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.

Σελήνη (9)

Θάλασσες (Πεδιάδες)

• Νότια Θάλασσα
• Θάλασσα Χάμπολντ
• Θάλασσα των Κρίσεων
• Θάλασσα της Γαλήνης
• Θάλασσα των Ατμών
• Θάλασσα της Γονιμότητας
• Θάλασσα του Ψύχους
• Θάλασσα του Νέκταρ
• Θάλασσα των Συννέφων
• Θάλασσα των Βροχών
• Θάλασσα της Ηρεμίας
• Θάλασσα των Νήσων
• Θάλασσα της Υγρασίας
• Θάλασσα της Μόσχας
• Θάλασσα της Ευφυίας
• Ανατολική Θάλασσα
• Θάλασσα του Σμύθι
• Θάλασσα του Αφρού
• Θάλασσα των Κυμάτων
• Θάλασσα του Άκρου

Βάλτοι

• Βάλτος της Σύψης
• Βάλτος του Ύπνου
• Βάλτος των Επιδημιών

Λίμνες

• Λίμνη του Καλοκαιριού
• Λίμνη του Φθινοπώρου
• Λίμνη της Καλοσύνης
• Λίμνη της Λύπης
• Λίμνη της Υπεροχής
• Λίμνη της Ευτυχίας
• Λίμνη της Χαράς
• Λίμνη του Χειμώνα
• Λίμνη της Απαλότητας
• Λίμνη της Πολυτέλειας
• Λίμνη του Θανάτου
• Λίμνη της Λησμοσύνης
• Λίμνη της Εμπάθειας
• Λίμνη της Εμμονής
• Λίμνη της Ερημιάς
• Λίμνη των Ονείρων
• Λίμνη του Φόβου
• Λίμνη της Ελπίδας
• Λίμνη του Χρόνου
• Λίμνη της Άνοιξης

Δεν Αναγνωρίζονται

• Θάλασσα των Ονείρων
• Άγνωστη Θάλασσα
• Νέα Θάλασσα(Νοτιοανατολικά του κρατήρα του Πλουτάρχου)
• Θάλασσα του Στρούβε(Κοντά στον κρατήρα του Μεσσάλα)
• Μικρή Θάλασσα(Αμέσως στα ανατολικά του Ινγκχιράμι)

Όρη

• Απέννινα όρη (Σελήνη)
• Οροσειρά Ρουκ

Ωκεανός

• Ωκεανός των Καταιγίδων

Κρατήρες

• Αναξαγόρας
• Άνγκστρομ
• Αντωνιάδης
• Αράγος
• Αριαδαίος
• Αρίσταρχος
• Άτλας
• Γκαι-Λυσάκ
• Δημοσθένης
• Διόνυσος
• Ενδυμίωνας
• Ερατοσθένης
• Ευκτήμων
• Ζήνων P
• Ηρακλής
• Θαλής
• Ίππαρχος
• Κέπλερ
• Κοπέρνικος
• Μεσσάλα
• Μεντελέγιεφ
• Μπαγιό
• Μπίρκοφ
• Μπούλ
• Ναγκαόκα
• Ντε λα ρου
• Ντιράκ
• Όυλερ
• Πλανκ
• Πλούταρχος
• Ρέινχολντ
• Στράβωνας
• Τ.Μάγερ
• Τύχωνος
• Φερμά

Κόλποι

• Κόλπος της Αγάπης
• Κόλπος της Επιτυχίας
• Κεντρικός Κόλπος
• Κόλπος της Αρμονίας
• Κόλπος της Βαναυσότητας
• Κόλπος της Εμπιστοσύνης
• Κόλπος της Τιμής
• Κόλπος της Ίριδας/Ουράνιου Τόξου
• Κόλπος Λούνικ
• Κόλπος της Δροσιάς
• Βράζων Κόλπος

Φάσεις της Σελήνης

• Νέα Σελήνη
• Αύξων Μηνίσκος
• Πρώτο τέταρτο
• Αύξων Αμφίκυρτος
• Πανσέληνος
• Φθίνων Αμφίκυρτος
• Τελευταίο τέταρτο
• Φθίνων Μηνίσκος

Σελήνη (8)

Κινήσεις

Οι βασικές κινήσεις της Σελήνης είναι δύο. Κινείται γύρω από τη Γη σε ελλειπτική τροχιά και συμπληρώνει μια περιστροφή γύρω από το κέντρο της σε 29,53 ημέρες. Ο χρόνος αυτός ονομάζεται συνοδικός μήνας. Επίσης περιστρέφεται γύρω από τον άξονα της και συμπληρώνει μια περιστροφή σε 27,3 ημέρες. Ο χρόνος αυτός ονομάζεται αστρικός μήνας. Το αποτέλεσμα των δύο αυτών κινήσεων είναι η Σελήνη να δείχνει σε μας πάντοτε την ίδια πλευρά. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται σύγχρονη περιστροφή της Σελήνης και οφείλεται στην εξίσωση των χρόνων της περιφοράς της γύρω από τη Γη και της περιστροφής γύρω από τον άξονά της.

Εκτός από τις δύο αυτές κινήσεις, παρατηρούνται τα φαινόμενα των Λικνίσεων της Σελήνης (Lunar libration) όπου εμφανίζουν τη Σελήνη σαν να πραγματοποιεί μια παλινδρομική κίνηση. Οι λικνίσεις της Σελήνης χωρίζονται στις γεωμετρικές λικνίσεις και στη φυσική λίκνιση.^[22] Οι γεωμετρικές λικνίσεις χωρίζονται σε τρεις επιμέρους λικνίσεις: Την κατά μήκος λίκνιση που οφείλεται στην ελαφρώς ελλειπτική τροχιά της Σελήνης, την κατά πλάτος λίκνιση που οφείλεται σε μια μικρή κλίση μεταξύ του άξονα περιστροφής της και του επιπέδου της τροχιάς της Γης και την ημερήσια λίκνιση που οφείλεται στην μετακίνηση της θέσης του παρατηρητή πάνω στην επιφάνεια της Γης, λόγω της περιστροφής της Γης.^[23] Η φυσική λίκνιση, που δεν είναι εύκολα παρατηρήσιμη, αφορά μικρού μεγέθους ταλαντώσεις της Σελήνης. Αποτέλεσμα του συνόλου των επιμέρους λικνίσεων της Σελήνης είναι ότι ενώ μόνο το ένα ημισφαίριο της αντικρίζει τη Γη, το ποσοστό της συνολικής επιφάνειας της Σελήνης που μπορούμε να παρατηρήσουμε, σε ένα μεγάλο χρονικό διάστημα παρατηρήσεων, φτάνει μέχρι το 59% (αλλά στιγμιαία, το ανώτερο όριο παραμένει στο 50%).

Εκμετάλλευση

Στα τέλη της δεκαετίας του 1950, κατά την διάρκεια του Ψυχρού Πολέμου, ο στρατός των ΗΠΑ διεξήγαγε μελέτη σχετικά με το πόσο εφικτή θα ήταν η κατασκευή στρατιωτικής βάσης στη Σελήνη, η οποία θα είχε δυνατότητες βομβαρδισμού περιοχών στη Γη. Μέρος της μελέτης ήταν και η εξερεύνηση της δυνατότητας σχετικά με την διεξαγωγή πυρηνικών δοκιμών στη Σελήνη.^[24] Η πολεμική αεροπορία των ΗΠΑ οργάνωσε μια παρόμοια δική της μελέτη.^[25][26] Και οι 2 προτάσεις απορρίφθηκαν όταν η διεύθυνση του διαστημικού προγράμματος μεταφέρθηκε την δεκαετία του 1960 κατά κύριο λόγο στην ΝΑΣΑ από τον στρατό που ήταν προηγουμένως.^[26]

Αν και υπήρξαν τα σοβιετικά διαστημόπλοια Luna τα οποία ήταν τα πρώτα τα οποία εξερεύνησαν τη Σελήνη, καθώς και η επακόλουθη επανδρωμένη αποστολή των ΗΠΑ και η τοποθέτηση της σημαίας τους στην επιφάνεια, κανένα έθνος δεν διεκδικεί περιοχές της Σελήνης ως ιδιοκτησία.^[27] Η διαστημική συνθήκη μεταξύ της Σοβιετικής Ένωσης και των ΗΠΑ το 1967, ορίζει την Σελήνη καθώς και όλο το διάστημα ως κοινή ιδιοκτησία όλου του ανθρώπινου είδους.^[27] Βάσει της συνθήκης αυτής η χρήση της Σελήνης προορίζεται για ειρηνικούς σκοπούς, και απαγορεύονται ρητά οι όποιες στρατιωτικές εγκαταστάσεις και δοκιμές όπλων.^[28]

Σύμφωνα με την επακόλουθη συνθήκη του 1979, απαγορεύεται η εκμετάλλευση της Σελήνης από ένα και μόνο κράτος. Ωστόσο έως το 2014, μόνο 16 κράτη έχουν επικυρώσει την συνθήκη αυτή, και κανένα από αυτά δεν διαθέτει δυνατότητες αποστολών στη Σελήνη.^[29] Αν και αρκετοί ιδιώτες έχουν προβάλλει ισχυρισμούς περί ιδιοκτησίας εδαφών στη Σελήνη, τέτοιου είδους ισχυρισμοί θεωρούνται εξαιρετικά αναξιόπιστοι.^[30][31][32]

Σελήνη (7)

Εξερεύνηση της σελήνης

Το 1969, οι Νηλ Άρμστρονγκ (Neil Armstrong) και Μπαζ Όλντριν (Buzz Aldrin) κατά την αποστολή Απόλλων 11 του διαστημικού προγράμματος «Απόλλων» (Apollo) έγιναν οι πρώτοι άνθρωποι που πάτησαν στην επιφάνεια της Σελήνης. Ακολούθησαν άλλοι δέκα αστροναύτες κατά τις αποστολές Απόλλων 12, Απόλλων 14, Απόλλων 15, Απόλλων 16 και τελευταία την Απόλλων 17 το 1972. Η επιστροφή του ανθρώπου στη Σελήνη προβλέπεται περίπου το 2024, με το Πρόγραμμα Ωρίων της NASA, ενώ υπάρχουν σχέδια για επανδρωμένη αποστολή και από τους Κινέζους.

Στις 13 Νοεμβρίου 2009 η NASA ανακοίνωσε ότι η αποστολή LCROSS, με μια ελεγχόμενη συντριβή συσκευής στον νότιο πόλο της σελήνης κατάφερε να ανακαλύψει σημαντικές ποσότητες νερού.^[20][21]

Σελήνη (6)

Μια άλλη γεωλογική εξεργασία η οποία έχει επηρεάσει την επιφάνεια της Σελήνης είναι οι κρατήρες πρόσκρουσης,^[18] με κρατήρες οι οποίοι δημιουργήθηκαν από την πρόσκρουση αστεροειδών και κομητών. Εκτιμάται ότι στην εγγύς πλευρά της Σελήνης βρίσκονται περίπου 300.000 κρατήρες με διάμετρο μεγαλύτερη από ένα χιλιόμετρο.^[19] Κάποιοι έχουν πάρει το όνομά τους από επιστήμονες, εξερευνητές και ακαδημαϊκούς. Η γεωλογική κλίμακα της Σελήνης υπολογίζεται από μεγάλα συμβάντα πρόσκρουσης. Η έλλειψη ατμόσφαιρας, καιρικών φαινομένων και πρόσφατων γεωλογικών διεργασιών σημαίνει ότι πολλοί από τους κρατήρες είναι καλά διατηρημένοι.

Σελήνη (5)

Οι σκοτεινές και σχετικά χωρίς χαρακτηριστικά σεληνιακές πεδιάδες οι οποίες διακρίνονται δια γυμνού οφθαλμού αποκαλούνται θάλασσες (maria, ενικός mare), επειδή οι αρχαίοι αστρονόμοι πίστευαν ότι ήταν γεμάτες νερό.^[5] Σήμερα είναι γνωστό ότι είναι τεράστιες λίμνες στερεοποιημένης αρχαίας βασαλτικής λάβας. Αν και παρόμοιοι με τους γήινους βασάλτες, οι σεληνιακοί βασάλτες περιέχουν περισσότερο σίδηρο και όχι ορυκτά αλλοιωμένα από νερό.^[6][7] Η πλειονότητα αυτής της λάβας εξερράγη ή έρευσε σε βαθύπεδα που δημιουργήθηκαν από προσκρούσεις. Σε αρκετές γεωλογικές περιοχές στην κοντινή πλευρά της Σελήνης βρίσκονται ασπιδωτά ηφαίστεια και ηφαιστειακοί δόμοι.^[8]

Σχεδόν όλες οι θάλασσες βρίσκονται στην εγγύς πλευρά της Σελήνης, καλύπτοντας το 31% της επιφάνειας της κοντινής πλευράς, σε σύγκριση με τις λίγες και μικρότερες στην άπω πλευρά, όπου καλύπτουν μόνο το 2%.^[9] Αιτία αυτής της κατανομής θεωρείται η συγκέντρωση στοιχείων τα οποία παράγουν θερμότητα κάτω από τον φλοιό στην κοντινή πλευρά, όπως φαίνεται από τον γεωχημικό χάρτη που παρήγαγε ο φασματογράφος ακτίνων γ του Lunar Prospector. Τα στοιχεία αυτά θέρμαναν τον υποκείμενο μανδύα, ο οποίος τήχθηκε μερικώς, ανήλθε στην επιφάνεια και εξερράγη.^[10][11] Οι περισσότεροι από τους βασάλτες των σεληνιακών θαλασσών εξερράγησαν την Ιμβριακή περίοδο, 3-3,5 δις χρόνια πριν, αν και μερικά δείγματα που έχουν ραδιοχρονολογηθεί και είχαν ηλικία 4,2 δις χρόνια. Η συγκέντρωση των θαλασσών στην κοντινή πλευρά της Σελήνης αντικατοπτρίζει τον παχύτερο φλοιό στα υψίπεδα της άπω πλευράς, τα οποία μπορεί να δημιουργήθηκαν από τη πρόσκρουση με χαμηλή ταχύτητα ενός δεύτερου δορυφόρου λίγες δεκάδες εκατομμύρια χρόνια μετά τον σχηματισμό τους.

Μέχρι πρόσφατα, οι πιο πρόσφατες εκρήξεις, των οποίων η ηλικία προσδιορίστηκε από την μέτρηση του αριθμού κρατήρων, φαινόταν ότι έλαβαν χώρα πριν 1,2 δις χρόνια. Το 2006, μια έρευνα στον κρατήρα Ίνα, στην λίμνη της Ευτυχία, ανακαλύφθηκε ένα χαρακτηριστικό χωρίς σκόνη και διάβρωση από συντρίμμια, του οποίου η ηλικία υπολογίστηκε σε μόλις 2 εκατομμύρια χρόνια. Σεισμοί και απελευθερώσεις αερίων υποδεικνύουν συνεχιζόμενη σεληνιακή δραστηριότητα.^[12] To 2014 ανακοινώθηκε η ανακάλυψη στοιχείων πρόσφατης ηφαιστειακής δραστηριότητας σε 70 ανώμαλες κηλίδες από το Lunar Reconnaissance Orbiter, κάποιες με ηλικία μικρότερη από 50 εκατομμύρια χρόνια.^[13][14] Είναι πιθανό ότι ένας αρχικά θερμότερος μανδύας ή/και τοπική αύξηση της συγκέντρωσης υλικών που παράγουν θερμότητα στο μανδύα μπορεί να οδηγούν σε παρατεταμένη δραστηριότητα στην περιοχή της ανατολικής λεκάνης, στα όρια εγγύς και άπω πλευράς.^[15][16]

Οι περιοχές με λαμπρότερο χρώμα αποκαλούνται γαίες ή υψίπεδα, καθώς βρίσκονται σε μεγαλύτερο υψόμετρο από τις θάλασσες. Δημιουργήθηκαν πριν περίπου 4,4 δις χρόνια. Σε αντίθεση με τη Γη, θεωρείται ότι τα μεγάλα σεληνιακά βουνά δεν δημιουργήθηκαν από τεκτονική δραστηριότητα.^[17]

Σελήνη (4)

Η τοπογραφία της επιφάνειας της Σελήνης μετρήθηκε με laser και ανάλυση στερεοσκοπικών εικόνων. Το πιο ευδιάκριτο τοπογραφικό χαρακτηριστικό της επιφάνειας της Σελήνης είναι ο τεράστιος κρατήρας νότιου πόλου-Αίτκεν, στην άπω πλευρά της Σελήνης, με διάμετρο 2.240 χιλιόμετρα. Είναι ο μεγαλύτερος κρατήρας της Σελήνης και ο δεύτερος μεγαλύτερος επιβεβαιωμένος κρατήρας πρόσκρουσης στο Ηλιακό Σύστημα. Με βάθος 13 χιλιόμετρα, ο πυθμένας του είναι το χαμηλότερο σημείο της Σελήνης. Τα μεγαλύτερα υψόμετρα καταγράφονται ακριβώς προς τα βορειοανατολικά, και έχει προταθεί ότι αυτή η περιοχή είναι παχύτερη λόγω της πλάγιας πρόσκρουσης που δημιούργησε τον κρατήρα στο νότιο πόλο. Άλλοι μεγάλοι κρατήρες πρόσκρουσης, όπως η θάλασσα των Όμβρων και η θάλασσα των Κρίσεων, διαθέτουν επίσης τοπικά χαμηλό υψόμετρο και ανυψωμένα χείλη. Η άπω πλευρά της Σελήνης έχει περίπου 1,9 χιλιόμετρα μεγαλύτερο υψόμετρο από την εγγύς πλευρά.

Σελήνη (3)

Η Σελήνη είναι διαφοροποιημένο σώμα. Διαθέτει γεωχημικά διακριτό φλοιό, μανδύα και πυρήνα. Η Σελήνη έχει στερεό εσωτερικό πυρήνα πλούσιο σε σίδηρο με ακτίνα 240 χιλιόμετρα ο οποίος περιβάλλεται από υγρό εξωτερικό πυρήνα, ο οποίος αποτελείται από υγρό σίδηρο και έχει ακτίνα 300 χιλιόμετρα. Γύρω από τον πυρήνα βρίσκεται ένα μερικώς τετηγμένο στρώμα με ακτίνα περίπου 500 χιλιομέτρων.^[3] Θεωρείται ότι δημιουργήθηκε από την κρυσταλλοποίηση ενός παγκόσμιου ωκεανού μάγματος λίγο μετά τη δημιουργία της Σελήνης.^[4] Η κρυσταλλοποίηση του μάγματος θα δημιουργούσε ένα μαφικό μανδύα από την κατακρήμνιση των ορυκτών ολιβίνη, κλινοπυροξένη και ορθοπυροξένη, ενώ πλαγιόκλαστα ορυκτά θα επέπλεαν και θα σχημάτιζαν τον φλοιό. Ο φλοιός του φεγγαριού αποτελείται κυρίως από ανορθοσίτη και δείγματα από τη λάβα στην επιφάνεια της Σελήνης επιβεβαιώνουν ότι είναι μαφικής σύστασης. Γεωφυσικές τεχνικές δείχνουν ότι ο φλοιός έχει πάχος περίπου 50 χιλιόμετρα.

Η Σελήνη είναι ο δεύτερος πυκνότερος δορυφόρος στο Ηλιακό Σύστημα μετά την Ιώ.