Badanie dowolnej planety to naukowy proces zbierania, systematyzowania i porównywania danych.

Historia badań Mars

Eksploracja Marsa rozpoczęła się 3,5 tysiąca lat temu w Starożytny Egipt. Babilońscy astronomowie opracowali serię metody matematyczne przewidzieć położenie planety.

Pierwsze teleskopowe obserwacje Marsa zostały wykonane przez Galileo Galila w 1610 roku. W XVII wieku astronomowie odkryli różne cechy powierzchni planety. Pierwsza mapa Marsa została opublikowana w 1840 roku. Później astronomowie odkryli linie widmowe cząsteczki wody w marsjańskiej atmosferze; dzięki temu odkryciu popularna staje się idea możliwości życia na Marsie. W latach dwudziestych zmierzono zakres temperatur na powierzchni Marsa i stwierdzono, że powierzchnia Marsa znajduje się w ekstremalnych warunkach pustynnych. Od lat 60. XX wieku rozpoczęto badanie planety przez starty automatycznych stacji międzyplanetarnych, najpierw z trajektorii przelotu, a następnie ze sztucznej orbity satelity i bezpośrednio na powierzchni. Obecnie Mars nadal jest pod obserwacją teleskopów naziemnych, radioteleskopów i statków kosmicznych, które umożliwiają eksplorację powierzchni planety w szerokim zakresie fal elektromagnetycznych. Odkrycie meteorytów pochodzenia marsjańskiego na Ziemi umożliwiło badanie skład chemiczny powierzchnia planety. Dalszy postęp w eksploracji Marsa wiąże się z kontynuacją badań planety za pomocą zdalnie sterowanego statek kosmiczny oraz realizacja załogowego lotu na Marsa.

W 1969 zorganizowany Międzynarodowy patrol planetarny składający się z siedmiu obserwatoriów rozmieszczonych równomiernie i blisko równika. Celem patrolu jest obserwacja wielkoskalowych zjawisk atmosferycznych i szczegółów powierzchni planet oraz uzyskanie ciągłych serii zdjęć. Obserwatoria patrolu monitorują chmury i burze piaskowe, a także sezonowe zmiany na powierzchni Marsa. Uzyskane obrazy odzwierciedlają marsjańskie zmiany sezonowe i pokazują, że większość marsjańskich burz pyłowych ma miejsce, gdy planeta znajduje się najbliżej Słońca.

Mars jest również obserwowany przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Ale nasza dzisiejsza rozmowa dotyczy eksploracji Marsa przez automatyczne stacje międzyplanetarne.

Od lat 60. na Marsa wystrzelono wiele statków kosmicznych. Najbardziej znane z nich to: Vikings, Mariners, Mars (sowiecki statek kosmiczny), Mars Global Surveyor, łaziki Sojohner (1997), Spirit (2004-2010), „Opportunity (od 2004 do teraz), Curiosity (od 2012) itp. .

„Maryner-4”

Amerykański Mariner 3 stał się pierwszym statkiem kosmicznym, który zbadał Marsa z trajektorii przelotu. Ta automatyczna stacja międzyplanetarna była przeznaczona do realizacji badania naukowe Mars, przekazywanie informacji o przestrzeni międzyplanetarnej i przestrzeni wokół Marsa, pozyskiwanie obrazów powierzchni planety oraz przeprowadzanie eksperymentu nad zaciemnieniem radiowym sygnału z Marsa przez Marsa w celu uzyskania informacji o atmosferze i jonosferze. Statek kosmiczny wykonał pierwszy udany przelot wokół Marsa i stał się pierwszym statkiem kosmicznym, który wykonał zdjęcia innej planety z bliski zasięg i zesłał ich na ziemię. To prawda, że ​​uzyskane obrazy nie były bardzo wysokiej jakości, ale Mariner 4 odkrył, że atmosfera Marsa nie przekracza 1% gęstości Ziemi i składa się głównie z dwutlenku węgla. Ciśnienie atmosferyczne wahało się od 4,1 do 7,0 milibarów (wcześniej zakładano, że Ciśnienie atmosferyczne około 85 milibarów), a atmosfera Marsa składa się głównie z azotu. Temperatury w ciągu dnia wynosiły -100 stopni Celsjusza.

„Maryner-9”

To urządzenie stało się pierwszym sztucznym satelitą Marsa. Stacja została uruchomiona 30 maja 1971 roku. Po zakończeniu okresu marsjańskich burz piaskowych urządzenie zaczęło przesyłać na Ziemię wyraźne zdjęcia powierzchni Marsa. Urządzenie przesłało łącznie 7329 zdjęć około 80% powierzchni planety. Zdjęcia przedstawiały wyschnięte koryta rzek, kratery, ogromne formacje wulkaniczne, gigantyczny system kanionów o długości ponad 4000 kilometrów, dowody na erozję wiatrową i wodną oraz przemieszczenie warstw, fronty pogodowe, mgłę i wiele innych interesujących szczegółów. Sfotografowano również księżyce Marsa, Fobosa i Deimosa. Odkrycia te stały się ważną podstawą do planowania przyszłych lotów.

Pojazd do lądowania radzieckiej automatycznej stacji międzyplanetarnej „Mars-3” jako pierwszy wylądował na Marsie w 1971 roku. Został zaprojektowany do badania Marsa zarówno z orbity, jak i bezpośrednio z powierzchni planety. Urządzenie transmitowało panoramę otaczającej powierzchni. Na jej pokładzie zainstalowano proporzec z godłem ZSRR.

"Wiking"

Amerykański statek kosmiczny Viking od kilku lat (od 1976 r.) bada Marsa zarówno z orbity, jak i bezpośrednio na powierzchni. Przeprowadzono eksperymenty w celu wykrycia drobnoustrojów w glebie, które nie dały wyniku pozytywnego. Został wykonany po raz pierwszy Analiza chemiczna przesyłane są gleby i zdjęcia powierzchni. Lądowniki od dawna obserwowały marsjańską pogodę i według danych modułów orbitalnych szczegółowa mapa Mars. Program Wikingów- program kosmiczny NASA badający Marsa pod kątem obecności życia na tej planecie. Wikingowie po raz pierwszy przekazali wysokiej jakości kolorowe zdjęcia z powierzchni Marsa. Pokazują pustynny obszar z czerwonawą glebą, usianą kamieniami.

Głównymi pierwiastkami w glebie, według spektrometru Vikings, były krzem (13-15%), żelazo (12-16%), wapń (3-8%), glin (2-7%), tytan (0,5 - 2%).

Oba urządzenia pobrały próbki gleby jako próbki do analizy na obecność życia - wykryto stosunkowo dużą aktywność chemiczną gleby, ale nie znaleziono jednoznacznych śladów żywotnej aktywności mikroorganizmów.

Wniosek oparty na wynikach tych eksperymentów: albo liczba mikroorganizmów na lądowiskach Wikingów jest znikoma, albo nie ma ich wcale. Podobne eksperymenty na pustynnych obszarach Ziemi wyraźnie wskazywały na obecność życia.

Sonda orbitalna „Mars Odyseusz”

„Mars Odyseusz” to orbiter NASA, który bada Marsa. Urządzenie zostało uruchomione 7 kwietnia 2001 roku. Głównym zadaniem stojącym przed urządzeniem była nauka budowa geologiczna planety i poszukiwanie minerałów. Urządzenie otrzymało dane wskazujące na duże rezerwy wody na Marsie. Podobno na niektórych obszarach, na głębokości około 45 cm, znajduje się skała składająca się w 70% objętości z zamarzniętej wody. Później przypuszczenie to zostało potwierdzone przez inne urządzenia, ale kwestia obecności wody na Marsie została ostatecznie rozwiązana w 2008 roku, kiedy sonda Phoenix, która wylądowała w pobliżu bieguna północnego planety, otrzymała wodę z marsjańskiej gleby.

Sonda Phoenix

"Feniks"- lądownik marsjański NASA, który działał w 2008 roku. Na pokładzie znajdował się zestaw instrumentów, który umożliwiał badanie historii geologicznej wody, a także identyfikację warunków sprzyjających życiu mikroorganizmów. Nieoficjalne hasło projektu: „Za wodę!” Urządzenie musiało odpowiedzieć na trzy kluczowe pytania: czy obszary polarne Marsa nadają się do życia, czy lód tam okresowo topnieje oraz jak zmieniły się warunki pogodowe w strefie lądowania w okres historyczny, a także poznaj cechy marsjańskiego klimatu.

18 czerwca 2008 r. sonda znalazła lód, który następnie się stopił. Po dokładnym zbadaniu okazało się, że lód to woda.

Sonda orbitalna Mars Express

„Mars Express” – statek kosmiczny Europejskiej Agencji Kosmicznej, przeznaczony do badania Marsa. 2 czerwca 2003 r. został wystrzelony z kosmodromu Bajkonur za pomocą pojazdu startowego Sojuz-FG. Pomiary przyrządu umożliwiły uzyskanie szeregu ważnych wyniki naukowe, z których wiele dopiero się przygotowuje publikacje naukowe. Lód wodny odkryto po raz pierwszy w południowej czapie polarnej pod koniec marsjańskiego lata. Mars Express odkrył metan w atmosferze Marsa, co może świadczyć o obecności życia na planecie (metan nie może długo przebywać w marsjańskiej atmosferze, dlatego jego rezerwy uzupełniają się albo w wyniku żywotnej aktywności mikroorganizmów, albo z powodu do działalności geologicznej). Aby utrzymać jego ilość w atmosferze na Marsie, musi istnieć źródło metanu. Takim źródłem może być aktywność tektoniczna. Dzięki obrazom robotów kosmicznych naukowcy byli w stanie skonstruować i zaprezentować trójwymiarowe modele marsjańskich krajobrazów.

Stacja wykryła gęste chmury suchego lodu, które rzucają cień na powierzchnię planety, a nawet wpływają na jej klimat.

Co teraz?

Na orbicie wokół Marsa znajdują się trzy sztuczne satelity:

• „Mars Odyseusz”, orbiter NASA badający Marsa. Głównym zadaniem stojącym przed aparatem jest badanie budowy geologicznej planety i poszukiwanie minerałów (od 24 października 2001 r.). Urządzeniem udało się uzyskać dane wskazujące na duże rezerwy wody na Marsie.
• „Ekspres na Marsa”, statek kosmiczny Europejskiej Agencji Kosmicznej przeznaczony do badania Marsa (od 25 grudnia 2003 r.)
• , wielofunkcyjna międzyplanetarna stacja NASA do eksploracji Marsa (od 10 marca 2006). Wystrzelony 12 sierpnia 2005 z Cape Canaveral. Zawiera szereg przyrządów naukowych: kamery, spektrometry, radary, które są niezbędne do analizy rzeźby terenu, poszukiwania minerałów i lodu na Marsie. System telekomunikacyjny satelity przesyła na Ziemię więcej danych niż wszystkie poprzednie pojazdy międzyplanetarne razem wzięte. Ponadto jest wykorzystywany jako silny satelita przekaźnikowy dla innych programów badawczych.

Łaziki marsjańskie Opportunity and Curiosity działają obecnie na powierzchni Marsa.

"Możliwość" działa od 25 stycznia 2004 roku. Zadania:

• Poszukiwanie i opisywanie różnorodności skał i gleb świadczących o dawnej aktywności wodnej planety, poszukiwanie próbek zawierających minerały.
• Określenie rozmieszczenia i składu minerałów, skał i gleb otaczających lądowisko.
• Określ, jakie procesy geologiczne ukształtowały teren i skład chemiczny.
• Wykonywanie obserwacji powierzchni za pomocą instrumentów satelity Mars Reconnaissance Satellite.
• Szukaj minerałów zawierających żelazo.
• Klasyfikacja minerałów i krajobrazu geologicznego oraz identyfikacja procesów, które je utworzyły.
• Ocena warunków, które mogłyby być korzystne dla powstania życia na Marsie.

"Ciekawość"- autonomiczny laboratorium chemiczne. Za kilka miesięcy urządzenie będzie musiało przebyć od 5 do 20 kilometrów i przeprowadzić pełną analizę marsjańskich gleb i elementów atmosferycznych.

Dalsze eksploracje Marsa

Dalsze badanie Marsa wiąże się z dwoma głównymi obszarami: kontynuacja eksploracji planety przez statki kosmiczne i realizacja załogowego lotu na Marsa.

• MAVEN to statek kosmiczny NASA, którego start zaplanowano na 2013 r. w celu zbadania atmosfery.
• Mars Science Orbiter, „Misja wykrywania gazu na Marsie” Premiera zaplanowana jest na styczeń 2016 r.

Indie i Chiny również planują wysłanie misji.

1 listopada 1962 r. radziecka automatyczna stacja międzyplanetarna Mars-1 obrała kurs na planetę Aelita. Tak rozpoczęła się nowa faza eksploracji Marsa - kosmos.

W lipcu 1965 roku amerykański statek kosmiczny Mariner 4 przesłał na Ziemię pierwsze 22 zbliżenia powierzchni Marsa. Naukowcy z nieskrywanym zainteresowaniem oczekiwali wyników tego badania. I co? Wielu było wtedy poważnie rozczarowanych. Mars okazał się zupełnie inny od wyidealizowanej planety, którą przyciągnęła ludzka wyobraźnia. Zamiast kwitnących oaz zobaczyli na kosmicznych fotografiach monotonną pustynną równinę usianą licznymi kraterami. Powierzchnia Marsa przypominała księżycowy krajobraz.

Jednak Mars to nie tylko „powiększony Księżyc”. Ma też swoje cechy charakteru odróżnianie go od innych planet. Stało się to jasne po locie w 1972 roku Mariner 9, który zdołał uchwycić szeroką gamę marsjańskich krajobrazów. Jest wśród nich kilka prawdziwych niespodzianek.

Nawet w najdoskonalszych warunkach atmosferycznych teleskop może rozróżnić plamy na Marsie o średnicy co najmniej 150 km. „Mariner” sfotografował powierzchnię Marsa z rozdzielczością około 1 km, a obrazy poszczególnych przekrojów uzyskano w rozdzielczości do 40-50 m. Dzięki temu astronomowie mogli zbadać wiele szczegółów marsjańskiej rzeźby terenu, potrafi zrozumieć przyczyny wielu zjawisk obserwowanych na Marsie, takich jak np. zadziwiające zmiany sezonowe. A gdyby na Marsie istniała cywilizacja podobna do naszej, to z pewnością zostałaby odkryta za pomocą środków fotograficznych.

Przeglądając mapę powierzchni Marsa, natychmiast rzuca się w oczy ostra różnica między północną i południową półkulą planety. Półkula południowa- to jak jeden gigantyczny „ląd”, a północ – jeden „ocean”. Jego poziom jest średnio o 4 km niższy od poziomu południowego „kontynentu”. A jeśli na Marsie, podobnie jak na Ziemi, morzach i oceanach, woda z pewnością wypełniłaby północną depresję, a południowy marsjański płaskowyż wzniósłby się ponad powierzchnię wody.

Większość planet znajduje się na stałym lądzie Marsa duże kratery meteorytowe pochodzenie. Ale na rozległej północnej nizinie nie zachowały się ślady starożytnego bombardowania kosmosu. Zostały zalane szerokim frontem lawy. Ten rodzaj asymetrii jest typowy dla wszystkich planet grupy ziemskiej.

Półkula północna Marsa jest zdominowana przez formy terenu związane z aktywnymi procesami geologicznymi. Tutaj, w regionie Tharsis, wznoszą się cztery góry wulkaniczne. Ale jakie góry! Największym i najwyższym jest Olympus. Średnica podstawy tego wulkanu to 550 km, a jego wysokość nad otaczającą go równiną to około 27 km! Olympus ze swoim orszakiem to jeden z głównych cudów świata. Nic im nie dorówna ani na Ziemi, ani na innych planetach. Układ Słoneczny. Ale dlaczego gigantyczne góry powstały na Marsie? Odpowiedź jest prosta: nie ma poziomych ruchów skorupy ziemskiej, dlatego wulkany mogły urosnąć do bajecznych rozmiarów. Wszyscy już spali: statek kosmiczny nie wykrył uwolnienia gazów wulkanicznych z ich ogromnych kalder.

Zdjęcia Marinera 9 pokazują gigantyczny kanion w południowej strefie tropikalnej Marsa. Otrzymał nazwę Mariner Valley. Kanion ten rozciąga się w kierunku równoleżnikowym przez 3600 km.

Mariner Valley to globalny uskok tektoniczny w skorupie marsjańskiej, przypominający swoją strukturą strefę rafy na dnie oceanu Ziemi. Ciekawe, że kiedy ten kanion został umieszczony na mapie Marsa, zbiegł się z jednym z dużych „kanałów”. Jednak większość „kanałów” nie jest związana z uskokami i innymi formacjami marsjańskiej rzeźby terenu.

Podczas gdy astronomowie obserwowali Marsa przez swoje teleskopy z Ziemi, wydawało im się to niezwykle gładką kulą. Jak bardzo się mylili! Różnica wysokości pomiędzy najwyższymi szczytami a najgłębszymi zagłębieniami marsjańskimi sięga 30 km (na Ziemi ok. 20 km). Nieprawidłowości na Marsie są znacznie bardziej widoczne niż na kuli ziemskiej.

Jednym słowem, „czerwona planeta” doświadczyła w przeszłości wielu burzliwych wstrząsów. Jej powierzchnię wyróżnia różnorodność form krajobrazu naturalnego oraz mozaikowa struktura.

Mars obecnie stygnie. Utworzyła grubą litosferę, która jest otoczona silną skorupą. Dlatego aktywność sejsmiczna planety spadła. Potwierdzają to również wyniki eksploracji Marsa amerykańskim pojazdem zejścia Viking-2. Przez wiele miesięcy nieprzerwanej pracy na Marsie jego sejsmometr zarejestrował tylko jeden słaby wstrząs z płytkim epicentrum. A potem, według naukowców, było to spowodowane nie wewnętrzną tektoniką, ale upadkiem dużego meteorytu.

Mars najwyraźniej nadal ma stopiony rdzeń. Potwierdzają to dane pomiarowe pole magnetyczne planety, wykonane przez sowieckie stacje „Mars”. Jego intensywność jest około 500 razy słabsza niż ziemskie pole magnetyczne. Co więcej, polaryzacja pola marsjańskiego jest przeciwna do polaryzacji pola ziemskiego, to znaczy północny biegun magnetyczny znajduje się na północnej półkuli planety, a południowa - na południu. Magnetosfera Marsa rozciąga się po dziennej stronie planety na 2000 km od jej powierzchni, a po nocnej stronie - do 9500 km. Nie ma pasów radiacyjnych. Taki jest w rzeczywistości Mars - Mars bez legend.

Kiedy astronomowie w ostatnim stuleciu przekonali się, że Księżyc jest światem bez życia, zwrócili swoją uwagę na Marsa. W końcu, jak świadczyły obserwacje, Mars miał atmosferę, a to było zachęcające, uznano to za jeden z poważnych argumentów przemawiających za zamieszkiwaniem „czerwonej planety”.

Jak wiecie, tlen i woda w postaci płynnej są niezbędne do życia na każdej planecie. Czy istnieją w atmosferze Marsa? Tlen cząsteczkowy jest w nim mniej niż w atmosferze ziemskiej, około 16 tysięcy razy, a para wodna - 1 tysiąc razy. Ale jeśli tlen jest utrzymywany na stałym, choć bardzo niskim poziomie, to wilgotność atmosferyczna podlega silnym wahaniom wraz z porami roku. Na przykład w marsjańskim lecie nad topniejącą czapą polarną wilgotność jest 100 razy wyższa niż zimą. Silne nasycenie atmosfery Marsa (a także gazowej powłoki Wenus) dwutlenkiem węgla następuje, ponieważ na planecie nie ma środowisk pochłaniających dwutlenek węgla – rozległe przestrzenie wodne i zielona roślinność.

Tak więc atmosfera Marsa okazała się całkowicie nieodpowiednia do życia. Z jednej strony ma ostry niedobór tlenu i jest zbyt suchy, z drugiej strony jest prawie nasycony trującym dwutlenkiem węgla do granic możliwości. Ale jest jeszcze inny, nie mniej ważny powód, dla którego jest nie do przyjęcia dla organizmów lądowych. To jest jej skąpość.

Na średnim poziomie powierzchni Marsa, z którego mierzone są wszystkie wysokości i głębokości na planecie, ciśnienie atmosferyczne wynosi tylko 6,1 milibara, czyli 4,6 mm słupa rtęci, czyli 165 razy mniej niż ciśnienie atmosfery ziemskiej na poziomie morza . Tutaj na Ziemi takie niskie ciśnienie obserwuje się w stratosferze na wysokości około 30 km.

Bardzo rozrzedzona atmosfera słabo chroni planetę przed niekorzystnymi skutkami kosmosu. Jego wpływ wpływa przede wszystkim na reżim temperaturowy powierzchni i dolnych warstw atmosfery: umiarkowane ogrzewanie występuje w ciągu dnia, a wszystko stygnie w nocy. W rejonach równikowych Marsa po południu Maksymalna temperatura wzrasta do +17 °С, a rano (przed wschodem słońca) spada do -103 °С. Zakres dobowych wahań temperatury sięga 120°C.

Najniższą temperaturę obserwuje się na biegunach Marsa. Blisko biegun południowy zimy są szczególnie mroźne. Planeta w tym czasie jest odsunięta od Słońca, więc temperatura południowej czapy polarnej spada do -140-143°C!

Ze względu na silne rozrzedzenie atmosfery woda na Marsie w postaci płynnej nie może istnieć. Ale jeśli na planecie nie ma wody w stanie ciekłym, nie ma chmur deszczowych, opady atmosferyczne nie spadają i oczywiście nie ma odpływu. Jednym słowem, bardzo ważny dla dzikiej przyrody obieg wody nie występuje na Marsie. Zachodzą jedynie sezonowe przemiany pary wodnej bezpośrednio w lód i odwrotnie, lód w parę. Dlatego o pogodzie na planecie decydują tylko dzienne i roczne zmiany temperatury i oświetlenia, a także siła i kierunek wiatru. A jeśli burza piaskowa nie zdarza się na Marsie, zawsze jest tam jasne: Słońce świeci na wszystkich szerokościach geograficznych!

Nawet podczas teleskopowych obserwacji Marsa astronomowie zauważyli, że burze piaskowe najczęściej występują w okresach wielkiej opozycji, zbiegających się z przejściem planety przez peryhelium. Następnie nasila się napromieniowanie jego powierzchni promieniami słonecznymi, co powoduje obfite topnienie południowej czapy polarnej. Wkraczając w czas marsjańskiego lata, czapa polarna uwalnia do atmosfery ogromne masy dwutlenku węgla. Prowadzi to do rozwoju silnych wiatrów sezonowych, osiągających ponad 50 m/s. W takim przypadku mogą powstać potężne trąby powietrzne lub tornada, nazywane przez odkrywców Marsa „pyłowymi diabłami”.

Nanoszone przez wiatr cząsteczki pyłu odgrywają ważną rolę w kształtowaniu krajobrazu Marsa. Słynna „ciemna fala”, którą niektórzy obserwatorzy kojarzyli z obecnością roślinności na planecie, w końcu otrzymała proste wyjaśnienie. I znowu wielkoformatowe fotografie kosmiczne pomogły zrozumieć istotę tego zjawiska. Okazało się, że dynamika sezonowych zmian konturów i tonacji jasnych i ciemnych obszarów Marsa jest spowodowana ruchem pyłu przez wiatry. Tam, gdzie osiada kurz, powierzchnia rozjaśnia się, a tam, gdzie jest zdmuchiwany, odsłaniają się leżące poniżej skały, powierzchnia ciemnieje. I tylko kolejna globalna burza piaskowa może dokonać własnych zmian w zarysach marsjańskich „mórz”. W każdym razie ciemne obszary na Marsie nie powinny być kojarzone z żadnymi konkretnymi formami terenu, takimi jak ciemne depresje na Księżycu – księżycowe „morze”.

Na Marsie, gdzie dominują pustynne krajobrazy, wydmowe i wydmowe grzbiety ciągną się przez setki kilometrów. Oto prawdziwe królestwo Aeolus!

Jak wiadomo, w nowoczesne warunki Mars nie może pomieścić płynnej wody. Niemniej naukowcy uważają, że na Marsie jest woda. Tyle, że nie reprezentują go rzeki, jeziora i morza, ale wieczna zmarzlina i lodowce.

W wyniku niedoboru „racji” energii na Marsie powstały trudne warunki klimatyczne. Średnia sezonowa temperatura wynosi tam -60 °C, czyli jest znacznie niższa niż średnia roczna temperatura Ziemi (ta ostatnia wynosi +15 °C). W wyniku tego wieczna zmarzlina jest wszędzie.

Rozprzestrzenia się wszędzie i na równiku osiąga 1,5 km, a na biegunach prawie 5 km! To kilka razy więcej niż grubość stref wiecznej zmarzliny i zlodowacenia na Ziemi.

Jedną z najbardziej niezwykłych formacji obserwowanych na Marsie są jego czapy polarne. badanie przestrzeni kosmicznej pozwoliło ustalić, że polarne czapy Marsa są utworzone przez zwykły lód wodny i zamrożony dwutlenek węgla. Ich wzrost następuje od początku marsjańskiej jesieni do początku wiosny (na odpowiedniej półkuli planety) na skutek kondensacji - zamarzania z atmosfery dwutlenku węgla w temperaturze -124°C. Jest to temperatura krytyczna, w której na Marsie rozpoczyna się przemiana atmosferycznego dwutlenku węgla w „suchy lód” zimowej czapy polarnej. Warstwa „suchego lodu” (stały dwutlenek węgla) pokrywa lodowy składnik czapy polarnej, która wraz z nadejściem wiosny odparowuje, a powstały dwutlenek węgla pędzi na przeciwny biegun planety, gdzie ponownie zamarza. Powtarza się to rok po roku rozmawiamy o marsjańskim roku trwającym 687 dni ziemskich). Pozostaje tylko dolna część czapki, która nie topi się latem, składająca się z lodu wodnego zmieszanego z kurzem.

Dzięki parowaniu (a nie topnieniu) lód marsjański zachowuje się zupełnie inaczej niż lód i śnieg na naszej planecie. Wiosną na Ziemi szemrzące strumienie spływają po zboczach wzgórz z topniejących mas. Ale na obrzeżach parujących marsjańskich czap polarnych nigdzie nie widać ani nie słychać szemrzącej wody. Wszędzie jest sucho i cicho.