύνηση του Ηλιακού Συστήματος έδειξε ότι τα ηφαίστεια σε άλλους πλανήτες μπορούν να έχουν πολλές απροσδόκητες μορφολογίες^[29]. Ταυτόχρονα οι γεωλόγοι ανεκάλυπταν ότι και τα γήινα ηφαίστεια είναι περισσότερο σύνθετα δομικώς από όσο πιστευόταν μέχρι τότε^[30]. Συνακόλουθα, έγιναν προσπάθειες να συμπληρωθεί ο ορισμός του ηφαιστείου, έτσι ώστε να ενσωματώσει γεωλογικά χαρακτηριστικά πολύ διαφορετικών σχημάτων, μεγεθών και συστάσεων από ολόκληρο το Ηλιακό Σύστημα^[31], και ένα απροσδόκητο και επίμαχο συμπέρασμα ήταν ότι η Θαρσίς μπορεί να είναι ολόκληρη ένα και μόνο γιγαντιαίο ηφαίστειο^[32]. Αυτή είναι η άποψη των γεωλόγων Andrea Borgia και John Murray σε μία δημοσίευση της Γεωλογικής Εταιρείας της Αμερικής το 2010.^[33]

Το σκεπτικό συνίσταται στη μετατόπιση της έννοιας του ηφαιστείου από ένα απλό κωνικό βουνό ή λόφο σε ένα «περιβάλλον» ή «ολιστικό σύστημα». Κατά τη συμβατική άποψη τα ηφαίστεια «κτίζονται» παθητικά από τη λάβα και τη στάχτη που βγαίνουν μέσα από ρωγμές του φλοιού. Οι ρωγμές δημιουργούνται από τοπικές τεκτονικές δυνάμεις που δρουν στον φλοιό και στον μανδύα ανεξάρτητα από το ηφαίστειο. Ωστόσο, πρόσφατες έρευνες σε μεγάλα γήινα ηφαίστεια υποδηλώνουν αλληλεξάρτηση μεταξύ των ηφαιστειακών και των τεκτονικών διαδικασιών.

Πολλά ηφαίστεια δημιουργούν γεωλογικές δομές εκ παραμορφώσεων καθώς αναπτύσσονται. Οι πλαγιές τους συνήθως έχουν πτυχώσεις και ρήγματα. Τα μεγάλα ηφαίστεια, όπως είναι τα αρειανά, αναπτύσσονται όχι μόνο προσθέτοντας το υλικό που βγαίνει κατά τις εκρήξεις τους στις πλαγιές τους, αλλά και με πλάγιες εκροές από τις βάσεις τους, ιδίως αν επικάθονται πάνω σε ασθενή πετρώματα. Με την αύξηση του βάρους του ηφαιστείου, το πεδίο μηχανικών τάσεων κάτω από αυτό επεκτείνεται, μία επέκταση που μπορεί να προκαλέσει παραπέρα δομικές παραμορφώσεις. Μαθηματική ανάλυση δείχνει ότι η επέκταση αυτή μπορεί να λειτουργεί σε πολύ διαφορετικές κλίμακες και θεωρητικώς είναι παρόμοια με τη διάσχιση που συμβαίνει στις μεσοωκεάνειες ράχεις στα σύνορα αποκλινουσών τεκτονικών πλακών.

Κατά τους Borgia και Murray, η Αίτνα στη Σικελία είναι ένα γήινο ανάλογο της πολύ μεγαλύτερης Ανυψώσεως της Θαρσίδος, που για αυτούς είναι ένα τεράστιο ηφαίστειο. Η Αίτνα είναι ένα σύνθετο και «απλωμένο» ηφαίστειο με τρία κύρια δομικά χαρακτηριστικά: ένα ηφαιστειακό σύστημα ρηγματώσεων με διεύθυνση Β-ΒΑ, μία περιφερειακή ζώνη συμπιέσεως (μέτωπο ωθήσεως) που περιβάλλει τη βάση του ηφαιστείου και ένα σύστημα διατασικών πλάγιων προς την κάθετο ρηγματώσεων με διεύθυνση Α-ΒΑ που συνδέει το προηγούμενο σύστημα με το περιφερειακό μέτωπο ωθήσεως^[34]. Στην κορυφή του ηφαιστείου της Αίτνας υπάρχει μία ολόκληρη διάταξη επιμέρους κώνων, που είναι συχνά ενεργοί, ενώ και σε όλη την έκταση των κλιτύων του όρους βρίσκονται πολυάριθμοι μικροί «παρασιτικοί» κώνοι^[35]. Οι δομικές ομοιότητες με τη Θαρσίδα είναι έντονες, παρά το ότι η δεύτερη είναι περίπου 200 φορές μεγαλύτερη. Κατά την άποψη αυτή, η Θαρσίς μοιάζει με ένα πολύ μεγάλο ηφαίστειο. Η επέκτασή του, όπως και στην περίπτωση της Αίτνας, έχει ρηγματώσει ακόμα και την περιοχή της κορυφής και ένα σύστημα ρηγμάτων που συνδέεται με μία ζώνη συμπιέσεως στη βάση της ανυψώσεως. Στην περίπτωση της Θαρσίδος, τα ακτινωτά ρήγματα συνδέονται και με το σύστημα φαραγγιών της Κοιλάδας των Μάρινερ. Το μέτωπο ωθήσεως είναι ορατό στην ορεινή περιοχή της Θαυμασίας. Αντίθετα με τη Γη, όπου το σχίσιμο των πλακών δημιουργεί μία ζώνη καταβυθίσεως, η χονδρή αρειανή λιθόσφαιρα δεν μπορεί να κατέλθει μέσα στον μανδύα. Αντί γι' αυτό, η συμπιεσμένη ζώνη συνθλίβεται και ανέρχεται πλαγίως με τη μορφή οροσειρών. Επομένως το τεράστιο όρος `Ολυμπος και τα Όρη Θαρσίδος είναι απλοί παρασιτικοί ή κεντρικοί κώνοι μιας πολύ μεγαλύτερης ηφαιστειακής προεξοχής, της Θαρσίδος.

Βόρεια Πολική Λεκάνη (Άρης)

Βόρεια Πολική Λεκάνη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Βόρεια Πολική Λεκάνη

Η Βόρεια Πολική Λεκάνη και τα περίχωρα όπως λήφθηκαν από το Βίκινγκ.
Συντεταγμένες	88.0°N 15.0°EΣυντεταγμένες: 88.0°N 15.0°E
π σ ε

Η Βόρεια Πολική Λεκάνη είναι η πεδιάδα στην οποία βρίσκεται ο βόρειος πόλος του Άρη. Εκτείνεται βόρεια από το 80°Β και έχει επίκεντρο στο 88.0°N 15.0°E. Η λεκάνη περιβάλλεται από μία επίπεδη και κενή χωρίς ιδιαίτερα χαρακτηριστικά πεδιάδα που ονομάζεται Βαστίτας Μπορεάλις, εκτείνεται κατά 1500 χιλιόμετρα προς τα νότια και είναι η μεγαλύτερη στο βόρειο ημισφαίριο.^[1]

Χαρακτηριστικά

Το κύριο χαρακτηριστικό της Βόρειας Πολικής Λεκάνης είναι μια μεγάλη σχισμή ή φαράγγι στο πολικό κάλυμμα πάγου που ονομάζεται Βόρειο Χάσμα. Έχει πλάτος έως και 100 χλμ. και απόκρημνες πλαγιές ύψους έως και 2 χλμ.^[2][3] Συγκριτικά, το Γκραντ Κάνιον έχει βάθος 1,6 χλμ. σε ορισμένες περιοχές, μήκος 446 χλμ. και πλάτος μόνο 24 χλμ.

Η Βόρεια Πολική Λεκάνη συναντά τη Βαστίτας Μπορεάλις στα δυτικά του Βόρειου Χάσματος σε ένα ακανόνιστο κρημνό που ονομάζεται Ρούπες Τενούις και φτάνει σε ύψος το 1 χλμ. Σε άλλα μέρη, η οριογραμμή είναι ένα σύνολο από οροπέδια και κοιλάδες.

Η Βόρεια Πολική Λεκάνη περιβάλλεται από μεγάλες εκτάσεις με αμμόλοφους που εκτείνονται από 75°Β έως 85°Β. Αυτά τα πεδία ονομάζονται Αμμόλοφοι της Ολυμπίας, Αμμόλοφοι του Άβαλος, Αμμόλοφοι του Σίτον, και Υπερβόρειοι Αμμόλοφοι. Οι Αμμόλοφοι της Ολυμπίας είναι η μεγαλύτερη περιοχή που καλύπτει από το 100°Α έως 240°Α. Οι Αμμόλοφοι του Άβαλος καλύπτουν από 261°Α έως 280°Α και οι Υπερβόρειοι Αμμόλοφοι εκτείνονται από 311°Α έως 341°Α.^[4]

Κάλυμμα πάγου

Στην Βόρεια Πολική Λεκάνη βρίσκεται το μόνιμο πολικό παγοκάλυμμα το οποίο αποτελείται κυρίως από υδάτινο πάγο (με επίχρισμα ξηρού πάγου από διοξείδιο του άνθρακα πάχους 1 μέτρου κατά τη διάρκεια του χειμώνα).^[5] Έχει όγκο 1,2 εκατομμύρια κυβικά χιλιόμετρα και καλύπτει μια έκταση ισοδύναμη με 1,5 φορά το μέγεθος του Τέξας. Έχει ακτίνα 600 χλμ. Το μέγιστο βάθος του καλύμματος είναι 3 χλμ.^[6]

Οι σπειροειδείς τάφροι στο κάλυμμα πάγου σχηματίζονται από καταβατικούς ανέμους που παρασύρουν τον επιφανειακό πάγο που προέκυψε από διάβρωση των πλευρών της τάφρου που βλέπουν προς τον ισημερινό, και μάλλον υποβοηθήθηκε από την επίδραση του ήλιου (εξάχνωση), και ο οποίος στη συνέχεια εναποτέθηκε εκ νέου στις ψυχρότερες πλαγιές που βλέπουν προς τους πόλους. Οι τάφροι είναι σχεδόν κάθετοι προς την κατεύθυνση του ανέμου, που μετατοπίζεται υπό την επίδραση της δύναμης Κοριόλις με αποτέλεσμα το σπειροειδές σχήμα.^[7][8] Οι τάφροι σταδιακά μεταναστεύουν προς τους πόλους με την πάροδο του χρόνου, οι κεντρικές έχουν μετακινηθεί κατά 65 χλμ. σε 2 εκατομμύρια χρόνια.^[7] Το Βόρειο Χάσμα είναι χαρακτηριστικό της επιφάνειας που μοιάζει με φαράγγι, είναι μεγαλύτερο από τις τάφρους και προσανατολισμένο παράλληλα προς την κατεύθυνση του ανέμου.^[7]

Η επιφανειακή σύσταση του βόρειου παγοκαλύμματος στα μέσα της άνοιξης (κατόπιν της χειμερινής συσσώρευσης του εποχιακού ξηρού πάγου) έχει μελετηθεί από τροχιά. Οι εξωτερικές παρυφές των πάγων έχουν προσμείξεις σκόνης (0,15% κατά βάρος) και αποτελούνται κύρια από υδάτινο πάγο. Με κατεύθυνση προς τον πόλο, η περιεκτικότητα της επιφάνειας σε πάγο νερού μειώνεται και αντικαθίσταται από ξηρό πάγο. Επίσης, η καθαρότητα του πάγου αυξάνεται. Στον πόλο, ο επιφανειακός εποχιακός πάγος αποτελείται από ουσιαστικά καθαρό ξηρό πάγο με ελάχιστες προσμείξεις σκόνης και 30 μέρη στό εκατομμύριο νερό σε μορφή πάγου.^[9]

Το Φοίνιξ λάντερ, που εκτοξεύτηκε το 2007, έφτασε στον Άρη το Μάιο 2008 και προσεδαφίστηκε με επιτυχία στο Βαστίτας Μπορεάλις την 25 Μαΐου 2008. Το βόρειο πολικό κάλυμμα του Άρη έχει προταθεί για χώρος προσεδάφισης μίας επανδρωμένης αποστολής στον Άρη από τους Τζέφρυ Α. Λάντις^[10] και Τσάρλς Σ. Κόκελλ.^[11]

Περιοδικά φαινόμενα

Χιονοστιβάδες

Τον Φεβρουάριο 2008 το HiRISE εντόπισε τέσσερις χιονοστιβάδες σε εξέλιξη σε γκρεμό 700 μέτρων. Το σύννεφο από λεπτά υλικά έχει μήκος 180 μέτρα και εκτείνεται κατά 190 μέτρα από την βάση του γκρεμού. Τα ερυθρά στρώματα είναι πετρώματα πλούσια σε υδατικό πάγο ενώ τα λευκά στρώματα είναι εποχιακός παγετός από διοξείδιο του άνθρακα. Η κατολίσθηση πιστεύεται ότι ξεκίνησε από το ανώτερο κόκκινο στρώμα. Έχουν προγραμματιστεί ακόλουθες παρατηρήσεις για μελέτη της φύσης των ολισθούμενων υλικών και συντριμμάτων.^[12][13]

Επανεμφανιζόμενο δακτυλιοειδές σύννεφο

Ένα μεγάλο σύννεφο σε σχήμα ντόνατ εμφανίζεται στη Βόρεια πολική περιοχή του Άρη περίπου τoν ίδιo καιρό κάθε Αρειανό έτος και περίπου στο ίδιο μέγεθος.^[14] Σχηματίζεται το πρωί και διαλύεται έως το Αρειανό απόγευμα.^[14] Η εξωτερική διάμετρος του νεφελώματος είναι κατά προσέγγιση 1600 χλμ. και η εσωτερική τρύπα ή οφθαλμός έχει διάμετρο 320 χλμ..^[15] Το σύννεφο πιστεύεται ότι αποτελείται από υδάτινο πάγο^[15] και άρα είναι λευκό, αντίθετα προς τις πιο κοινές αμμοθύελες.

Μοιάζει με κυκλωνική θύελλα, σαν τυφώνας, αλλά δεν περιστρέφεται.^[14] Το σύννεφο εμφανίζεται κατά τη βόρεια θερινή περίοδο και σε μεγάλο υψόμετρο. Πιστεύεται ότι οφείλεται σε μοναδικές κλιματικές συνθήκες του βόρειου πόλου.^[15] Κυκλωνικές θύελλες εντοπίστηκαν πρώτα από το τροχιακό πρόγραμμα χαρτογράφησης του Βίκινγκ, αλλά το βόρειο δακτυλιοειδές σύννεφο είναι σχεδόν τρεις φορές μεγαλύτερο.^[15] Έχει ανιχνευθεί επίσης από διάφορους αισθητήρες και τηλεσκόπια με συμπεριλαμβανόμενα το Χάμπλ και το Μάρς Γκλόμπαλ Σερβέιορ.^[14][15]

Όταν το είδαν από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ το 1999 θεωρήθηκε ότι είναι κυκλωνική καταιγίδα. Η διάμετρος μετρήθηκε σχεδόν ίση με 1750 χλμ., και έχει οφθαλμό διαμέτρου 320 χλμ.^[16]

Άρης (Ατμόσφαιρα)

Ατμόσφαιρα του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Ατμόσφαιρα του Άρη

Εικόνα του Άρη με ορατή αμμοθύελα που λήφθηκε από το Διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ την 28 Οκτ.2005
Σύσταση [1]
Διοξείδιο του άνθρακα (CO2)	95,97%
Αργό (Ar)	1,93%
Άζωτο	1,89 %
Οξυγόνο	0,146 %
Μονοξείδιο του άνθρακα (CO)	0,0557 %

Η Ατμόσφαιρα του Άρη αποτελείται κυρίως από διοξείδιο του άνθρακα. Η ατμοσφαιρική πίεση στην επιφάνεια είναι κατά μέσο όρο 600 πασκάλ που ισούται με το  0,6% της μέσης Γήινης πίεσης στο επίπεδο της θάλασσας των 101,3 χιλιοπασκάλ. Η πίεση κυμαίνεται από την ελάχιστη 30 πασκάλ στην κορυφή του Όρους Όλυμπος σε έως πάνω από 1.155 πασκάλ στα βάθη της Ελλάς Πλανίτια. Αυτή η πίεση είναι πολύ χαμηλότερη της οριακής Αρμστρονγκ για το απροστάτευτο ανθρώπινο σώμα. Η Άρειανή ατμοσφαιρική μάζα των 25 τερατόνων είναι συγκρίσιμη με της Γης των 5148 τερατόνων· ο Άρης έχει κλίμακα ύψους ίση με 11,1 χλμ ^[2] και η Γη 8,5 χιλιόμετρα.^[3]

Η Αρειανή ατμόσφαιρα αποτελείται από 96% διοξείδιο του άνθρακα, 1,9% αργό, 1,9% άζωτο και περιέχει ίχνη ελεύθερου οξυγόνου, μονοξείδιου του άνθρακα, νερού και μεθανίου μεταξύ άλλων αερίων, για μια μέση γραμμομοριακή μάζα ίση με 43.34 g/mol.^[4][5] Το 2003 ανιχνεύτηκαν ίχνη μεθανίου ^[6][7] που ίσως είναι προϊόντα ζωής ή παράγονται από γεωχημικές διαδικασίες, ηφαιστειακή ή υδροθερμική δραστηριότητα.^[8]

Η ατμόσφαιρα είναι σκονισμένη και, ως αποτέλεσμα, χρωματίζει τον Αρειανό ουρανό με ένα ανοιχτό καφετί προς το πορτοκαλί-κόκκινο χρώμα όταν βλέπεται από την επιφάνεια. Τα δεδομένα των ρόβερ εξερεύνησης του Άρη δείχνουν αιωρούμενα σωματιδία διαμέτρου 1,5 μικρομέτρων.^[9]

Την 16 Δεκεμβρίου 2014, το NASA ανέφερε ότι ανίχνευσε μια ασυνήθιστη αύξηση, και στη συνέχεια μείωση, στις ποσότητες μεθανίου στην ατμόσφαιρα του πλανήτη Άρη. Οργανικές χημικές ουσίες εντοπίστηκαν σε δείγματα σκόνης που εξόρυξε το ρόβερ Περιέργεια από ένα βράχο. Σύμφωνα με μελέτες της αναλογίας δευτερίου προς υδρογόνο, πολύ από το νερό του Αρειανού κρατήρα Γκέιλ χάθηκε κατά την αρχαιότητα, προτού σχηματιστεί ο πυθμένας λίμνης στον κρατήρα· στη συνέχεια μεγάλες ποσότητες νερού εξακολούθησαν να χάνονται.^[10][11][12]

Την 18 Μαρτίου 2015, το NASA ανέφερε ότι ανίχνευσε ένα σχετικά ακατανόητο σέλας και ένα ανεξήγητο σύννεφο σκόνης στην Αρειανή ατμόσφαιρα.^[13]

Την 4 Απριλίου 2015, το NASA ανακοίνωσε τα αποτελέσματα μελετών, από μετρήσεις του Αναλυτή Αρειανών Δειγμάτων (SAM) του ρόβερ Περιέργεια, στην ατμόσφαιρα με χρήση ισοτόπων ξένου και αργού. Τα αποτελέσματα υποστήριζαν  "έντονη" απώλεια ατμόσφαιρας στην πρώιμη ιστορία του Άρη και είναι συνεπή με ατμοσφαιρική υπογραφή που βρέθηκε σε κομμάτια ατμόσφαιρας παγιδευμένα σε Αρειανούς μετεωρίτες στη Γη.^[14] Υποστηρίχθηκαν περαιτέρω από τα αποτελέσματα του όρμπιτερ MAVEN σε τροχιά γύρω από τον Άρη, ότι ο ηλιακός άνεμος ευθύνεται για την απογύμνωση του Άρη από την ατμόσφαιρα του με την πάροδο των ετών.^[15]

Τον Σεπτέμβριο 2017, το NASA ανέφερε ότι τα επίπεδα ακτινοβολίας στην Αρειανή επιφάνεια διπλασιάστηκαν βραχυπρόθεσμα, και συσχετίζονται με ένα σέλας κατά 25 φορές φωτεινότερο από κάθε προηγούμενο, λόγω μεγάλης και αναπάντεχης ηλιακής καταιγίδας στα μέσα του μήνα.^[16]

Την 1η Ιουνίου 2018, οι επιστήμονες του NASA ανίχνευσαν ίχνη αμμοθύελλας στον Άρη, που ίσως δυσχεράνει το τροφοδούμενο με ηλιακή ενέργεια ρόβερ Ευκαιρία, εμποδίζοντας τη διέλευση της ηλιακής ακτινοβολίας. Από την 12 Ιουνίου πρόκειται για την χειρότερη καταιγίδα που καταγράφηκε ποτέ στην επιφάνεια του πλανήτη, και κάλυψε περιοχή έκτασης περίπου όσο η Βόρεια Αμερική και η Ρωσία μαζί (1/4 του πλανήτη). Την 13 Ιουνίου, το ρόβερ Ευκαιρία αναφέρθηκε ότι αντιμετωπίζει σοβαρά προβλήματα επικοινωνίας λόγω της αμμοθύελας^[17] σε τηλεδιάσκεψη.^{[18][19][20][21]} τον Ιούλιο 2018, οι ερευνητές δήλωσαν ότι η μεγαλύτερη ενιαία πηγή χώματος στον πλανήτη Άρη προέρχεται από το Σχηματισμό Μέδουσα Φόσσα.^[22]

Την 7 Ιουνίου 2018, το NASA ανακοίνωσε περιοδική, εποχιακή μεταβολή στα επίπεδα ατμοσφαιρικού μεθανίου.

Δομή

Η Αρειανή ατμόσφαιρα αποτελείται από τα ακόλουθα στρώματα:

• Εξώσφαιρα: Αρχίζει σε ύψος μεγαλύτερο από 200 χλμ., και από αυτήν την περιοχή τα τελευταία κομμάτια ατμόσφαιρας συγχωνεύονται με το κενό του διαστήματος. Δεν υπάρχει ευδιάκριτο όριο για το τέρμα της ατμόσφαιρας, η μετάβαση είναι σταδιακή.
• Ανώτερη ατμόσφαιρα, ή θερμόσφαιρα: Σε αυτά τα υψόμετρα οι υψηλές θερμοκρασίες οφείλονται σε θέρμανση από τον Ήλιο. Τα ατμοσφαιρικά αέρια αραιώνονται και διαχωρίζονται, αντί να σχηματίζουν ομοιογενή μίγματα όπως στα χαμηλότερα στρώματα της ατμόσφαιρας.
• Μέση ατμόσφαιρα: Σε αυτά τα υψόμετρα ρέει ο Αρειανός αεροχείμαρρος.
• Ατμόσφαιρα: Η σχετικά θερμή περιοχή θερμαίνεται από το έδαφος και με μεταγωγή θερμότητας από αερομεταφορούμενα σωματίδια σκόνης.

Αναπαραγωγή πολυμέσου

Υπάρχουν, επίσης, μία περίπλοκη ιονόσφαιρα,^[24] και ένα εποχιακό στρώμα όζοντος πάνω από το νότιο πόλο.^[25] Το 2015 το διαστημόπλοιο MAVEN έδειξε ότι υπάρχει ουσιαστική πολυεπίπεδη δομή εξίσου στις πυκνότητες ουδέτερων αερίων και ιόντων.^[26]

Οι πρώτες αναλύσεις από τα όρμπιτερ MAVEN^[27] και ExoMars Trace Gas, έδειξαν μεγάλη μεταβλητότητα στις ατμοσφαιρική θερμοκρασία και πυκνότητα, με τη μέση πυκνότητα να είναι χαμηλότερη από όσο αναμενόταν.^[28]

Παρατηρήσεις και μετρήσεις από τη Γη

Το 1864, ο Γουίλιαμ Ρούτερ Ντόους παρατήρησε "ότι η ροδοκόκκινη απόχρωση του πλανήτη δεν οφείλεται σε ιδιαιτερότητα της ατμόσφαιρας εφόσον η ερυθρότητα είναι εντονότερη κοντά στο κέντρο, όπου η ατμόσφαιρα είναι αραιότερη."^[29] Φασματοσκοπικές παρατηρήσεις της περιόδου 1860 -1870^[30][31] δεν απέκλειαν την πιθανότητα η ατμόσφαιρα του Άρη να είναι παρόμοια με της Γης. Το 1894, όμως, με φασματική ανάλυση και άλλες ποιοτικές παρατηρήσεις του Γουίλιαμ Γουάλας Κάμπελ δείχθηκε ότι ο Άρης μοιάζει με το Φεγγάρι, που δεν έχει σημαντική ατμόσφαιρα.

Το 1926, οι φωτογραφικές παρατηρήσεις του Γουίλιαμ Χάμοντ Ράιτ από το Αστεροσκοπείο Λικ επέτρεψαν στον Χάουαρντ Ντόναλντ Μένζελ να βρεί ποσοτικές αποδείξεις για την Αρειανή ατμόσφαιρα .^[32][33]

Σύσταση

Διοξείδιο του άνθρακα

Η Αρειανή ατμόσφαιρα αποτελείται κατά 95,9% από διοξείδιο του άνθρακα (CO₂). Έκαστος πόλος είναι σκοτεινός κατά τη διάρκεια του ημισφαιρικού χειμώνα του, και η επιφάνεια ψύχεται τόσο που το 25% του ατμοσφαιρικού CO₂ συμπυκνώνεται στα πολικά καλύμματα προς πάγο CO₂ (ξηρός πάγος). Κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού που ο πόλος φωτίζεται από τον ήλιο, ο πάγος CO₂ εξαχνώνεται προς την ατμόσφαιρα. Αυτή η διαδικασία οδηγεί σε σημαντική ετήσια μεταβολή στην ατμοσφαιρική πίεση και την σύσταση της ατμόσφαιρας γύρω από τους Αρειανούς πόλους.

Αργό

Η Αρειανή ατμόσφαιρα περιέχει ποσότητες από το ευγενές αέριο αργό, που δεν μετατρέπεται σε πάγο και ως εκ τούτου, η ολική ποσότητά του στην ατμόσφαιρα του πλανήτη παραμένει σταθερή. Υπάρχουν τοπικές και εποχιακές διακυμάνσεις στη σχετική συγκέντρωση του Αργού προς το διοξείδιο του άνθρακα, για παράδειγμα το φθινόπωρο αυξάνεται πάνω από το νότιο πόλο και διαχέεται κατά την επερχόμενη άνοιξη.^[36]

Νερό

Κατά το καλοκαίρι που το διοξείδιο του άνθρακα εξαχνώνεται προς την ατμόσφαιρα, αφήνει ίχνη από νερό. Οι εποχιακοί άνεμοι που μεταφέρουν μεγάλες ποσότητες χώματος και υδρατμών δημιουργούν παγετούς και μεγάλους θύσανους όμοιων με της Γης, και φωτογραφήθηκαν από το ρόβερ Ευκαιρία το 2004.^[37] Την 31 Ιουλίου 2008 οι επιστήμονες του NASA που εργάζονται στην αποστολή Φοίνιξ επιβεβαίωσαν ότι βρέθηκαν υπόγεια ύδατα στην περιοχή του Αρειανού βόρειου πόλου.

Το μεθάνιο

Ίχνη μεθανίου (CH₄)  εντοπίστηκαν για πρώτη φορά στην Αρειανή ατμόσφαιρα από μια ομάδα του NASA στο Κέντρο Διαστημικών Πτήσεων Γκόνταρντ το 2003.^[38] Το Μάρτιο 2004 το όρμπιτερ Άρης Εξπρές και επίγειες παρατηρήσεις τριών ομάδων έδειξαν ότι η παρουσία του μεθανίου στην ατμόσφαιρα ανέρχεται σε περιεκτικότητα 10 ppb (μέρη ανά δισεκατομμύριο).^[39][40][41] Οι μετρήσεις της περιόδου 2003 - 2006 έδειξαν τοπική και εποχιακή διακύμανση στην ατμοσφαιρική περιεκτικότητα μεθανίου.^[42]

Το μεθάνιο θα καταστρεφόταν ταχέως από την υπεριώδη ακτινοβολία και τις χημικές αντιδράσεις με άλλα αέρια, άρα η παρουσία του στην ατμόσφαιρα ίσως οφείλεται σε αειφόρο πηγή. Τα φωτοχημικά πρότυπα μόνα τους δεν εξηγούν την μεταβλητότητα στα επίπεδα μεθανίου.^[43][44] Προτάθηκε ότι το μεθάνιο ίσως αναπληρώνεται από τους μετεωρίτες που εισέρχονται στην ατμόσφαιρά του,^[45] αλλά οι ερευνητές του Ιμπίριαλ Κόλετζ του Λονδίνου έδειξαν ότι η εισροή μεθανίου με αυτόν τον τρόπο θα ήταν ανεπαρκής.^[46]

Η καταστροφή του μεθανίου θα διαρκούσε 0,6 ~4 γήινα χρόνια,^[47][48] κατά τα οποία το μεθάνιο θα διαχεόταν στην ατμόσφαιρα παντού στον πλανήτη. Η διάρκεια ζωής μεθανίου που καταστρέφεται αποκλειστικά από υπεριώδη ακτινοβολία θα ήταν ~350 χρόνια, και εφόσον εξαφανίζεται ταχύτερα  ("καταβόθρα") σημαίνει ότι υπάρχουν και άλλοι παράγοντες που συνεργούν, και μάλιστα είναι κατά 100 με 600 φορές αποτελεσματικότεροι από την ακτινοβολία. Ταχεία καταστροφή σημαίνει εξίσου ενεργή αειφόρο πηγή.^[49] Το 2014 συμπέραναν ότι οι μεγάλες καταβόθρες μεθανίου δεν υπόκεινται σε ατμοσφαιρική οξείδωση.^[50] Ίσως το μεθάνιο δεν καταναλώνεται, και απλά συμπυκνώνεται και εξαχνώνεται εποχιακά από κλαθρικά.^[51] Ή ίσως το μεθάνιο αντιδρά με τον χαλαζία (SiO
₂) του χώματος και ολιβίνη προς σχηματισμό ομοιοπολικών δεσμών Si–CH
₃.^[52] Το Αρειανό μεθάνιο ίσως προέρχεται από  μη-βιολογικές διεργασίες, όπως αλληλεπιδράσεις νερού-βράχων, ραδιόλυση του νερού, και σχηματισμό σιδηροπυρίτη, που παράγουν H₂ , που θα μπορούσε στη συνέχεια να χρησιμοποιηθεί για σύνθεση μεθανίου και άλλων υδρογονανθράκων μέσω σύνθεσης Fischer–Tropsch με CO και CO₂.^[53] Επίσης, αποδείχθηκε ότι το μεθάνιο θα μπορούσε να παραχθεί με μια διαδικασία που περιλαμβάνει νερό, διοξείδιο του άνθρακα, και το ορυκτό ολιβίνη που είναι κοινό στον Άρη.^[54] Οι συνθήκες που απαιτούνται για την αντίδραση (δηλ. υψηλή θερμοκρασία και πίεση) δεν υπάρχουν στην επιφάνεια, αλλά ίσως υπάρχουν στο φλοιό.^[55][56] Ο σερπεντινίτης είναι παραπροϊόν της αντίδρασής του και ανίχνευση του ορυκτού σημαίνει ότι διενεργείται η αντίδραση. Σε αναλογία με τη Γη, υπάρχει η δυνατότητα παραγωγής σε χαμηλές θερμοκρασίες και εκπνοής του μεθανίου από σερπεντινοποιημένους βράχους στον Άρη.^[57] Εναλλακτικά, ίσως το αρχαίο μεθάνιο παγιδεύτηκε σε ενυδατωμένους κρύσταλλους από τους οποίους απελευθερώνεται σταδιακά.^[58] Με την προϋπόθεση ότι το πρώιμο Αρειανό περιβάλλον ήταν κρύο, μία κρυόσφαιρα θα παγίδευε το μεθάνιο των κλαθρικών σε σταθερή μορφή στο βάθος, από όπου θα απεδεσμευόταν σταδιακά.^[59]

Με πειράματα σε συνθετική Αρειανή ατμόσφαιρα βρέθηκε ότι κατά την αλληλεπίδραση ηλεκτρικού φορτίου με παγωμένο νερό ίσως προκύψουν εκροές μεθανίου. Μια πιθανή πηγή ηλεκτρικών φορτίων είναι τα ηλεκτρισμένα σωματίδια σκόνης από τις αμμοθύελες και τους ανεμοστρόβιλους, ενώ πάγος υπάρχει σε τάφρους ή στο μόνιμο στρώμα του πάγου. Η ηλεκτρική εκκένωση ιονίζει το αέριο CO₂ και τα μόρια νερού και τα υποπροϊόντα της αντίδρασης συνδυάζονται προς παραγωγή μεθανίου. Τα αποτελέσματα δείχνουν ότι παλλόμενες ηλεκτρικές εκκενώσεες πάνω σε δείγματα πάγου στην Αρειανή ατμόσφαιρα παράγουν περίπου 1.41×10¹⁶ μόρια μεθανίου ανά joule εφαρμοσμένης ενέργειας.^[60][61]

Μία πιθανή πηγή μεθανίου θα ήταν μικροοργανισμοί, όπως τα μεθανογόνα, αλλά δεν υπάρχουν αποδείξεις για την παρουσία των οργανισμών αυτών στον Άρη. Στους Γήινους ωκεανούς η βιολογική παραγωγή μεθανίου συνοδεύεται από αιθάνιο, ενώ το ηφαιστειακό μεθάνιο συνοδεύεται από διοξείδιο του θείου. Εφόσον δε βρέθηκαν ίχνη από διοξείδιο του θείου στην αρειανή ατμόσφαιρα είναι απίθανο η προέλευση του μεθανίου να είναι ηφαιστειακή δραστηριότητα.^[62][63]

Το 2011 με επίγεια φασματοσκοπία υπερύθρου υψηλής ανάλυσης για ίχνη ειδών (όπως μεθάνιο) στον Άρη, επιτεύχθηκαν ανώτατα όρια ευαισθησίας: μεθάνιο (<7 ppbv), αιθάνιο (<0.2 ppbv), μεθανόλη (<19 ppbv) και άλλα (H₂CO, C₂H₂, C₂H₄, N₂O, NH₃, HCN, CH₃Cl, HCl, HO₂ – όλα τα όρια σε ppbv επίπεδα).^[64] Τα δεδομένα αποκτήθηκαν σε 6ετή περίοδο από διαφορετικές εποχές και τοποθεσίες του Άρη, που σημαίνει ότι αν υπάρχουν οργανικές ουσίες στην ατμόσφαιρα θα ήταν σπάνια ή αμελητέα.

Τον Αύγουστο 2012 το ρόβερ Περιέργεια προσεδαφίστηκε στον Άρη. Διαθέτει υπεραναλυτικά όργανα για ακριβείς μετρήσεις, όπως για διάκριση μεταξύ των διαφόρων ισοτοπολόγων μεθανίου.^[65] Το 2012, οι πρώτες μετρήσεις με το Ρυθμιζόμενο Φασματοφωτόμετρο Λέιζερ (TLS) έδειξαν ότι η παρουσία μεθανίου στο χώρο προσγείωσης ήταν 0 - 5 ppb,^{[66][67][68][69][70]} και αργότερα υπολογίστηκε μία βασική γραμμή 0,3 - 0,7 ppb.^[71] Το 2013 δεν βρέθηκε μεθάνιο πέρα από τη βασική γραμμή.^[72][73][74]  Το 2014 ανιχνεύθηκε δεκαπλάσια αύξηση ('οξεία') στο ατμοσφαιρικό μεθάνιο κάποια στιγμή την περίοδο 2013 - 2014. Τέσσερις μετρήσεις έδειξαν κατά μέσο όρο 7.2 ppb, που σημαίνει παρουσία άγνωστης πηγής μεθανίου στον Άρη.^[75]

Η αναλογία επιπέδων υδρογόνου/μεθανίου στον Άρη είναι δείκτης της πιθανότητας ζωής στον Άρη.^[76][77] Σύμφωνα με τους επιστήμονες, "...χαμηλοί λόγοι H₂/CH₄  (λιγότερο από 40) σημαίνουν παρουσία ενεργητικής ζωής."

Την 7 Ιουνίου 2018, το NASA ανακοίνωσε περιοδική εποχιακή μεταβολή στο ατμοσφαιρικό μεθάνιο.^{[78][79][80][81][82][83][84][85]}

Διοξείδιο του θείου

Το ατμοσφαιρικό διοξείδιο του θείου θεωρείται δείκτης της τρέχουσας ηφαιστειακής δραστηριότητας. Είναι θέμα ενδιαφέροντος στις συζητήσεις για το Αρειανό μεθάνιο, που αν παραγόταν από ηφαίστεια (όπως γίνεται εν μέρει στη Γη) θα έπρεπε να βρίσκονται και μεγάλες ποσότητες διοξειδίου του θείου. Κατόπιν αναζητήσεων με Τηλεσκόπιο Υπερύθρου δε βρέθηκε διοξείδιο του θείου στον Άρη, αλλά προσδιορίστηκε το αυστηρά ανώτατο όριο για την ατμοσφαιρική συγκέντρωση ίσο με 0,2 ppb. Τον Μάρτιο 2013 βρέθηκαν ίχνη διοξειδίου σε δείγματα εδάφους από το Ρόκνεστ Άρη που αναλύθηκαν από το ρόβερ Περιέργεια.^[86]

Οξυγόνο

Το 2016 το Στρατοσφαιρικό Αστεροσκοπείο για Υπέρυθρη Αστρονομία (SOFIA) ανίχνευσε ατομικό οξυγόνο στην ατμόσφαιρα του Άρη,^[87] για πρώτη φορά σε σαράντα χρόνια.

Ατμόσφαιρα του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Ατμόσφαιρα του Άρη

Εικόνα του Άρη με ορατή αμμοθύελα που λήφθηκε από το Διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ την 28 Οκτ.2005
Σύσταση [1]
Διοξείδιο του άνθρακα (CO2)	95,97%
Αργό (Ar)	1,93%
Άζωτο	1,89 %
Οξυγόνο	0,146 %
Μονοξείδιο του άνθρακα (CO)	0,0557 %

Η Ατμόσφαιρα του Άρη αποτελείται κυρίως από διοξείδιο του άνθρακα. Η ατμοσφαιρική πίεση στην επιφάνεια είναι κατά μέσο όρο 600 πασκάλ που ισούται με το  0,6% της μέσης Γήινης πίεσης στο επίπεδο της θάλασσας των 101,3 χιλιοπασκάλ. Η πίεση κυμαίνεται από την ελάχιστη 30 πασκάλ στην κορυφή του Όρους Όλυμπος σε έως πάνω από 1.155 πασκάλ στα βάθη της Ελλάς Πλανίτια. Αυτή η πίεση είναι πολύ χαμηλότερη της οριακής Αρμστρονγκ για το απροστάτευτο ανθρώπινο σώμα. Η Άρειανή ατμοσφαιρική μάζα των 25 τερατόνων είναι συγκρίσιμη με της Γης των 5148 τερατόνων· ο Άρης έχει κλίμακα ύψους ίση με 11,1 χλμ ^[2] και η Γη 8,5 χιλιόμετρα.^[3]

Η Αρειανή ατμόσφαιρα αποτελείται από 96% διοξείδιο του άνθρακα, 1,9% αργό, 1,9% άζωτο και περιέχει ίχνη ελεύθερου οξυγόνου, μονοξείδιου του άνθρακα, νερού και μεθανίου μεταξύ άλλων αερίων, για μια μέση γραμμομοριακή μάζα ίση με 43.34 g/mol.^[4][5] Το 2003 ανιχνεύτηκαν ίχνη μεθανίου ^[6][7] που ίσως είναι προϊόντα ζωής ή παράγονται από γεωχημικές διαδικασίες, ηφαιστειακή ή υδροθερμική δραστηριότητα.^[8]

Η ατμόσφαιρα είναι σκονισμένη και, ως αποτέλεσμα, χρωματίζει τον Αρειανό ουρανό με ένα ανοιχτό καφετί προς το πορτοκαλί-κόκκινο χρώμα όταν βλέπεται από την επιφάνεια. Τα δεδομένα των ρόβερ εξερεύνησης του Άρη δείχνουν αιωρούμενα σωματιδία διαμέτρου 1,5 μικρομέτρων.^[9]

Την 16 Δεκεμβρίου 2014, το NASA ανέφερε ότι ανίχνευσε μια ασυνήθιστη αύξηση, και στη συνέχεια μείωση, στις ποσότητες μεθανίου στην ατμόσφαιρα του πλανήτη Άρη. Οργανικές χημικές ουσίες εντοπίστηκαν σε δείγματα σκόνης που εξόρυξε το ρόβερ Περιέργεια από ένα βράχο. Σύμφωνα με μελέτες της αναλογίας δευτερίου προς υδρογόνο, πολύ από το νερό του Αρειανού κρατήρα Γκέιλ χάθηκε κατά την αρχαιότητα, προτού σχηματιστεί ο πυθμένας λίμνης στον κρατήρα· στη συνέχεια μεγάλες ποσότητες νερού εξακολούθησαν να χάνονται.^[10][11][12]

Την 18 Μαρτίου 2015, το NASA ανέφερε ότι ανίχνευσε ένα σχετικά ακατανόητο σέλας και ένα ανεξήγητο σύννεφο σκόνης στην Αρειανή ατμόσφαιρα.^[13]

Την 4 Απριλίου 2015, το NASA ανακοίνωσε τα αποτελέσματα μελετών, από μετρήσεις του Αναλυτή Αρειανών Δειγμάτων (SAM) του ρόβερ Περιέργεια, στην ατμόσφαιρα με χρήση ισοτόπων ξένου και αργού. Τα αποτελέσματα υποστήριζαν  "έντονη" απώλεια ατμόσφαιρας στην πρώιμη ιστορία του Άρη και είναι συνεπή με ατμοσφαιρική υπογραφή που βρέθηκε σε κομμάτια ατμόσφαιρας παγιδευμένα σε Αρειανούς μετεωρίτες στη Γη.^[14] Υποστηρίχθηκαν περαιτέρω από τα αποτελέσματα του όρμπιτερ MAVEN σε τροχιά γύρω από τον Άρη, ότι ο ηλιακός άνεμος ευθύνεται για την απογύμνωση του Άρη από την ατμόσφαιρα του με την πάροδο των ετών.^[15]

Τον Σεπτέμβριο 2017, το NASA ανέφερε ότι τα επίπεδα ακτινοβολίας στην Αρειανή επιφάνεια διπλασιάστηκαν βραχυπρόθεσμα, και συσχετίζονται με ένα σέλας κατά 25 φορές φωτεινότερο από κάθε προηγούμενο, λόγω μεγάλης και αναπάντεχης ηλιακής καταιγίδας στα μέσα του μήνα.^[16]

Την 1η Ιουνίου 2018, οι επιστήμονες του NASA ανίχνευσαν ίχνη αμμοθύελλας στον Άρη, που ίσως δυσχεράνει το τροφοδούμενο με ηλιακή ενέργεια ρόβερ Ευκαιρία, εμποδίζοντας τη διέλευση της ηλιακής ακτινοβολίας. Από την 12 Ιουνίου πρόκειται για την χειρότερη καταιγίδα που καταγράφηκε ποτέ στην επιφάνεια του πλανήτη, και κάλυψε περιοχή έκτασης περίπου όσο η Βόρεια Αμερική και η Ρωσία μαζί (1/4 του πλανήτη). Την 13 Ιουνίου, το ρόβερ Ευκαιρία αναφέρθηκε ότι αντιμετωπίζει σοβαρά προβλήματα επικοινωνίας λόγω της αμμοθύελας^[17] σε τηλεδιάσκεψη.^{[18][19][20][21]} τον Ιούλιο 2018, οι ερευνητές δήλωσαν ότι η μεγαλύτερη ενιαία πηγή χώματος στον πλανήτη Άρη προέρχεται από το Σχηματισμό Μέδουσα Φόσσα.^[22]

Την 7 Ιουνίου 2018, το NASA ανακοίνωσε περιοδική, εποχιακή μεταβολή στα επίπεδα ατμοσφαιρικού μεθανίου.

Δομή

Η Αρειανή ατμόσφαιρα αποτελείται από τα ακόλουθα στρώματα:

• Εξώσφαιρα: Αρχίζει σε ύψος μεγαλύτερο από 200 χλμ., και από αυτήν την περιοχή τα τελευταία κομμάτια ατμόσφαιρας συγχωνεύονται με το κενό του διαστήματος. Δεν υπάρχει ευδιάκριτο όριο για το τέρμα της ατμόσφαιρας, η μετάβαση είναι σταδιακή.
• Ανώτερη ατμόσφαιρα, ή θερμόσφαιρα: Σε αυτά τα υψόμετρα οι υψηλές θερμοκρασίες οφείλονται σε θέρμανση από τον Ήλιο. Τα ατμοσφαιρικά αέρια αραιώνονται και διαχωρίζονται, αντί να σχηματίζουν ομοιογενή μίγματα όπως στα χαμηλότερα στρώματα της ατμόσφαιρας.
• Μέση ατμόσφαιρα: Σε αυτά τα υψόμετρα ρέει ο Αρειανός αεροχείμαρρος.
• Ατμόσφαιρα: Η σχετικά θερμή περιοχή θερμαίνεται από το έδαφος και με μεταγωγή θερμότητας από αερομεταφορούμενα σωματίδια σκόνης.

Αναπαραγωγή πολυμέσου

Υπάρχουν, επίσης, μία περίπλοκη ιονόσφαιρα,^[24] και ένα εποχιακό στρώμα όζοντος πάνω από το νότιο πόλο.^[25] Το 2015 το διαστημόπλοιο MAVEN έδειξε ότι υπάρχει ουσιαστική πολυεπίπεδη δομή εξίσου στις πυκνότητες ουδέτερων αερίων και ιόντων.^[26]

Οι πρώτες αναλύσεις από τα όρμπιτερ MAVEN^[27] και ExoMars Trace Gas, έδειξαν μεγάλη μεταβλητότητα στις ατμοσφαιρική θερμοκρασία και πυκνότητα, με τη μέση πυκνότητα να είναι χαμηλότερη από όσο αναμενόταν.^[28]

Παρατηρήσεις και μετρήσεις από τη Γη

Το 1864, ο Γουίλιαμ Ρούτερ Ντόους παρατήρησε "ότι η ροδοκόκκινη απόχρωση του πλανήτη δεν οφείλεται σε ιδιαιτερότητα της ατμόσφαιρας εφόσον η ερυθρότητα είναι εντονότερη κοντά στο κέντρο, όπου η ατμόσφαιρα είναι αραιότερη."^[29] Φασματοσκοπικές παρατηρήσεις της περιόδου 1860 -1870^[30][31] δεν απέκλειαν την πιθανότητα η ατμόσφαιρα του Άρη να είναι παρόμοια με της Γης. Το 1894, όμως, με φασματική ανάλυση και άλλες ποιοτικές παρατηρήσεις του Γουίλιαμ Γουάλας Κάμπελ δείχθηκε ότι ο Άρης μοιάζει με το Φεγγάρι, που δεν έχει σημαντική ατμόσφαιρα.

Το 1926, οι φωτογραφικές παρατηρήσεις του Γουίλιαμ Χάμοντ Ράιτ από το Αστεροσκοπείο Λικ επέτρεψαν στον Χάουαρντ Ντόναλντ Μένζελ να βρεί ποσοτικές αποδείξεις για την Αρειανή ατμόσφαιρα .^[32][33]

Σύσταση

Διοξείδιο του άνθρακα

Η Αρειανή ατμόσφαιρα αποτελείται κατά 95,9% από διοξείδιο του άνθρακα (CO₂). Έκαστος πόλος είναι σκοτεινός κατά τη διάρκεια του ημισφαιρικού χειμώνα του, και η επιφάνεια ψύχεται τόσο που το 25% του ατμοσφαιρικού CO₂ συμπυκνώνεται στα πολικά καλύμματα προς πάγο CO₂ (ξηρός πάγος). Κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού που ο πόλος φωτίζεται από τον ήλιο, ο πάγος CO₂ εξαχνώνεται προς την ατμόσφαιρα. Αυτή η διαδικασία οδηγεί σε σημαντική ετήσια μεταβολή στην ατμοσφαιρική πίεση και την σύσταση της ατμόσφαιρας γύρω από τους Αρειανούς πόλους.

Αργό

Η Αρειανή ατμόσφαιρα περιέχει ποσότητες από το ευγενές αέριο αργό, που δεν μετατρέπεται σε πάγο και ως εκ τούτου, η ολική ποσότητά του στην ατμόσφαιρα του πλανήτη παραμένει σταθερή. Υπάρχουν τοπικές και εποχιακές διακυμάνσεις στη σχετική συγκέντρωση του Αργού προς το διοξείδιο του άνθρακα, για παράδειγμα το φθινόπωρο αυξάνεται πάνω από το νότιο πόλο και διαχέεται κατά την επερχόμενη άνοιξη.^[36]

Νερό

Κατά το καλοκαίρι που το διοξείδιο του άνθρακα εξαχνώνεται προς την ατμόσφαιρα, αφήνει ίχνη από νερό. Οι εποχιακοί άνεμοι που μεταφέρουν μεγάλες ποσότητες χώματος και υδρατμών δημιουργούν παγετούς και μεγάλους θύσανους όμοιων με της Γης, και φωτογραφήθηκαν από το ρόβερ Ευκαιρία το 2004.^[37] Την 31 Ιουλίου 2008 οι επιστήμονες του NASA που εργάζονται στην αποστολή Φοίνιξ επιβεβαίωσαν ότι βρέθηκαν υπόγεια ύδατα στην περιοχή του Αρειανού βόρειου πόλου.

Το μεθάνιο

Ίχνη μεθανίου (CH₄)  εντοπίστηκαν για πρώτη φορά στην Αρειανή ατμόσφαιρα από μια ομάδα του NASA στο Κέντρο Διαστημικών Πτήσεων Γκόνταρντ το 2003.^[38] Το Μάρτιο 2004 το όρμπιτερ Άρης Εξπρές και επίγειες παρατηρήσεις τριών ομάδων έδειξαν ότι η παρουσία του μεθανίου στην ατμόσφαιρα ανέρχεται σε περιεκτικότητα 10 ppb (μέρη ανά δισεκατομμύριο).^[39][40][41] Οι μετρήσεις της περιόδου 2003 - 2006 έδειξαν τοπική και εποχιακή διακύμανση στην ατμοσφαιρική περιεκτικότητα μεθανίου.^[42]

Το μεθάνιο θα καταστρεφόταν ταχέως από την υπεριώδη ακτινοβολία και τις χημικές αντιδράσεις με άλλα αέρια, άρα η παρουσία του στην ατμόσφαιρα ίσως οφείλεται σε αειφόρο πηγή. Τα φωτοχημικά πρότυπα μόνα τους δεν εξηγούν την μεταβλητότητα στα επίπεδα μεθανίου.^[43][44] Προτάθηκε ότι το μεθάνιο ίσως αναπληρώνεται από τους μετεωρίτες που εισέρχονται στην ατμόσφαιρά του,^[45] αλλά οι ερευνητές του Ιμπίριαλ Κόλετζ του Λονδίνου έδειξαν ότι η εισροή μεθανίου με αυτόν τον τρόπο θα ήταν ανεπαρκής.^[46]

Η καταστροφή του μεθανίου θα διαρκούσε 0,6 ~4 γήινα χρόνια,^[47][48] κατά τα οποία το μεθάνιο θα διαχεόταν στην ατμόσφαιρα παντού στον πλανήτη. Η διάρκεια ζωής μεθανίου που καταστρέφεται αποκλειστικά από υπεριώδη ακτινοβολία θα ήταν ~350 χρόνια, και εφόσον εξαφανίζεται ταχύτερα  ("καταβόθρα") σημαίνει ότι υπάρχουν και άλλοι παράγοντες που συνεργούν, και μάλιστα είναι κατά 100 με 600 φορές αποτελεσματικότεροι από την ακτινοβολία. Ταχεία καταστροφή σημαίνει εξίσου ενεργή αειφόρο πηγή.^[49] Το 2014 συμπέραναν ότι οι μεγάλες καταβόθρες μεθανίου δεν υπόκεινται σε ατμοσφαιρική οξείδωση.^[50] Ίσως το μεθάνιο δεν καταναλώνεται, και απλά συμπυκνώνεται και εξαχνώνεται εποχιακά από κλαθρικά.^[51] Ή ίσως το μεθάνιο αντιδρά με τον χαλαζία (SiO
₂) του χώματος και ολιβίνη προς σχηματισμό ομοιοπολικών δεσμών Si–CH
₃.^[52] Το Αρειανό μεθάνιο ίσως προέρχεται από  μη-βιολογικές διεργασίες, όπως αλληλεπιδράσεις νερού-βράχων, ραδιόλυση του νερού, και σχηματισμό σιδηροπυρίτη, που παράγουν H₂ , που θα μπορούσε στη συνέχεια να χρησιμοποιηθεί για σύνθεση μεθανίου και άλλων υδρογονανθράκων μέσω σύνθεσης Fischer–Tropsch με CO και CO₂.^[53] Επίσης, αποδείχθηκε ότι το μεθάνιο θα μπορούσε να παραχθεί με μια διαδικασία που περιλαμβάνει νερό, διοξείδιο του άνθρακα, και το ορυκτό ολιβίνη που είναι κοινό στον Άρη.^[54] Οι συνθήκες που απαιτούνται για την αντίδραση (δηλ. υψηλή θερμοκρασία και πίεση) δεν υπάρχουν στην επιφάνεια, αλλά ίσως υπάρχουν στο φλοιό.^[55][56] Ο σερπεντινίτης είναι παραπροϊόν της αντίδρασής του και ανίχνευση του ορυκτού σημαίνει ότι διενεργείται η αντίδραση. Σε αναλογία με τη Γη, υπάρχει η δυνατότητα παραγωγής σε χαμηλές θερμοκρασίες και εκπνοής του μεθανίου από σερπεντινοποιημένους βράχους στον Άρη.^[57] Εναλλακτικά, ίσως το αρχαίο μεθάνιο παγιδεύτηκε σε ενυδατωμένους κρύσταλλους από τους οποίους απελευθερώνεται σταδιακά.^[58] Με την προϋπόθεση ότι το πρώιμο Αρειανό περιβάλλον ήταν κρύο, μία κρυόσφαιρα θα παγίδευε το μεθάνιο των κλαθρικών σε σταθερή μορφή στο βάθος, από όπου θα απεδεσμευόταν σταδιακά.^[59]

Με πειράματα σε συνθετική Αρειανή ατμόσφαιρα βρέθηκε ότι κατά την αλληλεπίδραση ηλεκτρικού φορτίου με παγωμένο νερό ίσως προκύψουν εκροές μεθανίου. Μια πιθανή πηγή ηλεκτρικών φορτίων είναι τα ηλεκτρισμένα σωματίδια σκόνης από τις αμμοθύελες και τους ανεμοστρόβιλους, ενώ πάγος υπάρχει σε τάφρους ή στο μόνιμο στρώμα του πάγου. Η ηλεκτρική εκκένωση ιονίζει το αέριο CO₂ και τα μόρια νερού και τα υποπροϊόντα της αντίδρασης συνδυάζονται προς παραγωγή μεθανίου. Τα αποτελέσματα δείχνουν ότι παλλόμενες ηλεκτρικές εκκενώσεες πάνω σε δείγματα πάγου στην Αρειανή ατμόσφαιρα παράγουν περίπου 1.41×10¹⁶ μόρια μεθανίου ανά joule εφαρμοσμένης ενέργειας.^[60][61]

Μία πιθανή πηγή μεθανίου θα ήταν μικροοργανισμοί, όπως τα μεθανογόνα, αλλά δεν υπάρχουν αποδείξεις για την παρουσία των οργανισμών αυτών στον Άρη. Στους Γήινους ωκεανούς η βιολογική παραγωγή μεθανίου συνοδεύεται από αιθάνιο, ενώ το ηφαιστειακό μεθάνιο συνοδεύεται από διοξείδιο του θείου. Εφόσον δε βρέθηκαν ίχνη από διοξείδιο του θείου στην αρειανή ατμόσφαιρα είναι απίθανο η προέλευση του μεθανίου να είναι ηφαιστειακή δραστηριότητα.^[62][63]

Το 2011 με επίγεια φασματοσκοπία υπερύθρου υψηλής ανάλυσης για ίχνη ειδών (όπως μεθάνιο) στον Άρη, επιτεύχθηκαν ανώτατα όρια ευαισθησίας: μεθάνιο (<7 ppbv), αιθάνιο (<0.2 ppbv), μεθανόλη (<19 ppbv) και άλλα (H₂CO, C₂H₂, C₂H₄, N₂O, NH₃, HCN, CH₃Cl, HCl, HO₂ – όλα τα όρια σε ppbv επίπεδα).^[64] Τα δεδομένα αποκτήθηκαν σε 6ετή περίοδο από διαφορετικές εποχές και τοποθεσίες του Άρη, που σημαίνει ότι αν υπάρχουν οργανικές ουσίες στην ατμόσφαιρα θα ήταν σπάνια ή αμελητέα.

Τον Αύγουστο 2012 το ρόβερ Περιέργεια προσεδαφίστηκε στον Άρη. Διαθέτει υπεραναλυτικά όργανα για ακριβείς μετρήσεις, όπως για διάκριση μεταξύ των διαφόρων ισοτοπολόγων μεθανίου.^[65] Το 2012, οι πρώτες μετρήσεις με το Ρυθμιζόμενο Φασματοφωτόμετρο Λέιζερ (TLS) έδειξαν ότι η παρουσία μεθανίου στο χώρο προσγείωσης ήταν 0 - 5 ppb,^{[66][67][68][69][70]} και αργότερα υπολογίστηκε μία βασική γραμμή 0,3 - 0,7 ppb.^[71] Το 2013 δεν βρέθηκε μεθάνιο πέρα από τη βασική γραμμή.^[72][73][74]  Το 2014 ανιχνεύθηκε δεκαπλάσια αύξηση ('οξεία') στο ατμοσφαιρικό μεθάνιο κάποια στιγμή την περίοδο 2013 - 2014. Τέσσερις μετρήσεις έδειξαν κατά μέσο όρο 7.2 ppb, που σημαίνει παρουσία άγνωστης πηγής μεθανίου στον Άρη.^[75]

Η αναλογία επιπέδων υδρογόνου/μεθανίου στον Άρη είναι δείκτης της πιθανότητας ζωής στον Άρη.^[76][77] Σύμφωνα με τους επιστήμονες, "...χαμηλοί λόγοι H₂/CH₄  (λιγότερο από 40) σημαίνουν παρουσία ενεργητικής ζωής."

Την 7 Ιουνίου 2018, το NASA ανακοίνωσε περιοδική εποχιακή μεταβολή στο ατμοσφαιρικό μεθάνιο.^{[78][79][80][81][82][83][84][85]}

Διοξείδιο του θείου

Το ατμοσφαιρικό διοξείδιο του θείου θεωρείται δείκτης της τρέχουσας ηφαιστειακής δραστηριότητας. Είναι θέμα ενδιαφέροντος στις συζητήσεις για το Αρειανό μεθάνιο, που αν παραγόταν από ηφαίστεια (όπως γίνεται εν μέρει στη Γη) θα έπρεπε να βρίσκονται και μεγάλες ποσότητες διοξειδίου του θείου. Κατόπιν αναζητήσεων με Τηλεσκόπιο Υπερύθρου δε βρέθηκε διοξείδιο του θείου στον Άρη, αλλά προσδιορίστηκε το αυστηρά ανώτατο όριο για την ατμοσφαιρική συγκέντρωση ίσο με 0,2 ppb. Τον Μάρτιο 2013 βρέθηκαν ίχνη διοξειδίου σε δείγματα εδάφους από το Ρόκνεστ Άρη που αναλύθηκαν από το ρόβερ Περιέργεια.^[86]

Οξυγόνο

Το 2016 το Στρατοσφαιρικό Αστεροσκοπείο για Υπέρυθρη Αστρονομία (SOFIA) ανίχνευσε ατομικό οξυγόνο στην ατμόσφαιρα του Άρη,^[87] για πρώτη φορά σε σαράντα χρόνια.

Άρης

Ο Άρης είναι ο τέταρτος σε απόσταση από τον Ήλιο πλανήτης του Ηλιακού μας Συστήματος, ο δεύτερος πλησιέστερος στη Γη, και ο έβδομος σε διαστάσεις και μάζα του Ηλιακού Συστήματος (ο δεύτερος μικρότερος μετά τον Ερμή). Λέγεται συχνά και «ερυθρός πλανήτης» εξαιτίας του ερυθρού χρώματος που παρουσιάζει οφειλόμενο στο τριοξείδιο του σιδήρου (Fe₂O₃) στην επιφάνειά του.^[5] O Άρης είναι ένας «γήινος πλανήτης»^[6] με λεπτή και αραιή ατμόσφαιρα, και με επιφάνεια που συνδυάζει τους κρατήρες σύγκρουσης της Σελήνης και τα ηφαίστεια, τις κοιλάδες, τις ερήμους και τα πολικά παγοκαλύμματα της Γης. Φαίνεται ακόμη να έχει περιοδικά επαναλαμβανόμενες «εποχές του έτους». Ο Άρης διαθέτει ακόμη το Όρος Όλυμπος, το υψηλότερο γνωστό όρος στο Ηλιακό μας Σύστημα και την Κοιλάδα Μαρινέρις, τη μεγαλύτερη κοιλάδα. Το βαθύπεδο Βορεάλις που βρίσκεται στο βόρειο ημισφαίριο του πλανήτη καλύπτει το 40% της επιφάνειάς του και αποτελεί το υπόλειμμα μιας γιγάντιας σύγκρουσης.^[7][8] Στην περιφορά του γύρω από τον Ήλιο συνοδεύεται από δύο μικρούς δορυφόρους: τον Φόβο και τον Δείμο (= Τρόμο).

Τον Σεπτέμβριο του 2015 η NASA ανακοίνωσε πως είχε στη διάθεση της στοιχεία τα οποία αποδεικνύουν την ύπαρξη και υγρού νερού στον πλανήτη.^[9]

Γενικά

Η ονομασία του πλανήτη Άρη προέρχεται από τον Ολύμπιο θεό του πολέμου της Ελληνικής Μυθολογίας τον Άρη. Οι ονομασίες των δύο δορυφόρων του δόθηκαν από τούς δύο γιους του μυθολογικού Άρη, τον Δείμο και τον Φόβο .
Το αστρονομικό σύμβολο του πλανήτη Άρη είναι η "λογχοφόρος στρογγυλή ασπίδα".
Ο Άρης είναι γνωστός ήδη από την προϊστορία, καθώς και ο πρώτος πλανήτης που παρατηρούμενος με τηλεσκόπιο αποκάλυψε, λόγω εγγύτητας, τα γενικά χαρακτηριστικά της μορφολογίας του, τα οποία θεωρήθηκαν (σωστά ως ένα βαθμό) ότι είναι παρόμοια με αυτά της Γης. Η ομοιότητα αυτή έδωσε βάση αφενός σε μια εκτεταμένη συζήτηση για την ύπαρξη ζωής σε αυτόν, αφετέρου σε σκέψεις μελλοντικής αποίκισής του. Ακόμα, είναι εύκολα προσεγγίσιμος από τις εξερευνητικές μας διαστημοσυσκευές, καθώς ένα ταξίδι προς τον Κόκκινο Πλανήτη απαιτεί (με την σημερινή τεχνολογία) χρόνο έξι μηνών όταν οι θέσεις Γης και Άρη είναι ευνοϊκές, κάτι που συμβαίνει ανά δυο χρόνια. Για τους λόγους αυτούς ο Άρης είναι ο καλύτερα εξερευνημένος πλανήτης έως σήμερα.

Ιστορία

Ο Άρης δημιουργήθηκε πριν από 4,5 δισ. έτη από τον πλανητικό δίσκο στον οποίο δημιουργήθηκαν και οι υπόλοιποι πλανήτες. Σήμερα είναι σχεδόν σίγουρο ότι ο Άρης, στα αρχικά στάδια εξέλιξής του, καλυπτόταν σε ορισμένα σημεία του από υγρό νερό βάθους τουλάχιστον μερικών μέτρων, ενώ υπάρχουν και ενδείξεις για την ύπαρξη ενός τουλάχιστον ωκεανού. Έτσι, υπάρχει το ενδεχόμενο ο Άρης να φιλοξενούσε ζωή σε μορφή μικροβίων (που όμως είναι σίγουρο ότι δεν εξελίχθηκε παραπάνω) και υποστηρίζεται η άποψη ότι σε μια τέτοια περίπτωση η ζωή στη Γη θα μπορούσε να έχει προέλθει από τον Άρη.

Το μικρό μέγεθος του Άρη, που συνεπάγεται μικρή βαρύτητα, δεν του επέτρεψε να διατηρήσει ολόκληρη την ατμόσφαιρά του. Καθώς το μεγαλύτερο μέρος της ατμόσφαιρας διέφυγε στο διάστημα, έπεσε η ατμοσφαιρική πίεση και το υγρό νερό εν μέρει εξατμίστηκε και εν μέρει διέρρευσε στο υπέδαφος και παγιδεύτηκε στους πόλους του πλανήτη, υπό την μορφή παγετώνων. Έτσι ο Άρης έγινε ένας ερημικός και σχετικά άνυδρος πλανήτης με μία αραιή ατμόσφαιρα, όπως τον γνωρίζουμε σήμερα. Ο Άρης βρίσκεται σε αυτή την κατάσταση εδώ και τουλάχιστον 500 εκατομμύρια έτη. Σύμφωνα με ορισμένες ενδείξεις, η «υγρή» περίοδος του Άρη αφορά μονάχα το αρχικό τμήμα της ιστορίας του.

Φυσικά Χαρακτηριστικά

Εδαφολογία

Βάσει τροχιακών παρατηρήσεων και της εξέτασης συλλογής αρειανών μετεωριτών, η επιφάνεια του Άρη φαίνεται να αποτελείται κυρίως από βασάλτη. Κάποια στοιχεία δείχνουν ότι ένα μέρος της επιφάνειας του Άρη είναι πιο πλούσια σε διοξείδιο του πυριτίου από τον τυπικό βασάλτη, και μπορεί να είναι παρόμοιο με τους βράχους ανδεσίτη στη Γη• ωστόσο, αυτές οι παρατηρήσεις μπορεί επίσης να εξηγηθούν από πυριτικό γυαλί. Ένα μεγάλο μέρος της επιφάνειάς του καλύπτεται από ψιλή σκόνη οξείδιου του σιδήρου (III).^[10][11]

Αν και ο Άρης δεν παρουσιάζει στοιχεία ενός προσφάτου μαγνητικού πεδίου,^[12] παρατηρήσεις δείχνουν ότι μέρη του φλοιού του πλανήτη έχουν μαγνητιστεί, και ότι εναλλασσόμενες μαγνητικές αναστροφές αυτού του δίπολου πεδίου έχουν λάβει μέρος στο παρελθόν. Αυτός ο παλαιομαγνητισμός των παραμαγνητικών ορυκτών έχει χαρακτηριστικά που μοιάζουν πολύ με τις εναλλασσόμενης κατεύθυνσης λωρίδες που βρίσκονται στον πυθμένα των γήινων ωκεανών. Μία θεωρία, που δημοσιεύτηκε το 1999 και επανεξετάστηκε τον Οκτώβριο του 2005, είναι ότι αυτές οι λωρίδες απεικονίζουν τις τεκτονικές πλάκες του Άρη πριν από 4 δισεκατομμύρια χρόνια, προτού το μαγνητικό πεδίο του πλανήτη αποδυναμωθεί.^[13]

Σημερινά μοντέλα του εσωτερικού του πλανήτη, υποδεικνύουν ένα πυρήνα με ακτίνα 1.480 χιλιόμετρα, που αποτελείται κυρίως από σίδηρο με ποσοστό 14-17% θείο. Αυτός ο πυρήνας από σουλφίδιο του σιδήρου είναι εν μέρει ρευστός, και έχει δύο φορές μεγαλύτερη συγκέντρωση ελαφρύτερων στοιχείων από ό,τι υπάρχει στον πυρήνα της Γης. Ο πυρήνας περιβάλλεται από ένα πυριτικό μανδύα που διαμόρφωσε πολλές από τα τεκτονικά και ηφαιστειακά χαρακτηριστικά του πλανήτη, αλλά τώρα φαίνεται να είναι ανενεργά. Το μέσο πάχος του φλοιού του πλανήτη είναι μάλλον 50 χιλιόμετρα, με μέγιστο πάχος 125 χιλιόμετρα.^[14] Σε αντιδιαστολή, το μέσο πλάτος του φλοιού της Γης είναι κατά μέσο όρο 40 χιλιόμετρα, μόνο το ένα τρίτο του πάχους στον φλοιό του Άρη, σε σχέση με τα μεγέθη των δύο πλανητών.

Κατά τη διάρκεια του σχηματισμού ηλιακού συστήματος, ο Άρης δημιουργήθηκε μακριά από τον πρωτοπλανητικό δίσκο, που ήταν σε τροχιά γύρω από τον Ήλιο, ως το αποτέλεσμα μιας διαδικασίας εκρέουσας ύλης προσαύξησης. Ο Άρης έχει πολλές χημικές ιδιαιτερότητες, που σχετίζονται με τη θέση του στο Ηλιακό Σύστημα. Στοιχεία με συγκριτικά χαμηλά σημεία βρασμού όπως το χλώριο, ο φώσφορος και το θείο είναι πολύ πιο συχνά στον Άρη από τη Γη· τα στοιχεία αυτά πιθανώς απομακρύνθηκαν από περιοχές κοντά στον ήλιο από τον ισχυρό ηλιακό άνεμο του νεαρού Ήλιου. Η ίδια η διαδικασία πιστεύεται ότι παρείχε αρχικά στον Άρη περισσότερο οξυγόνο από τη Γη· οι αντιδράσεις μεταξύ του σιδήρου και της περίσσειας ποσότητας οξυγόνου μπορεί να είναι ο λόγος για τον οποίο ο Άρης έχει πολύ περισσότερο σίδηρο σε φλοιό και μανδύα από ό,τι η Γη.

Μετά το σχηματισμό των πλανητών, όλα ήταν υποκείμενα στον «Ύστερο Βαρύ Βομβαρδισμό». Είναι εντυπωσιακό ότι το 60% της επιφάνειας του Άρη δείχνει ρεκόρ κρατήρων συγκρούσεις από εκείνη την εποχή.^{[15] [16] [17]} Μεγάλο μέρος της υπόλοιπης επιφάνειας του Άρη ίσως βρίσκεται κάτω από τεράστιους κρατήρες σύγκρουσης από αυτή την εποχή υπάρχουν ενδείξεις από ένα τεράστιο κρατήρα πρόσκρουσης στο βόρειο ημισφαίριο του Άρη, που εκτείνεται σε διαστάσεις 10.600 χιλιόμετρα επί 8.500 χιλιόμετρα, δηλαδή 4 φορές μεγαλύτερη από το Νότιο Πόλο- λεκάνη Aitken της Σελήνης, το μεγαλύτερο κρατήρα πρόσκρουσης που έχει ανακαλυφθεί μέχρι σήμερα.^{[18] [19]} Αυτή η θεωρία προτείνει ότι ο Άρης χτυπήθηκε από ένα ουράνιο σώμα με το μέγεθος του Πλούτωνα πριν από περίπου τέσσερα δισεκατομμύρια χρόνια. Το γεγονός αυτό, που πιστεύεται ότι είναι η αιτία της διχοτόμησης των ημισφαιρίων του Άρη, δημιούργησε μία ομαλή βόρεια πολική λεκάνη που καλύπτει το 40% του πλανήτη.^{[20] [21]}

Ατμόσφαιρα

Κύριο λήμμα: Ατμόσφαιρα του Άρη

Ο Άρης έχασε τη μαγνητόσφαιρά του πριν από 4 δις έτη, ^[22] και έτσι ο ηλιακός άνεμος αλληλεπιδρά απευθείας με την ιονόσφαιρα του πλανήτη, απομακρύνοντας άτομα από αυτήν. ^[23] Η ατμόσφαιρα του Άρη αποτελείται κατά 95,32% από διοξείδιο του άνθρακα, 2,7% άζωτο και 1,6% αργό.^[24] Είναι πολύ αραιή και η πίεση στην επιφάνεια του πλανήτη φτάνει κατά μέσο όρο τα 0,60 kPa,^[25] δηλαδή λιγότερο από το ένα εκατοστό αυτής στην επιφάνεια της Γης (101,3 kPa). Πρακτικώς, είναι ίση με την ατμοσφαιρική πίεση στα 35 χιλιόμετρα υψόμετρο από την επιφάνεια της Γης. Κατά συνέπεια, ένας αστροναύτης θα χρειαστεί οπωσδήποτε διαστημική στολή, προκειμένου να περπατήσει στην επιφάνειά του. Λόγω της αραιής ατμόσφαιρας, η ταχύτητα του ήχου είναι μικρή, και οι ήχοι δεν διαδίδονται πολύ μακριά, μόλις μερικές δεκάδες μέτρα. Έτσι ο Άρης, εκτός από έρημος, είναι και σιωπηλός πλανήτης.

Η χαμηλή πυκνότητα της ατμόσφαιρας έχει και άλλες συνέπειες: οι άνεμοι δεν είναι ιδιαίτερα ισχυροί, όμως καθώς η σκόνη που καλύπτει την επιφάνεια του πλανήτη είναι αρκετά ψιλή, οι αμμοθύελλες δεν είναι σπάνιο φαινόμενο. Σε ακραίες περιπτώσεις, μπορούν να καλύψουν πολύ μεγάλο μέρος του πλανήτη· μια τέτοια αμμοθύελλα σημειώθηκε το 2001 και ξανά το 2007. Συχνή επίσης είναι και η εμφάνιση μικρών ανεμοστρόβιλων (dust devils) που μεταφέρουν τη σκόνη πάνω στην επιφάνεια του πλανήτη. Καθώς δεν πρόκειται για πολύ δυναμική ατμόσφαιρα, το κλίμα του Άρη είναι αρκετά προβλέψιμο και επαναλαμβάνεται σε κύκλους διάρκειας σχεδόν δυο γήινων ετών, όσο δηλαδή διαρκεί και η περιφορά του γύρω από τον Ήλιο. Στην ατμόσφαιρα του Άρη παρατηρούνται επίσης αραιά σύννεφα διοξειδίου του άνθρακα, που εμφανίζονται πιο συχνά τη νύχτα και την αυγή, καθώς και αραιά σύννεφα από κρυστάλλους νερού όταν ο πλανήτης βρίσκεται πιο κοντά στον ήλιο και εξαερώνεται ο πάγος των πόλων του.

Λόγω της διαφορετικής σύστασης της ατμόσφαιρας σε σχέση με αυτή τη Γης και της ελάχιστης πυκνότητάς της, σε συνδυασμό με την αιωρούμενη σκόνη, το χρώμα του ουρανού στον Άρη δεν είναι μπλε· είναι ένα κοκκινωπό ροζ που πλησιάζει κάπως σε απόχρωση το ροζ του σολωμού.^[26] Όταν το διαστημικό σκάφος Viking προσεδαφίστηκε στον Άρη και έστειλε την πρώτη εικόνα από την επιφάνειά του, οι τεχνικοί που χειρίζονταν το σύστημα απεικόνισης αντιστοίχισαν τα χρώματα της εικόνας σύμφωνα με την μέχρι τότε εμπειρία τους, εμφανίζοντας τον ουρανό μπλε και προκαλώντας κατάπληξη στους επιστήμονες. Αν και η φωτογραφία αυτή κυκλοφόρησε στον Τύπο, το λάθος διορθώθηκε αργότερα.

Γεωλογικά Χαρακτηριστικά

Ο Άρης έχει το ιδιόμορφο χαρακτηριστικό ότι αποτελείται από δυο μορφολογικά ανόμοια «τμήματα»: το βόρειο ημισφαίριο αποτελείται από «πεδιάδες» που χαρακτηρίζονται από σχετικά μικρή πυκνότητα κρατήρων και μεγαλύτερη λευκαύγεια, ενώ το νότιο ημισφαίριο βρίσκεται σε μεγαλύτερο υψόμετρο και είναι εμφανώς πιο καταπονημένο από προσκρούσεις μετεώρων. Μία εξήγηση αυτής της διαφοράς μεταξύ των δυο ημισφαιρίων είναι ότι οι βόρειες «πεδιάδες» αποτελούσαν κάποτε τον πυθμένα ενός ωκεανού που κάλυπτε μεγάλο μέρος του πλανήτη. Πρόσφατες ανακαλύψεις δίνουν ενδείξεις που υποστηρίζουν μερικά αυτή την άποψη, χωρίς ωστόσο οριστικά συμπεράσματα. Μία άλλη εξήγηση είναι ότι στο βόρειο ημισφαίριο προσέκρουσε ένα σώμα με μέγεθος από το ένα δέκατο μέχρι τα δύο τρίτα του μεγέθους της Σελήνης, σχηματίζοντας έναν τεράστιο κρατήρα πρόσκρουσης στο βόρειο ημισφαίριο του Άρη, που έχει διαστάσεις 10.600 χιλιόμετρα επί 8.500 χιλιόμετρα, δηλαδή περίπου τέσσερις φορές μεγαλύτερη από το Νότιο Πόλο- λεκάνη Aitken της Σελήνης, το μεγαλύτερο κρατήρα πρόσκρουσης που έχει ανακαλυφθεί μέχρι σήμερα.^[18][19]

Συνολικά, έχουν ανακαλυφθεί 43.000 κρατήρες με διάμετρο μεγαλύτερη των πέντε χιλιομέτρων.^[27]

Άλλο ιδιαίτερο χαρακτηριστικό είναι η λεκάνη Ελλάς (Hellas Basin). Πρόκειται για ιδιαίτερα βαθιά διαμόρφωση της επιφάνειας του πλανήτη, βαθύτερη από οποιαδήποτε αντίστοιχη της Γης.^[28]

Στον Άρη έχουν βρεθεί στοιχεία που αποτελούν ενδείξεις παλιότερης γεωλογικής δραστηριότητας. Στον πλανήτη υπάρχουν τεράστια ηφαίστεια, ανάμεσά τους το (ανενεργό σήμερα) ηφαίστειο Όλυμπο (Olympus Mons), ανενεργό ηφαίστειο στο υψίπεδο Θαρσίς, που είναι και το ψηλότερο βουνό του ηλιακού συστήματος με ύψος 27.000 μέτρα^[29] ή 3 φορές το υψόμετρο του Έβερεστ (8.848 μέτρα), που είναι το ψηλότερο βουνό της Γης.^[30] Το εξαιρετικά μεγάλο ύψος του ηφαιστείου οφείλεται στο γεγονός ότι στον Άρη, σε αντίθεση με τη Γη, δεν υπάρχει κίνηση τεκτονικών πλακών, και έτσι η εκροή μάγματος συνεχίστηκε για εκατομμύρια χρόνια στο ίδιο σημείο, ψηλώνοντας ολοένα τον Όλυμπο. Απτές ενδείξεις ηφαιστειακής δραστηριότητας έχουν βρεθεί στον κρατήρα Γκούσεβ, που εξερεύνησε το ρομπότ Spirit, με την ανεύρεση ηφαιστειακού βασάλτη και άλλων πετρωμάτων. Ο κρατήρας, που λόγω της μορφολογίας του πιστεύεται ότι φιλοξενούσε κατά το παρελθόν μία τεράστια λίμνη, βρέθηκε να καλύπτεται από υλικά που εκτοξεύτηκαν από ένα ηφαίστειο λίγο βορειότερα.

Σήμερα η γεωλογική ενεργότητα του Άρη ανήκει στο παρελθόν· ο πλανήτης μπορεί να θεωρηθεί γεωλογικά νεκρός, αν και η ύπαρξη μεθανίου σε ίχνη σε ορισμένες περιοχές υποστηρίζεται ότι προκαλείται από περιορισμένη ηφαιστειακή δραστηριότητα, όπως και η πιθανολογούμενη έκλυση υγρού νερού σε ίχνη.

Άφθονες είναι οι ενδείξεις για την ύπαρξη ροής νερού κατά το παρελθόν, κυρίως από την ύπαρξη φαραγγιών και φυσικά σχηματισμένων στραγγιστικών καναλιών. Το φαράγγι Κοιλάδα του Μάρινερ (Valles Marineris), το μεγαλύτερο του ηλιακού συστήματος με μήκος 4.500 χιλιόμετρα, δεν προήλθε από αυτή τη διαδικασία αλλά από τη ρήξη του φλοιού του Άρη λόγω του βάρους των τεράστιων ηφαιστείων που βρίσκονται βορειότερα. Στις παρυφές του όμως, καθώς και σε πολλές άλλες περιοχές του πλανήτη, έχουν εντοπιστεί σχηματισμοί που έχουν προέλθει καθαρά από τη ροή κάποιου υγρού (νερού κατά πάσα πιθανότητα), όπως κοίτες αρχαίων ποταμών, mesas και άλλοι. Υποστηρίζεται ότι το νερό που προκάλεσε τη διάβρωση δεν έρρεε για πολύ μεγάλο (σε γεωλογική κλίμακα) χρονικό διάστημα στην επιφάνεια του πλανήτη, αλλά ότι μάλλον υπήρξαν περίοδοι «κατακλυσμών», κατά τις οποίες τεράστιες ποσότητες νερού έρρεαν για μικρότερα χρονικά διαστήματα, προκαλώντας αυτά τα αποτελέσματα.

Το 2016, το Curiosity βρήκε κοιτάσματα Βορίου, Αιματίτη και άλλων αργιλικών ορυκτών στο όρος Σάρπ (Mount Sharp / Aeolis Mons),^[31]που βρίσκεται στον κρατήρα Gale.

Γεωγραφία

Κύριο λήμμα: Γεωγραφία του Άρη

Δορυφόροι

Ο Άρης έχει δυο μικρούς δορυφόρους, το Φόβο και τον Δείμο. Οι δορυφόροι αυτοί υποθέτουμε ότι είναι αστεροειδείς που μπήκαν σε τροχιά γύρω του λόγω της βαρυτικής έλξης του πλανήτη, όμως απομένει να εξερευνηθούν από κοντά προκειμένου να διαπιστωθεί αυτό (το 2011 επρόκειτο να εκτοξευτεί η ρωσο-κινεζική αποστολή Phobos-Grunt που θα μελετούσε το Φόβο από κοντά, ωστόσο συνετρίβη αμέσως). Ο Φόβος περιφέρεται γύρω από τον Άρη σε 7 ώρες και 39 λεπτά, σε μέση απόσταση από τον πλανήτη μόλις 9.377 χιλιόμετρα, εγγύτερα στον μητρικό του πλανήτη από κάθε άλλο δορυφόρο του ηλιακού συστήματος. Εικάζεται ότι, κάποια στιγμή στο μέλλον ο Φόβος θα πλησιάσει αρκετά κοντά στον Άρη ώστε να διασπαστεί από τις παλιρροϊκές δυνάμεις και να σχηματίσει δακτύλιο γύρω από τον πλανήτη. Ο άλλος δορυφόρος, ο Δείμος, είναι αρκετά μικρότερος από τον Φόβο και περιφέρεται αρκετά μακρύτερα, σε απόσταση 23.460 χιλιομέτρων από τον Άρη, συμπληρώνοντας μια περιφορά κάθε 1,2 μέρες.

Εξερεύνηση

Ο Άρης είναι μέχρι σήμερα ο πλανήτης στον οποίο έχουν σταλεί οι περισσότερες διαστημοσυσκευές, και για τον οποίο γνωρίζουμε τα περισσότερα από κάθε άλλον στο ηλιακό σύστημα. Αιτία για αυτό είναι η σχετική εγγύτητά του στον δικό μας πλανήτη, οι υποθέσεις για ύπαρξη ζωής στην επιφάνειά του καθώς και η σχετική ευκολία, σε σχέση με τον άλλο κοντινό σε μας πλανήτη, την Αφροδίτη, με την οποία θα μπορούσε να εγκατασταθεί ανθρώπινη αποικία στην επιφάνειά του. Το παράθυρο εκτόξευσης προς τον Άρη, η περίοδος δηλαδή κατά την οποία μπορεί να εκτοξευτεί μια διαστημοσυσκευή έτσι ώστε να πραγματοποιήσει το ταξίδι προς τον πλανήτη στον μικρότερο δυνατό χρόνο, ανοίγει κάθε δύο χρόνια.

Ταυτόχρονα ο Άρης είναι και ο πλανήτης που έχει "εξαφανίσει" τις περισσότερες διαστημοσυσκευές που στάλθηκαν προς αυτόν: σχεδόν 1 στις 3 αποστολές κατέληξαν σε αποτυχία, κάτι που κάνει κάθε αποστολή στον Άρη, τουλάχιστον μέχρι την άφιξή της, πηγή αγωνίας για τους επιστήμονες, που αστειευόμενοι μιλούν για την «κατάρα του Άρη».

Οι προσπάθειες για εξερεύνηση του πλανήτη ξεκίνησαν το 1960 από τους Σοβιετικούς με το πρόγραμμα Μάρσνικ, το οποίο δεν είχε ιδιαίτερη επιτυχία. Το 1964, το αμερικανικό Μάρινερ 4 πέρασε δίπλα από τον πλανήτη και έστειλε τις πρώτες φωτογραφίες από την επιφάνειά του, αποκαλύπτοντας έναν άνυδρο πλανήτη γεμάτο κρατήρες και κατά τα φαινόμενα χωρίς ζωή. Ακολούθησαν τα σκάφη του σοβιετικού προγράμματος Μαρς, που έγιναν τα πρώτα που προσεδαφίστηκαν στον πλανήτη και λειτούργησαν για λίγο μετά την προσεδάφιση.

Η πρώτη σημαντική εξερεύνηση έγινε από τα δύο σκάφη Βίκινγκ της NASA που προσεδαφίστηκαν στην επιφάνειά του, τον Αύγουστο και Σεπτέμβριο του 1976. Έστειλαν τις πρώτες φωτογραφίες από την επιφάνεια, μελέτησαν το κλίμα και εκτέλεσαν σειρά πειραμάτων για την ύπαρξη ή μη ζωής στον πλανήτη, με αμφιλεγόμενα αλλά πιθανότατα αρνητικά αποτελέσματα.

Η επόμενη φάση στην εξερεύνηση του Άρη ξεκίνησε τη δεκαετία του 1990, με τις αποστολές Mars Global Surveyor και Mars Pathfinder της NASA, που μελέτησαν τον πλανήτη από τροχιά και από την επιφάνειά του αντίστοιχα. Μετά από μερικές ακόμα αποτυχίες, το 2005 έφτασαν στον Άρη τα δίδυμα ρόβερ Spirit και Opportunity, που μελετούν από τότε την επιφάνειά του, και διαπίστωσαν την ύπαρξη, στο απώτατο παρελθόν, υγρού νερού στην επιφάνεια. Πολύτιμες πληροφορίες μας έστειλαν επίσης το Mars Express της ESA, που διαπίστωσε την ύπαρξη πάγου νερού στο υπέδαφος, και Mars Observer, που μεταφέρει την ισχυρότερη κάμερα που στάλθηκε ποτέ σε άλλο πλανήτη.

Μία από τις τελευταίες εξερευνητικές αποστολές στον «Κόκκινο Πλανήτη», είναι της διαστημικής συσκευής Φοίνιξ της NASA, που εκτοξεύτηκε στις 4 Αυγούστου του 2007 και έφτασε στις αρκτικές περιοχές του βόρειου ημισφαιρίου του Άρη στις 25 Μαΐου του 2008,^[32] μελετώντας τις πολικές περιοχές του μέχρι τον Νοέμβριο του ίδιου έτους. Το 2011 η αποστολή Phobos-Grunt, σε συνεργασία Ρωσίας-Κίνας, απέτυχε, με τη διαστημοσυσκευή να μένει στην τροχιά της γης και αργότερα να συντρίβεται. Στις 5 Αυγούστου του 2012, η NASA με το ρομπότ Curiosity, γνωστό επίσης και ως Mars Science Laboratory προσεδαφίστηκε με επιτυχία στην επιφάνεια του Άρη.^[33] Η επόμενη μη επανδρωμένη αποστολή στον Άρη έχει σχεδιαστεί για το 2020 και το εξερευνητικό σκάφος αποφασίστηκε να ονομαστεί «Ρόζαλιντ Φράνκλιν» προς τιμήν της Βρετανής χημικού.^[34]

Τα μακροπρόθεσμα σχέδια της NASA προβλέπουν μια επανδρωμένη αποστολή στον Άρη, αλλά η εκτόξευσή της αποκλείεται να πραγματοποιηθεί πριν από το 2030 τουλάχιστον.

Βιόσφαιρα

Κύριο λήμμα: Ζωή στον Άρη

Η ύπαρξη ζωής στον Άρη στο μακρινό παρελθόν ή ακόμη και σήμερα είναι ένα ζήτημα που έχει απασχολήσει σε μεγάλο βαθμό την επιστημονική κοινότητα. Επί του παρόντος δεν υπάρχουν αποδείξεις για ζωή στον Άρη. Αθροιστικά στοιχεία δείχνουν ότι κατά την αρχαία αρειανή εποχή του Νώε, στην επιφάνεια του Άρη υπήρχε νερό σε υγρή μορφή και ίσως ήταν κατοικήσιμη για μικροοργανισμούς. Η κοινή συναίνεση είναι ότι αν υπάρχει ζωή —ή υπήρξε στον Άρη, θα βρισκόταν ή θα διατηρούταν καλύτερα στο υπέδαφος, προστατευμένη από τις τρέχουσες αφιλόξενες επιφανειακές διεργασίες.

Τον Ιούνιο 2018, η NASA ανακοίνωσε την ανίχνευση εποχικών διακυμάνσεων στα επίπεδα μεθανίου στον Άρη, που ίσως προέρχεται από μικροοργανισμούς ή γεωλογικά μέσα.^[35] Από τον Απρίλιο 2018 ο Ευρωπαϊκός Τροχιακός Ανιχνευτής Αερίων Αρειανής Ατμόσφαιρας (ExoMars Trace Gas Orbiter) παρακολουθεί το ατμοσφαιρικό μεθάνιο, και το 2020 το ρόβερ ExoMars θα εξορύξει δείγματα υπεδάφους, ενώ το ρόβερ NASA Άρης 2020 θα αποθηκεύσει δεκάδες από τα δείγματα για πιθανή μεταφορά σε Γήινα εργαστήρια περί το 2020-2030.

Άλλα

Αστρονομική ναυτιλία

Ο πλανήτης Άρης περιλαμβάνεται στους λεγόμενους ναυτιλιακούς πλανήτες, οι οποίοι λαμβάνονται υπόψη σε μετρήσεις για τις ανάγκες επίλυσης προβλημάτων προσδιορισμού γεωγραφικού στίγματος.