Mars jest czwartą co do wielkości planetą od Słońca i siódmą (przedostatnią) planetą pod względem wielkości. Układ Słoneczny; masa planety to 10,7% masy Ziemi. Nazwany na cześć Marsa - starożytnego rzymskiego boga wojny, odpowiadającego starożytnemu greckiemu Aresowi. Mars jest czasami nazywany „czerwoną planetą” ze względu na czerwonawy odcień powierzchni nadany mu przez tlenek żelaza.
Mars to planeta grupa naziemna z rozrzedzoną atmosferą (ciśnienie przy powierzchni jest 160 razy mniejsze niż ziemskie). Cechy rzeźby powierzchni Marsa można uznać za kratery uderzeniowe, takie jak te na Księżycu, a także wulkany, doliny, pustynie i polarne czapy lodowe, takie jak ziemskie.
Mars ma dwa naturalne satelity - Fobos i Deimos (przetłumaczone ze starożytnej greki - "strach" i "horror" - imiona dwóch synów Aresa, którzy towarzyszyli mu w bitwie), które są stosunkowo małe (Fobos - 26x21 km, Deimos - 13 km średnicy ) i mają nieregularny kształt.
Wielkie opozycje Marsa, 1830-2035
| Rok | data | Odległość mi. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 września | 0,388 |
| 1845 | 18 sierpnia | 0,373 |
| 1860 | 17 lipca | 0,393 |
| 1877 | 5 września | 0,377 |
| 1892 | 4 sierpnia | 0,378 |
| 1909 | 24 września | 0,392 |
| 1924 | 23 sierpnia | 0,373 |
| 1939 | 23 lipca | 0,390 |
| 1956 | 10 września | 0,379 |
| 1971 | 10 sierpnia | 0,378 |
| 1988 | 22 września | 0,394 |
| 2003 | 28 sierpnia | 0,373 |
| 2018 | 27 lipca | 0,386 |
| 2035 | 15 września | 0,382 |
Mars jest czwartą najdalej od Słońca (po Merkurym, Wenus i Ziemi) i siódmą co do wielkości (masą i średnicą przewyższa jedynie Merkurego) planetą Układu Słonecznego. Masa Marsa wynosi 10,7% masy Ziemi (6,423 1023 kg w porównaniu z 5,9736 1024 kg dla Ziemi), objętość wynosi 0,15 objętości Ziemi, a średnia średnica liniowa wynosi 0,53 średnicy Ziemi (6800 km). .
Relief Marsa ma wiele unikalnych cech. Wygasły wulkan na Marsie Olimp jest najwyższą górą w Układzie Słonecznym, a dolina Mariner jest największym kanionem. Ponadto w czerwcu 2008 r. trzy artykuły opublikowane w czasopiśmie Nature przedstawiły dowody na istnienie największego znanego krateru uderzeniowego w Układzie Słonecznym na północnej półkuli Marsa. Ma 10600 km długości i 8500 km szerokości, jest około cztery razy większy niż największy krater uderzeniowy odkryty wcześniej na Marsie, w pobliżu bieguna południowego.
Oprócz podobnej topografii powierzchni Mars ma okres rotacji i pory roku podobne do ziemskiego, ale jego klimat jest znacznie chłodniejszy i bardziej suchy niż ziemski.
Do pierwszego przelotu Marsa statek kosmiczny„Mariner 4” w 1965 r. Wielu badaczy uważało, że na jej powierzchni znajduje się woda w stanie ciekłym. Opinia ta opierała się na obserwacjach okresowych zmian w obszarach jasnych i ciemnych, zwłaszcza na szerokościach polarnych, które były podobne do kontynentów i mórz. Ciemne bruzdy na powierzchni Marsa zostały zinterpretowane przez niektórych obserwatorów jako kanały irygacyjne dla ciekłej wody. Później udowodniono, że te bruzdy były złudzeniem optycznym.
Ze względu na niskie ciśnienie woda nie może istnieć na powierzchni Marsa w stanie ciekłym, ale prawdopodobnie w przeszłości warunki były inne i dlatego nie można wykluczyć obecności prymitywnego życia na planecie. 31 lipca 2008 r. sonda kosmiczna NASA Phoenix odkryła na Marsie wodę w stanie lodu.
W lutym 2009 roku orbitalna konstelacja badawcza na orbicie Marsa miała trzy działające statki kosmiczne: Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Satellite, więcej niż wokół jakiejkolwiek innej planety poza Ziemią.
Powierzchnia Marsa jest obecnie eksplorowana przez dwa łaziki: „Spirit” i „Opportunity”. Na powierzchni Marsa znajduje się również kilka nieaktywnych lądowników i łazików, które zakończyły badania.
Zebrane przez nich dane geologiczne sugerują, że większość powierzchni Marsa była wcześniej pokryta wodą. Obserwacje z ostatniej dekady umożliwiły wykrycie słabej aktywności gejzerów w niektórych miejscach na powierzchni Marsa. Zgodnie z obserwacjami sondy Mars Global Surveyor, niektóre części południowej czapy polarnej Marsa stopniowo się cofają.
Marsa widać z Ziemi gołe oko. Jego pozorna wielkość gwiazdowa sięga 2,91 m (przy najbliższym zbliżeniu do Ziemi), ustępując jasności tylko Jowiszowi (i nawet wtedy nie zawsze podczas wielkiej konfrontacji) i Wenus (ale tylko rano lub wieczorem). Z reguły podczas wielkiej opozycji pomarańczowy Mars jest najjaśniejszym obiektem na ziemskim nocnym niebie, ale zdarza się to tylko raz na 15-17 lat przez jeden do dwóch tygodni.
Charakterystyka orbity
Minimalna odległość Marsa od Ziemi wynosi 55,76 mln km (kiedy Ziemia znajduje się dokładnie między Słońcem a Marsem), maksymalna to około 401 mln km (gdy Słońce znajduje się dokładnie między Ziemią a Marsem).
Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 mln km (1,52 j.a.), a okres rewolucji wokół Słońca wynosi 687 ziemskich dni. Orbita Marsa ma dość zauważalny mimośród (0,0934), więc odległość do Słońca waha się od 206,6 do 249,2 mln km. Nachylenie orbity Marsa wynosi 1,85°.
Mars znajduje się najbliżej Ziemi podczas opozycji, kiedy planeta znajduje się w przeciwnym kierunku niż Słońce. Sprzeciwy powtarzają się co 26 miesięcy w różnych punktach orbity Marsa i Ziemi. Ale raz na 15-17 lat opozycja ma miejsce w czasie, gdy Mars jest blisko swojego peryhelium; w tych tak zwanych wielkich opozycjach (ostatnia miała miejsce w sierpniu 2003 r.) odległość do planety jest minimalna, a Mars osiąga swój największy rozmiar kątowy 25,1" i jasność 2,88m.
Charakterystyka fizyczna
Porównanie wielkości Ziemi (średni promień 6371 km) i Marsa (średni promień 3386,2 km)
Pod względem wielkości liniowej Mars jest prawie o połowę mniejszy od Ziemi – jego promień równikowy wynosi 3396,9 km (53,2% promienia Ziemi). Powierzchnia Marsa jest w przybliżeniu równa powierzchni Ziemi.
Promień biegunowy Marsa jest o około 20 km mniejszy niż promień równikowy, chociaż okres rotacji planety jest dłuższy niż Ziemi, co pozwala przypuszczać, że tempo rotacji Marsa zmienia się w czasie.
Masa planety wynosi 6,418 1023 kg (11% masy Ziemi). Przyśpieszenie swobodny spadek na równiku wynosi 3,711 m/s (0,378 Ziemi); pierwszy prędkość kosmiczna wynosi 3,6 km/s, a drugi to 5,027 km/s.
Okres obrotu planety to 24 godziny 37 minut 22,7 sekundy. Tak więc rok marsjański składa się z 668,6 marsjańskich dni słonecznych (zwanych sols).
Mars obraca się wokół własnej osi, która jest nachylona do prostopadłej płaszczyzny orbity pod kątem 24°56?. Nachylenie osi obrotu Marsa powoduje zmianę pór roku. Jednocześnie wydłużenie orbity prowadzi do dużych różnic w czasie ich trwania – np. północna wiosna i lato razem wzięte to ostatnie 371 soli, czyli zauważalnie ponad połowę marsjańskiego roku. Jednocześnie padają na najbardziej oddaloną od Słońca część orbity Marsa. Dlatego na Marsie lata północne są długie i chłodne, a południowe krótkie i gorące.
Atmosfera i klimat
Atmosfera Marsa, zdjęcie orbitera Viking, 1976. Po lewej stronie widoczny „smiley crater” Halle
Temperatura na planecie waha się od -153 na biegunie zimą do ponad +20 °C na równiku w południe. Średnia temperatura to -50°C.
Atmosfera Marsa, na którą składa się głównie dwutlenek węgla, jest bardzo rzadki. Ciśnienie na powierzchni Marsa jest 160 razy mniejsze niż ziemskie - 6,1 mbar na średnim poziomie powierzchni. Ze względu na dużą różnicę wysokości na Marsie, ciśnienie w pobliżu powierzchni jest bardzo zróżnicowane. Przybliżona grubość atmosfery wynosi 110 km.
Według NASA (2004) atmosfera Marsa składa się w 95,32% z dwutlenku węgla; zawiera również 2,7% azot, 1,6% argon, 0,13% tlen, 210 ppm para wodna, 0,08% tlenek węgla, tlenek azotu (NO) - 100 ppm, neon (Ne) - 2,5 ppm, wodór półciężki deuter-tlen (HDO) 0,85 ppm, krypton (Kr) 0,3 ppm, ksenon (Xe) - 0,08 ppm.
Zgodnie z danymi pojazdu opadającego AMS Viking (1976), w marsjańskiej atmosferze oznaczono około 1-2% argonu, 2-3% azotu i 95% dwutlenku węgla. Według danych AMS „Mars-2” i „Mars-3” dolna granica jonosfery znajduje się na wysokości 80 km, maksymalna gęstość elektronów 1,7 105 elektronów/cm3 znajduje się na wysokości 138 km , pozostałe dwa maksima znajdują się na wysokościach 85 i 107 km.
Przepuszczalność radiowa atmosfery na falach radiowych 8 i 32 cm przez AMS „Mars-4” 10 lutego 1974 r. wykazała obecność nocnej jonosfery Marsa z głównym maksimum jonizacji na wysokości 110 km i gęstości elektronowej 4,6 103 elektronów/cm3, a także maksima wtórne na wysokości 65 i 185 km.
Ciśnienie atmosferyczne
Według danych NASA za 2004 r. ciśnienie atmosfery w środkowym promieniu wynosi 6,36 mb. Gęstość powierzchniowa ~0,020 kg/m3, waga całkowita atmosfera ~2,5 1016 kg.
Zmiana ciśnienia atmosferycznego na Marsie w zależności od pory dnia, zarejestrowana przez lądownik Mars Pathfinder w 1997 roku.
W przeciwieństwie do Ziemi masa marsjańskiej atmosfery zmienia się znacznie w ciągu roku z powodu topnienia i zamarzania czap polarnych zawierających dwutlenek węgla. Zimą 20-30 procent całej atmosfery jest zamarznięte na czapie polarnej, która składa się z dwutlenku węgla. Sezonowe spadki ciśnienia, według różnych źródeł, są następujące:
Według NASA (2004): od 4,0 do 8,7 mbar przy średnim promieniu;
Według Encarty (2000): 6 do 10 mbar;
Według Zubrina i Wagnera (1996): 7 do 10 mbar;
Według lądownika Viking-1: od 6,9 do 9 mbar;
Według lądownika Mars Pathfinder: od 6,7 mbar.
Basen uderzeniowy Hellas - większość głębokie miejsce gdzie można znaleźć najwyższe ciśnienie atmosferyczne na Marsie
W miejscu lądowania sondy AMC Mars-6 na Morzu Erytrejskim zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 milibara, które w tamtym czasie uważano za średnie ciśnienie na planecie i od tego poziomu uzgodniono liczenie wysokości i głębiny na Marsie. Według danych tego urządzenia, uzyskanych podczas schodzenia, tropopauza znajduje się na wysokości około 30 km, gdzie ciśnienie wynosi 5·10-7 g/cm3 (jak na Ziemi na wysokości 57 km).
Region Hellas (Mars) jest tak głęboki, że ciśnienie atmosferyczne osiąga około 12,4 milibarów, czyli powyżej punktu potrójnego wody (~6,1 mb) i poniżej temperatury wrzenia. Kiedy wystarczy wysoka temperatura woda mogłaby tam istnieć w stanie ciekłym; jednak pod tym ciśnieniem woda wrze i zamienia się w parę już w temperaturze +10 °C.
Na szczycie najwyższego 27-kilometrowego wulkanu Olimp ciśnienie może wynosić od 0,5 do 1 mbar (Żurek 1992).
Przed lądowaniem na powierzchni Marsa ciśnienie mierzono tłumiąc sygnały radiowe z AMS Mariner-4, Mariner-6 i Mariner-7, gdy wlatywały w dysk marsjański - 6,5 ± 2,0 mb przy średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż ziemskie; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne AMS Mars-3. Jednocześnie na terenach położonych poniżej przeciętnego poziomu (np. w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mb.
Od lat 30. XX wieku Radzieccy astronomowie próbowali określić ciśnienie atmosfery za pomocą fotometrii fotograficznej - poprzez rozkład jasności wzdłuż średnicy dysku w różnych zakresach fal świetlnych. W tym celu francuscy naukowcy B. Lyo i O. Dollfus przeprowadzili obserwacje polaryzacji światła rozproszonego w marsjańskiej atmosferze. Podsumowanie obserwacji optycznych opublikował amerykański astronom J. de Vaucouleurs w 1951 roku i osiągnęły one ciśnienie 85 mb, przeszacowane prawie 15-krotnie z powodu interferencji pyłu atmosferycznego.
Klimat
Zdjęcie mikroskopowe guzka hematytu o średnicy 1,3 cm wykonane przez łazik Opportunity 2 marca 2004 r. pokazuje obecność ciekłej wody w przeszłości
Klimat, podobnie jak na Ziemi, jest sezonowy. W zimnych porach roku, nawet poza czapami polarnymi, na powierzchni może tworzyć się lekki szron. Urządzenie Phoenix zarejestrowało opady śniegu, ale płatki śniegu wyparowały przed dotarciem na powierzchnię.
Według NASA (2004) średnia temperatura wynosi ~210 K (-63 °C). Według lądowników Vikinga dzienny zakres temperatur wynosi od 184 K do 242 K (od -89 do -31 °C) (Viking-1), a prędkość wiatru: 2-7 m/s (lato), 5-10 m /s (jesień), 17-30 m/s (burza piaskowa).
Według sondy lądowania Mars-6 średnia temperatura marsjańskiej troposfery wynosi 228 K, w troposferze temperatura spada średnio o 2,5 stopnia na kilometr, a stratosfera nad tropopauzą (30 km) ma prawie stałą temperaturę z 144 tys.
Według badaczy z Carl Sagan Center w ostatnich dziesięcioleciach na Marsie zachodzi proces ocieplania. Inni eksperci uważają, że jest za wcześnie na takie wnioski.
Istnieją dowody na to, że w przeszłości atmosfera mogła być gęstsza, a klimat ciepły i wilgotny, a na powierzchni Marsa istniała woda w stanie ciekłym i padało. Dowodem tej hipotezy jest analiza meteorytu ALH 84001, która wykazała, że około 4 miliardy lat temu temperatura Marsa wynosiła 18 ± 4 °C.
wiry kurzu
Wiry kurzu sfotografowane przez łazik Opportunity 15 maja 2005 r. Liczby w lewym dolnym rogu wskazują czas w sekundach od pierwszej klatki
Od lat 70. w ramach programu Viking, a także łazika Opportunity i innych pojazdów, zarejestrowano liczne trąby powietrzne. Są to turbulencje powietrza, które występują w pobliżu powierzchni planety i unoszą w powietrze duże ilości piasku i pyłu. Na Ziemi często obserwuje się wiry (w kraje anglojęzyczne nazywa się je demonami kurzu - diabłem kurzu), ale na Marsie mogą osiągnąć wiele duże rozmiary: 10 razy wyższy i 50 razy szerszy niż Ziemia. W marcu 2005 wir oczyścił panele słoneczne z łazika Spirit.
Powierzchnia
Dwie trzecie powierzchni Marsa zajmują jasne obszary, zwane kontynentami, około jedną trzecią - ciemne obszary, zwane morzami. Morza są skoncentrowane głównie na południowej półkuli planety, między 10 a 40 ° szerokości geograficznej. Na półkuli północnej są tylko dwa duże morza - Acidalian i Great Syrt.
Natura ciemnych obszarów jest nadal przedmiotem kontrowersji. Utrzymują się, mimo że na Marsie szaleją burze piaskowe. Kiedyś służyło to jako argument na rzecz założenia, że ciemne obszary pokryte są roślinnością. Obecnie uważa się, że są to tylko obszary, z których dzięki ich ukształtowaniu łatwo wydmuchiwany jest kurz. Zdjęcia wielkoskalowe pokazują, że w rzeczywistości ciemne obszary składają się z grup ciemnych pasów i plam związanych z kraterami, wzgórzami i innymi przeszkodami na ścieżce wiatrów. Sezonowe i długoterminowe zmiany ich wielkości i kształtu są najwyraźniej związane ze zmianą stosunku powierzchni pokrytych jasną i ciemną materią.
Półkule Marsa mają zupełnie inny charakter powierzchni. Na półkuli południowej powierzchnia znajduje się 1-2 km powyżej średniego poziomu i jest gęsto usiana kraterami. Ta część Marsa przypomina kontynenty księżycowe. Na północy większość Powierzchnia jest poniżej średniej, jest niewiele kraterów, a główną część zajmują stosunkowo gładkie równiny, prawdopodobnie powstałe w wyniku zalania i erozji lawy. Ta różnica między półkulami pozostaje kwestią dyskusyjną. Granica między półkulami przebiega w przybliżeniu po wielkim okręgu nachylonym pod kątem 30° do równika. Granica jest szeroka i nieregularna i tworzy nachylenie w kierunku północnym. Wzdłuż niej znajdują się najbardziej zerodowane obszary powierzchni Marsa.
W celu wyjaśnienia asymetrii półkul wysunięto dwie alternatywne hipotezy. Według jednej z nich, na wczesnym etapie geologicznym płyty litosfery „zeszły się” (być może przez przypadek) w jedną półkulę, jak kontynent Pangea na Ziemi, a następnie „zamroziły się” w tej pozycji. Inna hipoteza dotyczy zderzenia Marsa z ciałem kosmicznym wielkości Plutona.
Mapa topograficzna Marsa, z Mars Global Surveyor, 1999
Duża liczba kraterów na półkuli południowej sugeruje, że powierzchnia tutaj jest starożytna - 3-4 miliardy lat. Istnieje kilka rodzajów kraterów: duże kratery z płaskim dnem, mniejsze i młodsze kratery w kształcie kielicha podobne do księżyca, kratery otoczone wałem oraz kratery podwyższone. Ostatnie dwa typy są unikalne dla Marsa - otoczone kraterami utworzone tam, gdzie ciecz wyrzucana na powierzchnię płynęła po powierzchni, oraz podwyższone kratery uformowane tam, gdzie warstwa wyrzutów krateru chroniła powierzchnię przed erozją wietrzną. Największym obiektem pochodzenia uderzenia jest równina Hellas (około 2100 km szerokości).
W regionie o chaotycznym krajobrazie w pobliżu granicy półkuli na powierzchni wystąpiły duże obszary pęknięć i kompresji, po których czasami następowała erozja (z powodu osuwisk lub katastrofalnego uwolnienia wód gruntowych) i zalanie płynną lawą. Chaotyczne krajobrazy często znajdują się na czele dużych kanałów przecinanych wodą. Najbardziej akceptowalną hipotezą dotyczącą tworzenia się ich stawów jest nagłe topnienie lodu podpowierzchniowego.
Doliny Marynarki na Marsie
Na półkuli północnej oprócz rozległych równin wulkanicznych znajdują się dwa obszary wielkich wulkanów – Tharsis i Elysium. Tharsis to rozległa równina wulkaniczna o długości 2000 km, osiągająca wysokość 10 km powyżej średniego poziomu. Znajdują się na nim trzy duże wulkany tarczowe - Góra Arsia, Góra Pavlina i Góra Askriyskaya. Na skraju Tharsis znajduje się najwyższa góra na Marsie iw Układzie Słonecznym, Olimp. Olimp osiąga 27 km wysokości w stosunku do podstawy i 25 km w stosunku do średniego poziomu powierzchni Marsa i zajmuje obszar o średnicy 550 km, otoczony klifami, miejscami dochodzącymi do 7 km w Wysokość. Objętość Olimpu jest 10 razy większa od objętości największego wulkanu na Ziemi, Mauna Kea. Znajduje się tu również kilka mniejszych wulkanów. Elysium - wzgórze do sześciu kilometrów powyżej średniego poziomu, z trzema wulkanami - kopułą Hekate, Mount Elysius i kopułą Albor.
Według innych (Faure i Mensing, 2007) wysokość Olimpu wynosi 21 287 metrów powyżej zera i 18 kilometrów nad otaczającym terenem, a średnica podstawy wynosi około 600 km. Baza zajmuje powierzchnię 282 600 km2. Kaldera (zagłębienie w centrum wulkanu) ma 70 km szerokości i 3 km głębokości.
Wyżynę Tharsis przecina również wiele uskoków tektonicznych, często bardzo złożonych i rozległych. Największa z nich - Doliny Marynarzy - ciągnie się w kierunku równoleżnikowym na prawie 4000 km (jedna czwarta obwodu planety), osiągając szerokość 600 i głębokość 7-10 km; uskok ten jest porównywalny pod względem wielkości do wschodnioafrykańskiego Riftu na Ziemi. Na jego stromych zboczach występują największe w Układzie Słonecznym osuwiska. Mariner Valleys to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez statek kosmiczny Mariner 9 w 1971 roku mógł obejmować całe terytorium Stanów Zjednoczonych, od oceanu do oceanu.
Panorama krateru Victoria wykonana przez łazik Opportunity. Film został nakręcony w ciągu trzech tygodni, między 16 października a 6 listopada 2006 roku.
Panorama powierzchni Marsa w regionie Husband Hill wykonana przez łazik Spirit 23-28 listopada 2005 r.
Lodowe i polarne czapy lodowe
Północna czapa polarna latem, fot. Mars Global Surveyor. Długi, szeroki uskok, który przecina czapkę po lewej - uskok północny
Wygląd zewnętrzny Mars zmienia się znacznie w zależności od pory roku. Przede wszystkim uderzające są zmiany w czapach polarnych. Rosną i kurczą się, tworząc sezonowe zjawiska w atmosferze i na powierzchni Marsa. Południowa czapa polarna może osiągnąć 50° szerokości geograficznej, północna również 50°. Średnica stałej części północnej czapy polarnej wynosi 1000 km. Gdy czapa polarna na jednej z półkul cofa się wiosną, szczegóły powierzchni planety zaczynają ciemnieć.
Czapy polarne składają się z dwóch elementów: sezonowego - dwutlenek węgla i świeckiego - lodu wodnego. Według satelity Mars Express grubość czapek może wynosić od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey odkryła aktywne gejzery na południowej czapie polarnej Marsa. Jak uważają eksperci NASA, strumienie dwutlenku węgla z wiosennym ociepleniem rozbijają się na dużą wysokość, zabierając ze sobą kurz i piasek.
Zdjęcia Marsa ukazujące burzę piaskową. czerwiec - wrzesień 2001
Wiosenne topnienie czap polarnych prowadzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia atmosferycznego i przemieszczania się dużych mas gazu na przeciwną półkulę. Szybkość wiatrów wiejących w tym samym czasie to 10-40 m/s, czasami nawet do 100 m/s. Wiatr unosi dużą ilość pyłu z powierzchni, co prowadzi do burz piaskowych. Silne burze piaskowe prawie całkowicie ukrywają powierzchnię planety. Burze piaskowe mają zauważalny wpływ na rozkład temperatury w marsjańskiej atmosferze.
W 1784 roku astronom W. Herschel zwrócił uwagę na sezonowe zmiany wielkości czap polarnych, analogicznie do topnienia i zamarzania lodu w rejonach polarnych Ziemi. W latach 60. XIX wieku francuski astronom E. Lie zaobserwował falę ciemnienia wokół topniejącej wiosennej czapy polarnej, którą następnie zinterpretowano hipotezą rozprzestrzeniania się roztopów i wzrostu roślinności. Pomiary spektrometryczne, które przeprowadzono na początku XX wieku. W Obserwatorium Lovella we Flagstaff W. Slifer nie wykazał jednak obecności linii chlorofilu, zielonego barwnika roślin lądowych.
Na podstawie zdjęć Marinera-7 udało się ustalić, że czapy polarne mają kilkadziesiąt metrów grubości, a zmierzona temperatura 115 K (-158°C) potwierdziła możliwość, że składa się ona z zamrożonego dwutlenku węgla – „suchy lód”.
Wzgórze, które nazwano Górami Mitchell, położone w pobliżu południowego bieguna Marsa, wygląda jak biała wyspa, gdy topnieje czapa polarna, ponieważ lodowce topią się później w górach, także na Ziemi.
Dane z marsjańskiego satelity rozpoznawczego umożliwiły wykrycie znacznej warstwy lodu pod piargiem u podnóża gór. Lodowiec o grubości kilkuset metrów zajmuje obszar tysięcy kilometrów kwadratowych, a jego dalsze badania mogą dostarczyć informacji o historii marsjańskiego klimatu.
Kanały „rzek” i inne cechy
Na Marsie występuje wiele formacji geologicznych przypominających erozję wodną, w szczególności wyschnięte koryta rzek. Według jednej z hipotez kanały te mogły powstać w wyniku krótkotrwałych zdarzeń katastroficznych i nie są dowodem na długofalowe istnienie systemu rzecznego. Jednak ostatnie dowody sugerują, że rzeki płynęły przez okresy istotne pod względem geologicznym. W szczególności znaleziono odwrócone kanały (to znaczy kanały wyniesione ponad otaczający obszar). Na Ziemi takie formacje powstają w wyniku długotrwałej akumulacji gęstych osadów dennych, a następnie wysychania i wietrzenia okolicznych skał. Ponadto istnieją dowody na przesuwanie się kanału w delcie rzeki w miarę stopniowego podnoszenia się powierzchni.
Na półkuli południowo-zachodniej, w kraterze Eberswalde odkryto deltę rzeki o powierzchni około 115 km2. Rzeka, która obmyła deltę, miała ponad 60 km długości.
Dane z łazików NASA Spirit i Opportunity również świadczą o obecności wody w przeszłości (odkryto minerały, które mogły powstać tylko w wyniku długotrwałego kontaktu z wodą). Urządzenie „Feniks” odkryło pokłady lodu bezpośrednio w ziemi.
Ponadto na zboczach wzgórz znaleziono ciemne pasy, wskazujące na pojawienie się w naszych czasach na powierzchni płynnej słonej wody. Pojawiają się wkrótce po nastaniu okresu letniego, a zimą znikają, „opływają” różne przeszkody, łączą się i rozchodzą. „Trudno sobie wyobrazić, by takie struktury mogły powstać nie z przepływów płynów, ale z czegoś innego” – powiedział pracownik NASA Richard Żurek.
Na wulkanicznej wyżynie Tharsis znaleziono kilka niezwykłych studni głębinowych. Sądząc po zdjęciu marsjańskiego satelity rozpoznawczego, wykonanym w 2007 roku, jeden z nich ma średnicę 150 metrów, a oświetlona część ściany ma głębokość nie mniejszą niż 178 metrów. Postawiono hipotezę o wulkanicznym pochodzeniu tych formacji.
Podkładowy
Skład pierwiastkowy warstwy powierzchniowej marsjańskiej gleby według danych lądowników nie jest taki sam w różnych miejscach. Głównym składnikiem gleby jest krzemionka (20-25%) zawierająca domieszkę hydratów tlenku żelaza (do 15%), które nadają glebie czerwonawy kolor. Występują znaczne zanieczyszczenia związków siarki, wapnia, glinu, magnezu, sodu (po kilka procent).
Według danych z sondy NASA Phoenix (lądującej na Marsie 25 maja 2008 r.) współczynnik pH i niektóre inne parametry marsjańskich gleb są zbliżone do ziemskich i teoretycznie można by na nich uprawiać rośliny. „W rzeczywistości odkryliśmy, że gleba na Marsie spełnia wymagania, a także zawiera elementy niezbędne do powstania i utrzymania życia zarówno w przeszłości, teraźniejszości, jak i przyszłości” – powiedział Sam Kunaves, główny chemik badawczy w projekt. Ponadto, według niego, wiele osób może znaleźć ten zasadowy rodzaj gleby na „swoim podwórku” i jest całkiem odpowiedni do uprawy szparagów.
W miejscu lądowania aparatu znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego w ziemi. Orbiter Mars Odyssey odkrył również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się osady lodu wodnego. Później założenie 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.
Geologia i struktura wewnętrzna
W przeszłości na Marsie, podobnie jak na Ziemi, był ruch płyty litosferyczne. Potwierdzają to cechy pole magnetyczne Mars, lokalizacje niektórych wulkanów, na przykład w prowincji Tharsis, a także kształt Mariner Valley. Obecny stan rzeczy, kiedy wulkany mogą istnieć znacznie dłużej niż na Ziemi i osiągać gigantyczne rozmiary, sugeruje, że obecnie raczej nie ma tego ruchu. Potwierdza to fakt, że wulkany tarczowe rosną w wyniku powtarzających się erupcji z tego samego otworu wentylacyjnego przez długi czas. Na Ziemi, w wyniku ruchu płyt litosferycznych, punkty wulkaniczne nieustannie zmieniały swoje położenie, co ograniczało rozwój wulkanów tarczowych i prawdopodobnie nie pozwalało im osiągać wysokości, jak na Marsie. Z drugiej strony różnicę w maksymalnej wysokości wulkanów można wytłumaczyć tym, że ze względu na niższą grawitację na Marsie możliwe jest budowanie wyższych konstrukcji, które nie zawaliłyby się pod własnym ciężarem.
Porównanie budowy Marsa i innych planet ziemskich
Nowoczesne modele Struktura wewnętrzna Mars sugeruje, że Mars składa się ze skorupy o średniej grubości 50 km (i maksymalnej grubości do 130 km), płaszcza krzemianowego o grubości 1800 km i jądra o promieniu 1480 km. Gęstość w centrum planety powinna osiągnąć 8,5 g/cm2. Rdzeń jest częściowo płynny i składa się głównie z żelaza z domieszką 14-17% (mas.) siarki, a zawartość pierwiastków lekkich jest dwukrotnie większa niż w jądrze Ziemi. Według współczesnych szacunków powstanie jądra zbiegło się z okresem wczesnego wulkanizmu i trwało około miliarda lat. Częściowe topienie krzemianów płaszcza trwało mniej więcej tyle samo czasu. Ze względu na niższą grawitację na Marsie zakres ciśnień w płaszczu Marsa jest znacznie mniejszy niż na Ziemi, co oznacza, że ma mniej przejść fazowych. Przyjmuje się, że przejście fazowe modyfikacji oliwinu w spinel rozpoczyna się na dość dużych głębokościach – 800 km (400 km na Ziemi). Charakter reliefu i inne cechy sugerują obecność astenosfery składającej się ze stref częściowo stopionej materii. Dla niektórych regionów Marsa opracowano szczegółową mapę geologiczną.
Według obserwacji z orbity i analizy kolekcji meteorytów marsjańskich, powierzchnia Marsa składa się głównie z bazaltu. Istnieją pewne dowody sugerujące, że na części powierzchni Marsa materiał zawiera więcej kwarcu niż normalny bazalt i może być podobny do skał andezytycznych na Ziemi. Jednak te same obserwacje można interpretować na korzyść obecności szkła kwarcowego. Znaczna część głębszej warstwy składa się z ziarnistego pyłu tlenku żelaza.
Pole magnetyczne Marsa
Mars ma słabe pole magnetyczne.
Według odczytów magnetometrów stacji Mars-2 i Mars-3, natężenie pola magnetycznego na równiku wynosi około 60 gamma, na biegunie 120 gamma, który jest 500 razy słabszy od ziemskiego. Według AMS Mars-5, siła pola magnetycznego na równiku wynosiła 64 gamma, a moment magnetyczny 2,4 1022 ersted cm2.
Pole magnetyczne Marsa jest niezwykle niestabilne, w różnych punktach planety jego siła może różnić się od 1,5 do 2 razy, a bieguny magnetyczne nie pokrywają się z fizycznymi. Sugeruje to, że żelazny rdzeń Marsa jest stosunkowo nieruchomy w stosunku do jego skorupy, czyli planetarny mechanizm dynamo odpowiedzialny za pole magnetyczne Ziemi nie działa na Marsie. Chociaż Mars nie ma stabilnego pola magnetycznego planet, obserwacje wykazały, że części skorupy planety są namagnesowane i że w przeszłości miało miejsce odwrócenie biegunów magnetycznych tych części. Namagnesowanie tych części okazało się podobne do anomalii magnetycznych pasków w oceanach.
Jedna z teorii, opublikowana w 1999 r. i ponownie zbadana w 2005 r. (przy użyciu bezzałogowego Mars Global Surveyor), głosi, że pasma te pokazują tektonikę płyt 4 miliardy lat temu, zanim dynamo planety przestało działać, powodując gwałtowne osłabienie pola magnetycznego. Przyczyny tego gwałtownego spadku są niejasne. Przyjmuje się, że funkcjonowanie dynama to 4 mld. lat temu tłumaczy się obecnością asteroidy, która obracała się w odległości 50-75 tysięcy kilometrów wokół Marsa i powodowała niestabilność w jego jądrze. Asteroida następnie spadła do granicy Roche'a i zawaliła się. Jednak samo to wyjaśnienie zawiera niejasności i jest kwestionowane w środowisku naukowym.
Globalna mozaika 102 zdjęć z orbitera Viking 1 z 22 lutego 1980 r.
Być może w odległej przeszłości w wyniku zderzenia z dużym ciało niebieskie nastąpiło zatrzymanie rotacji jądra, a także utrata głównej objętości atmosfery. Uważa się, że utrata pola magnetycznego nastąpiła około 4 miliardów lat temu. Ze względu na słabość pola magnetycznego wiatr słoneczny penetruje atmosferę Marsa niemal bez przeszkód, a wiele reakcji fotochemicznych pod wpływem promieniowania słonecznego zachodzących na Ziemi w jonosferze i wyżej można zaobserwować na Marsie niemal na samym jej powierzchnia.
Historia geologiczna Marsa obejmuje następujące trzy epoki:
Epoka Noahicka (nazwana na cześć „Krainy Noahickiej”, regionu Marsa): formacja najstarszej zachowanej powierzchni Marsa. Trwało to w okresie 4,5 miliarda - 3,5 miliarda lat temu. W tej epoce powierzchnia była pokryta licznymi kraterami uderzeniowymi. Płaskowyż prowincji Tharsis powstał prawdopodobnie w tym okresie, a później intensywny przepływ wody.
Era hesperyjska: od 3,5 miliarda lat temu do 2,9 - 3,3 miliarda lat temu. Ta era jest naznaczona powstawaniem ogromnych pól lawy.
Era amazońska (nazwana na cześć „równiny amazońskiej” na Marsie): 2,9-3,3 miliarda lat temu do dnia dzisiejszego. Regiony powstałe w tej epoce mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym są one zupełnie inne. W tym okresie powstała Góra Olimp. W tym czasie strumienie lawy wlewały się do innych części Marsa.
Księżyce Marsa
Naturalnymi satelitami Marsa są Fobos i Deimos. Oba zostały odkryte przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla w 1877 roku. Phobos i Deimos mają nieregularny kształt i są bardzo małe. Według jednej z hipotez mogą one reprezentować asteroidy takie jak (5261) Eureka z grupy asteroid Trojan przechwycone przez pole grawitacyjne Marsa. Satelity noszą nazwy postaci towarzyszących bogu Aresowi (czyli Marsowi) - Fobosowi i Dejmosowi, uosabiające strach i przerażenie, którzy pomagali bogu wojny w bitwach.
Oba satelity obracają się wokół swoich osi z tym samym okresem, co wokół Marsa, dlatego są zawsze zwrócone w stronę planety tą samą stroną. Oddziaływanie pływowe Marsa stopniowo spowalnia ruch Fobosa i ostatecznie doprowadzi do upadku satelity na Marsa (przy zachowaniu obecnego trendu) lub jego rozpadu. Wręcz przeciwnie, Deimos oddala się od Marsa.
Oba satelity mają kształt zbliżony do trójosiowej elipsoidy, Fobos (26,6x22,2x18,6 km) jest nieco większy niż Deimos (15x12,2x10,4 km). Powierzchnia Deimosa wygląda na znacznie gładszą ze względu na fakt, że większość kraterów pokryta jest drobnoziarnistą materią. Oczywiście na Fobosie, który jest bliżej planety i masywniejszy, substancja wyrzucona w wyniku uderzenia meteorytu albo ponownie uderzyła w powierzchnię, albo spadła na Marsa, podczas gdy na Deimos przez długi czas pozostawała na orbicie wokół satelity, stopniowo osiadając i ukrywając się. nierówny teren.
Życie na Marsie
Popularny pogląd, że Mars był zamieszkany przez inteligentnych Marsjan, rozpowszechnił się pod koniec XIX wieku.
Obserwacje Schiaparelli dotyczące tzw. starożytna cywilizacja wykonywanie prac nawadniających.
Liczne inne obserwacje i ogłoszenia znanych osób spowodowały tak zwaną „gorączkę marsjańską” wokół tego tematu. W 1899 roku wynalazca Nikola Tesla, badając zakłócenia atmosferyczne w sygnale radiowym za pomocą odbiorników w Obserwatorium Kolorado, zaobserwował powtarzający się sygnał. Następnie spekulował, że może to być sygnał radiowy z innych planet, takich jak Mars. W wywiadzie z 1901 r. Tesla powiedział, że przyszedł mu do głowy pomysł, że zakłócenia mogą być powodowane sztucznie. Chociaż nie potrafił rozszyfrować ich znaczenia, nie było dla niego możliwe, aby powstały całkowicie przypadkowo. Jego zdaniem było to powitanie z jednej planety na drugą.
Teorię Tesli mocno poparł słynny brytyjski fizyk William Thomson (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku powiedział, że jego zdaniem Tesla odebrał sygnał Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak Kelvin gwałtownie zaprzeczył temu oświadczeniu, zanim opuścił Amerykę: „W rzeczywistości powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, jeśli istnieją, z pewnością widzą Nowy Jork, w szczególności światło z elektryczności”.
Obecnie obecność wody w stanie ciekłym na jej powierzchni uważana jest za warunek rozwoju i utrzymania życia na planecie. Istnieje również wymóg, aby orbita planety znajdowała się w tak zwanej strefie zamieszkałej, która dla Układu Słonecznego zaczyna się za Wenus i kończy się półosią wielką orbity Marsa. Podczas peryhelium Mars znajduje się w tej strefie, ale cienka atmosfera z niskim ciśnieniem zapobiega pojawianiu się ciekłej wody na dużym obszarze przez długi czas. Ostatnie dowody sugerują, że jakakolwiek woda na powierzchni Marsa jest zbyt słona i kwaśna, aby podtrzymywać trwałe życie naziemne.
Brak magnetosfery i niezwykle cienka atmosfera Marsa to również problem dla podtrzymania życia. Na powierzchni planety występuje bardzo słaby ruch ciepła, jest on słabo odizolowany od bombardowania przez cząstki wiatru słonecznego, ponadto po podgrzaniu woda natychmiast odparowuje, omijając stan ciekły z powodu niskiego ciśnienia. Mars znajduje się również na progu tzw. „śmierć geologiczna”. Koniec aktywności wulkanicznej najwyraźniej zatrzymał krążenie minerałów i pierwiastków chemicznych między powierzchnią a wnętrzem planety.
Dowody wskazują, że planeta była wcześniej znacznie bardziej podatna na życie niż teraz. Jednak do tej pory nie znaleziono na nim szczątków organizmów. W ramach programu Viking, przeprowadzonego w połowie lat 70., przeprowadzono szereg eksperymentów w celu wykrycia mikroorganizmów w marsjańskiej glebie. Wykazał pozytywne wyniki, takie jak chwilowy wzrost uwalniania CO2, gdy cząstki gleby są umieszczane w wodzie i pożywce. Jednak wtedy ten dowód życia na Marsie był kwestionowany przez niektórych naukowców [przez kogo?]. Doprowadziło to do ich długiego sporu z naukowcem NASA Gilbertem Lewinem, który twierdził, że Wiking odkrył życie. Po ponownej ocenie danych Vikinga w świetle aktualnej wiedzy naukowej o ekstremofilach ustalono, że przeprowadzone eksperymenty nie były wystarczająco doskonałe, aby wykryć te formy życia. Co więcej, testy te mogą nawet zabić organizmy, nawet jeśli były zawarte w próbkach. Badania przeprowadzone przez Program Phoenix wykazały, że gleba ma bardzo zasadowe pH i zawiera magnez, sód, potas i chlorki. Substancje odżywcze w glebie wystarczają do podtrzymania życia, ale formy życia muszą być chronione przed intensywnym światłem ultrafioletowym.
Co ciekawe, w niektórych meteorytach pochodzenia marsjańskiego znaleziono formacje przypominające kształtem najprostsze bakterie, chociaż są one gorsze od najmniejszych organizmów lądowych. Jednym z takich meteorytów jest ALH 84001, znaleziony na Antarktydzie w 1984 roku.
Zgodnie z wynikami obserwacji z Ziemi i danymi z sondy Mars Express, w atmosferze Marsa wykryto metan. W warunkach Marsa gaz ten rozkłada się dość szybko, więc musi istnieć stałe źródło uzupełniania. Takim źródłem może być albo aktywność geologiczna (ale na Marsie nie znaleziono żadnych aktywnych wulkanów), albo żywotna aktywność bakterii.
Obserwacje astronomiczne z powierzchni Marsa
Po lądowaniu pojazdów automatycznych na powierzchni Marsa stało się możliwe prowadzenie obserwacji astronomicznych bezpośrednio z powierzchni planety. Ze względu na astronomiczną pozycję Marsa w Układzie Słonecznym, charakterystykę atmosfery, okres rewolucji Marsa i jego satelitów, obraz nocnego nieba Marsa (oraz zjawiska astronomiczne obserwowane z planety) różni się od Ziemi i pod wieloma względami wydaje się niezwykłe i interesujące.
Kolor nieba na Marsie
Podczas wschodu i zachodu słońca marsjańskie niebo w zenicie ma barwę czerwonawo-różową, a w bliskiej odległości od tarczy Słońca – od błękitu do fioletu, co jest zupełnie odwrotne do obrazu ziemskich wschodów.
W południe niebo Marsa jest żółto-pomarańczowe. Powodem takich różnic w kolorystyce ziemskiego nieba są właściwości cienkiej, rozrzedzonej atmosfery Marsa zawierającej zawieszony pył. Na Marsie rozpraszanie promieni Rayleigha (które na Ziemi jest przyczyną niebieskiego koloru nieba) odgrywa niewielką rolę, jego działanie jest słabe. Przypuszczalnie żółto-pomarańczowe zabarwienie nieba jest również spowodowane obecnością 1% magnetytu w cząsteczkach pyłu stale zawieszonych w marsjańskiej atmosferze i podnoszonych przez sezonowe burze piaskowe. Zmierzch zaczyna się na długo przed wschodem słońca i trwa długo po zachodzie słońca. Niekiedy kolor marsjańskiego nieba przybiera purpurowy odcień w wyniku rozpraszania światła na mikrocząsteczkach lodu wodnego w chmurach (to ostatnie zjawisko jest raczej rzadkim zjawiskiem).
Słońce i planety
Kątowy rozmiar Słońca obserwowany z Marsa jest mniejszy niż ten widoczny z Ziemi i stanowi 2/3 tej ostatniej. Merkury z Marsa będzie praktycznie niedostępny do obserwacji gołym okiem ze względu na jego ekstremalną bliskość do Słońca. Najjaśniejszą planetą na niebie Marsa jest Wenus, na drugim miejscu jest Jowisz (jego cztery największe satelity można obserwować bez teleskopu), na trzecim jest Ziemia.
Ziemia jest wewnętrzną planetą Marsa, tak jak Wenus jest dla Ziemi. W związku z tym z Marsa Ziemia jest obserwowana jako gwiazda poranna lub wieczorna, wschodząca przed świtem lub widoczna na wieczornym niebie po zachodzie słońca.
Maksymalne wydłużenie Ziemi na niebie Marsa wyniesie 38 stopni. Gołym okiem Ziemia będzie widoczna jako jasna (maksymalna widzialna wielkość około -2,5) zielonkawa gwiazda, obok której łatwo będzie dostrzec żółtawą i ciemniejszą (około 0,9) gwiazdę Księżyca. W teleskopie oba obiekty pokażą te same fazy. Obrót Księżyca wokół Ziemi będzie obserwowany z Marsa w następujący sposób: przy maksymalnej odległości kątowej Księżyca od Ziemi gołym okiem z łatwością oddzieli Księżyc od Ziemi: za tydzień „gwiazdy” Księżyca a Ziemia połączy się w jedną nierozłączną okiem gwiazdę, za tydzień Księżyc znów będzie widoczny na maksymalna odległość ale po drugiej stronie ziemi. Od czasu do czasu obserwator na Marsie będzie mógł zobaczyć przejście (przejście) Księżyca przez dysk Ziemi lub odwrotnie, przykrycie Księżyca przez dysk Ziemi. Maksymalna pozorna odległość Księżyca od Ziemi (i ich pozorna jasność) oglądana z Marsa będzie się znacznie różnić w zależności od względnego położenia Ziemi i Marsa, a zatem odległości między planetami. W epoce opozycji będzie to około 17 minut łuku, przy maksymalnej odległości Ziemi i Marsa - 3,5 minuty łuku. Ziemia, podobnie jak inne planety, będzie obserwowana w paśmie konstelacji Zodiaku. Astronom na Marsie będzie mógł również obserwować przejście Ziemi przez dysk Słońca, następny nastąpi 10 listopada 2084 roku.
Księżyce - Fobos i Deimos
Przejście Fobosa przez dysk Słońca. Zdjęcia możliwości
Fobos obserwowany z powierzchni Marsa ma pozorną średnicę około 1/3 tarczy Księżyca na ziemskim niebie i jasność pozorną około -9 (w przybliżeniu jak Księżyc w fazie pierwszej kwadry) . Fobos wznosi się na zachodzie i zachodzi na wschodzie, by ponownie wznieść się 11 godzin później, przecinając w ten sposób niebo Marsa dwa razy dziennie. Ruch tego szybkiego księżyca po niebie będzie łatwo widoczny w nocy, podobnie jak zmieniające się fazy. Gołym okiem można dostrzec największą cechę płaskorzeźby Fobosa - krater Stickney. Deimos wznosi się na wschodzie i zachodzi na zachodzie, wygląda jak Jasna gwiazda bez zauważalnego widocznego dysku, magnitudo około -5 (nieco jaśniejsze niż Wenus na ziemskim niebie), powoli przecinające niebo przez 2,7 marsjańskiego dnia. Oba satelity można obserwować na nocnym niebie w tym samym czasie, w którym to przypadku Fobos przesunie się w kierunku Deimosa.
Jasność zarówno Fobosa, jak i Deimosa jest wystarczająca, aby obiekty na powierzchni Marsa rzucały w nocy ostre cienie. Oba satelity mają stosunkowo niewielkie nachylenie orbity do równika Marsa, co wyklucza ich obserwację na wysokich północnych i południowych szerokościach geograficznych planety: na przykład Fobos nigdy nie wznosi się ponad horyzont na północ od 70,4 ° N. cii. lub na południe od 70,4°S cii.; dla Deimosa wartości te wynoszą 82,7°N. cii. i 82,7° S cii. Na Marsie można zaobserwować zaćmienie Fobosa i Deimosa, gdy wejdą w cień Marsa, a także zaćmienie Słońca, które jest tylko pierścieniowe ze względu na mały rozmiar kątowy Fobosa w porównaniu do dysku słonecznego.
Biegun północny na Marsie, ze względu na nachylenie osi planety, znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia (współrzędne równikowe: rektascensja 21h 10m 42s, deklinacja +52 ° 53,0? i nie jest oznaczony jasną gwiazdą: najbliżej bieguna jest słabą gwiazdą szóstej wielkości BD +52 2880 (inne jej oznaczenia to HR 8106, HD 201834, SAO 33185. Południowy biegun nieba (współrzędne 9h 10m 42s i -52° 53,0) znajduje się kilka stopni od gwiazdy Kappa Parusov (pozorna wielkość 2,5) - w zasadzie można ją uznać za Gwiazdę Bieguna Południowego Marsa.
Konstelacje zodiaku ekliptyki marsjańskiej są podobne do tych obserwowanych z Ziemi, z tą różnicą, że obserwując roczny ruch Słońca wśród gwiazdozbiorów, opuszcza ono (podobnie jak inne planety, w tym Ziemię) wschodnią część konstelacji Ryb , przejdzie przez 6 dni przez północną część konstelacji Cetus przed ponownym wejściem część zachodnia Ryby.
Historia badań Mars
Eksploracja Marsa rozpoczęła się dawno temu, nawet 3,5 tysiąca lat temu, w Starożytny Egipt. Pierwsze szczegółowe raporty na temat położenia Marsa sporządzili astronomowie babilońscy, którzy opracowali serię metody matematyczne przewidzieć położenie planety. Korzystając z danych Egipcjan i Babilończyków, starożytni greccy (hellenistyczni) filozofowie i astronomowie opracowali szczegółowy model geocentryczny, aby wyjaśnić ruch planet. Kilka wieków później indyjscy i islamscy astronomowie oszacowali wielkość Marsa i jego odległość od Ziemi. W XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował heliocentryczny model do opisu Układu Słonecznego o kołowych orbitach planet. Jego wyniki zostały zrewidowane przez Johannesa Keplera, który wprowadził dokładniejszą orbitę eliptyczną Marsa, zbieżną z obserwowaną.
W 1659 Francesco Fontana, patrząc na Marsa przez teleskop, wykonał pierwszy rysunek planety. Przedstawił czarną plamę w środku wyraźnie określonej kuli.
W 1660 roku do czarnej plamki dodano dwie czapki polarne, które dodał Jean Dominique Cassini.
W 1888 r. Giovanni Schiaparelli, który studiował w Rosji, nadał pierwsze nazwy poszczególnym szczegółom powierzchni: morza Afrodyty, Erytrei, Adriatyku, Kimmerii; jeziora Słońca, Księżyca i Feniksa.
Rozkwit teleskopowych obserwacji Marsa nastąpił pod koniec XIX - w połowie XX wieku. Wynika to w dużej mierze z zainteresowania publicznego i znanych sporów naukowych wokół obserwowanych kanałów marsjańskich. Wśród astronomów ery przedkosmicznej, którzy w tym okresie dokonywali teleskopowych obserwacji Marsa, najbardziej znani są Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. To oni położyli podwaliny areografii i skompilowali pierwszą szczegółowe mapy powierzchni Marsa - choć po lotach na Marsa automatycznych sond okazały się one prawie całkowicie błędne.
Kolonizacja Marsa
Szacunkowy widok Marsa po terraformowaniu
Stosunkowo blisko Ziemi naturalne warunki ułatw to zadanie. W szczególności są miejsca na Ziemi, w których warunki naturalne są zbliżone do tych na Marsie. Niezwykle niskie temperatury w Arktyce i Antarktydzie są porównywalne nawet z najniższymi temperaturami na Marsie, a na równiku Marsa w miesiącach letnich jest tak samo ciepło (+20 °C) jak na Ziemi. Również na Ziemi występują pustynie przypominające wyglądem marsjański krajobraz.
Ale istnieją znaczne różnice między Ziemią a Marsem. W szczególności pole magnetyczne Marsa jest słabsze od ziemskiego około 800 razy. Wraz z rozrzedzoną (setki razy w porównaniu z Ziemią) atmosferą zwiększa to ilość promieniowania jonizującego docierającego do jej powierzchni. Pomiary wykonane przez amerykański pojazd bezzałogowy The Mars Odyssey wykazały, że promieniowanie tła na orbicie Marsa jest 2,2 razy wyższy niż tło promieniowania na International stacja Kosmiczna. Średnia dawka wynosiła około 220 miliradów na dzień (2,2 miligramów na dzień lub 0,8 grejów na rok). Ilość promieniowania otrzymanego w wyniku przebywania na takim tle przez trzy lata zbliża się do ustalonych limitów bezpieczeństwa dla astronautów. Na powierzchni Marsa tło promieniowania jest nieco niższe, a dawka wynosi 0,2-0,3 Gy rocznie, znacznie różniąc się w zależności od ukształtowania terenu, wysokości i lokalnych pól magnetycznych.
Skład chemiczny Minerały występujące na Marsie są bardziej zróżnicowane niż minerały z innych ciał niebieskich w pobliżu Ziemi. Według korporacji 4Frontiers wystarczą one do zaopatrywania nie tylko samego Marsa, ale także Księżyca, Ziemi i pasa asteroid.
Czas lotu z Ziemi na Marsa (przy obecnych technologiach) wynosi 259 dni w półelipsie i 70 dni w paraboli. Do komunikacji z potencjalnymi koloniami można wykorzystać łączność radiową, która ma opóźnienie 3-4 minut w każdą stronę podczas najbliższego zbliżenia planet (co powtarza się co 780 dni) i około 20 minut. w maksymalnej odległości planet; patrz Konfiguracja (astronomia).
Do tej pory nie podjęto żadnych praktycznych kroków w celu kolonizacji Marsa, jednak kolonizacja jest rozwijana, np. projekt Centenary Spacecraft, opracowanie modułu mieszkalnego do przebywania na planecie Deep Space Habitat.
Mars należy do planet ziemskich (4. pod względem odległości od Słońca). Atmosfera jest rozrzedzona, a relief to kompleks kraterów uderzeniowych, gór wulkanicznych, pustyń, dolin i polarnych czap lodowych. Głównym kolorem planety jest czerwono-pomarańczowy ze względu na tlenek żelaza, dlatego nazywa się ją czerwoną planetą. Pojawiają się też inne kolory: złoty, brązowy, zielonkawo-brązowy. Taką różnorodność odcieni dają minerały obecne w glebie.
Gęstość pokrywy glebowej jest mniejsza niż na Ziemi. Jest równy 3,933 g / cm³, a dla Ziemi wskaźnik ten odpowiada 5,518 g / cm³. Rozmiar Marsa w stosunku do Ziemi nie sprzyja pierwszemu. Czerwona planeta ma mniej więcej połowę średnicy Ziemi, a jej powierzchnia jest nieco mniejsza niż powierzchnia lądu Ziemi. W liczbach wygląda to tak:
Promień równika: 3396,2 km (0,52 Ziemi);
Promień biegunowy: 3376,2 km (0,51 Ziemi);
Średni promień: 3389,5 km (0,53 Ziemi);
Powierzchnia: 144,371,391 mkw. km (0,25 Ziemi).
Dla porównania powierzchnia niebieskiej planety Ziemia wynosi 148 939 063 metrów kwadratowych. km. To tylko 29,2% całkowitej powierzchni Ziemi. Całą resztę zajmują morza i oceany.
Powinieneś również wiedzieć, że objętość Marsa stanowi 15% objętości niebieskiej planety, a jego masa sięga 11% Ziemi. W związku z tym grawitacja stanowi tylko 38% ziemskiej. W liczbach masa czerwonej planety wynosi: 6,423 × 10 23 kg, podczas gdy masa Ziemi wynosi 5,974 × 10 24 kg.
Relief Marsa ma wiele unikalnych cech. Na czerwonej planecie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym - Olimp (27 km wysokości). Jak również największy kanion Mariner. To nie jest już na żadnej planecie w Układzie Słonecznym. Jednak na księżycu Plutona Charone, kanion jest duży.
Półkula południowa i prawa zasadniczo różnią się rzeźbą terenu. Istnieje hipoteza, że prawie cała półkula północna jest kraterem uderzeniowym. Pod względem powierzchni zajmuje prawie 40% powierzchni planety, a jeśli to naprawdę krater, to jest największy w Układzie Słonecznym.
Ten hipotetyczny krater nazywa się Basenem Bieguna Północnego. Niektórzy eksperci uważają, że powstał 4 miliardy lat temu w wyniku uderzenia kosmicznego ciała o średnicy 1900 km i masie 2% masy Marsa. Jednak obecnie basen ten nie jest rozpoznawany jako krater uderzeniowy.
Zewnętrzne wymiary Marsa nie są zbyt imponujące. Czerwona planeta wyraźnie przegrywa z Ziemią pod każdym względem. Ponadto ma słabe pole magnetyczne, które jest bezpośrednio związane z wnętrznościami ciała kosmicznego. Rdzeń półpłynny ma promień około 1800 km. Składa się z żelaza, niklu i 17% siarki. Zawiera 2 razy więcej lekkich pierwiastków niż Ziemia. Płaszcz znajduje się wokół rdzenia. Od tego zależą procesy wulkaniczne i tektoniczne, ale obecnie jest on nieaktywny.
Wnętrzności czerwonej planety są „upakowane” w skorupie marsjańskiej. Dominują w nim takie pierwiastki jak żelazo, potas, magnez, wapń, glin. Średnia grubość skorupy wynosi 50 km, a maksymalna 125 km. Grubość skorupa Ziemskaśrednio wynosi 40 km, więc według tego wskaźnika Mars przewyższa niebieską planetę. Ale generalnie jest to małe ciało kosmiczne, które jest drugim po Księżycu najważniejszym sąsiadem Ziemi.
Władysław Iwanow
Mars jest jedną z pierwszych planet Układu Słonecznego odkrytych przez ludzkość. Do tej pory ze wszystkich ośmiu planet to Mars został zbadany najbardziej szczegółowo. Ale to nie powstrzymuje naukowców, a wręcz przeciwnie, powoduje coraz większe zainteresowanie „Czerwoną Planetą” i jej badaniami.
Dlaczego tak się nazywa?
Planeta wzięła swoją nazwę od Marsa - jednego z najbardziej czczonych bogów starożytnego rzymskiego panteonu, co z kolei jest nawiązaniem do grecki bóg Ares, patron okrutnej i perfidnej wojny. Ta nazwa nie została wybrana przypadkowo – czerwonawa powierzchnia Marsa przypomina kolor krwi i mimowolnie przywodzi na myśl władcę krwawych bitew.
Nazwy dwóch satelitów planety również mają głębokie znaczenie. Słowa „Fobos” i „Deimos” po grecku oznaczają „strach” i „horror”, czyli imię dwóch synów Aresa, którzy według legendy zawsze towarzyszyli ojcu w walce.
Krótka historia uczenia się
Po raz pierwszy ludzkość w żadnym wypadku nie zaczęła obserwować Marsa przez teleskopy. Nawet starożytni Egipcjanie zauważyli Czerwoną Planetę jako obiekt wędrowny, co potwierdzają starożytne źródła pisane. Egipcjanie jako pierwsi obliczyli trajektorię Marsa względem Ziemi.
Następnie pałeczkę przejęli astronomowie królestwa babilońskiego. Naukowcom z Babilonu udało się dokładniej określić położenie planety i zmierzyć czas jej ruchu. Grecy byli następni. Udało im się stworzyć dokładny model geocentryczny i wykorzystać go do zrozumienia ruchu planet. Wtedy naukowcy z Persji i Indii byli w stanie oszacować wielkość Czerwonej Planety i jej odległość od Ziemi.
Ogromnego przełomu dokonali europejscy astronomowie. Johannes Kepler, na podstawie modelu Nikołaja Kaepernika, był w stanie obliczyć eliptyczną orbitę Marsa, a Christian Huygens stworzył pierwszą mapę jego powierzchni i zauważył czapę lodową na biegunie północnym planety.
Pojawienie się teleskopów było okresem rozkwitu w badaniach Marsa. Slipher, Barnard, Vaucouleur i wielu innych astronomów stało się największymi odkrywcami Marsa, zanim człowiek wyruszył w kosmos.
Spacer kosmiczny człowieka umożliwił dokładniejsze i bardziej szczegółowe zbadanie Czerwonej Planety. W połowie XX wieku za pomocą stacji międzyplanetarnych wykonano dokładne zdjęcia powierzchni, a super mocne teleskopy podczerwone i ultrafioletowe umożliwiły pomiar składu atmosfery planety i prędkości wiatrów na niej .
W przyszłości następowały coraz dokładniejsze badania Marsa przez ZSRR, USA, a potem inne państwa.
Badanie Marsa trwa do dziś, a uzyskane dane tylko podsycają zainteresowanie jego badaniami.
Charakterystyka Marsa
- Mars jest czwartą planetą od Słońca, sąsiadującą z Ziemią z jednej strony i Jowiszem z drugiej. Pod względem wielkości jest jednym z najmniejszych i przewyższa tylko Merkurego.
- Równik Marsa jest nieco ponad połowę długości równika ziemskiego, a jego powierzchnia jest w przybliżeniu równa powierzchni lądu Ziemi.
- Na planecie następuje zmiana pór roku, ale czas ich trwania jest bardzo zróżnicowany. Na przykład lato w części północnej jest długie i chłodne, podczas gdy w części południowej jest krótkie i cieplejsze.
- Długość dnia jest dość porównywalna z ziemskimi - 24 godziny i 39 minut, czyli trochę więcej.
powierzchnia planety
Nic dziwnego, że drugie imię Marsa to „Czerwona Planeta”. Rzeczywiście, z daleka jego powierzchnia wygląda na czerwonawo-czerwona. Ten odcień powierzchni planety daje czerwony pył zawarty w atmosferze.
Jednak z bliska planeta dramatycznie zmienia swój kolor i nie wygląda już na czerwono, ale na żółto-brązową. Czasami z tymi kolorami można mieszać inne odcienie: złoty, czerwonawy, zielonkawy. Źródłem tych odcieni są kolorowe minerały, które występują również na Marsie.
Główną część powierzchni planety stanowią „kontynenty” – dobrze widoczne jasne obszary, a bardzo niewielka część – „morze”, ciemne i słabo widoczne obszary. Większość „mórz” znajduje się na południowej półkuli Marsa. Natura „mórz” jest nadal kwestionowana przez naukowców. Ale teraz naukowcy najbardziej skłaniają się ku następującemu wyjaśnieniu: ciemne obszary to tylko wypukłości na powierzchni planety, a mianowicie kratery, góry i wzgórza.
Niezwykle ciekawy jest następujący fakt: powierzchnia obu półkul Marsa jest bardzo różna.
Półkula północna składa się w dużej mierze z gładkich równin, jej powierzchnia jest poniżej średniej.
Półkula południowa jest w większości pokryta kraterami, a jej powierzchnia jest powyżej średniej.
Struktura i dane geologiczne
Badanie pola magnetycznego Marsa i wulkanów, które znajdują się na jego powierzchni, doprowadziły naukowców do ciekawego wniosku: kiedyś na Marsie, podobnie jak na Ziemi, nastąpił ruch płyt litosfery, czego jednak obecnie nie obserwujemy.
Współcześni badacze sądzą, że wewnętrzna struktura Marsa składa się z następujących elementów:
- Kora (przybliżona grubość - 50 kilometrów)
- płaszcz krzemianowy
- Rdzeń (przybliżony promień - 1500 kilometrów)
- Jądro planety jest częściowo płynne i zawiera dwa razy więcej lekkich pierwiastków niż jądro Ziemi.
Wszystko o atmosferze
Atmosfera Marsa jest bardzo rozrzedzona i składa się głównie z dwutlenku węgla. Ponadto zawiera: azot, parę wodną, tlen, argon, tlenek węgla, ksenon i wiele innych pierwiastków.
Grubość atmosfery wynosi około 110 kilometrów. Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni planety jest o ponad 150 razy mniejsze od ziemskiego (6,1 milibara).
Temperatura na planecie waha się w bardzo szerokim zakresie: od -153 do +20 stopni Celsjusza. Najniższe temperatury występują na słupie w zimowy czas, najwyższa - na równiku w południe. Średnie temperatury to około -50 stopni Celsjusza.
Co ciekawe, dokładna analiza marsjańskiego meteorytu „ALH 84001” doprowadziła naukowców do wniosku, że bardzo dawno temu (miliardy lat temu) atmosfera Marsa była gęstsza i bardziej wilgotna, a klimat cieplejszy.
Czy na Marsie jest życie?
Wciąż nie ma jednej odpowiedzi na to pytanie. Obecnie istnieją dane naukowe, które stają się argumentami na korzyść obu teorii.
- Obecność wystarczającej ilości składników odżywczych w glebie planety.
- Duża ilość metanu na Marsie, którego źródło nie jest znane.
- Obecność pary wodnej w warstwie gleby.
- Natychmiastowe odparowanie wody z powierzchni planety.
- Podatny na bombardowanie wiatrem słonecznym.
- Woda na Marsie jest zbyt słona, zasadowa i nie nadaje się do życia.
- Intensywne promieniowanie ultrafioletowe.
Dlatego naukowcy nie mogą udzielić dokładnej odpowiedzi, ponieważ wymagana ilość danych jest zbyt mała.
- Masa Marsa jest 10 razy mniejsza od masy Ziemi.
- Pierwszą osobą, która zobaczyła Marsa przez teleskop, był Galileo Galilei.
- Mars był pierwotnie rzymskim bogiem żniw, a nie wojny.
- Mieszkańcy Babilonu nazywali planetę „Nergal” (od ich złego bóstwa).
- W starożytnych Indiach Mars był nazywany „Mangalą” (indyjski bóg wojny).
- W kulturze Mars stał się najpopularniejszą planetą w Układzie Słonecznym.
- Dzienna dawka promieniowania na Marsie jest równa rocznej dawce na Ziemi.
CZERWONA PLANETA MARS
Mars jest pierwszą po Ziemi planetą w Układzie Słonecznym, którą od pewnego czasu ludzie zaczęli wykazywać szczególne zainteresowanie, spowodowane nadzieją, że rozwinęło się tam życie pozaziemskie.
Planeta nosi nazwę Mars na cześć starożytnego rzymskiego boga wojny (tak samo jak Ares w starożytnej mitologii greckiej) odjego krwistoczerwony kolor, ze względu na obecność tlenku żelaza w glebie Marsa.
Główna charakterystyka
Mars jest czwartą co do wielkości planetą od Słońca i siódmą co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym.Można go zobaczyć z Ziemi gołym okiem. Pod względem jasności jest drugi po Wenus, Księżycu i Słońcu.
Mars jest prawie o połowę mniejszy od Ziemi – jego promień równikowy wynosi3 396,9 km (53,2% powierzchni Ziemi). Powierzchnia Marsa jest w przybliżeniu równa powierzchni Ziemi.
Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 milionów kilometrów, okres rewolucji wokół Słońca to 687 ziemskich dni.
Minimalna odległość od Marsa do Ziemi to 55,75 miliona kilometrów, maksymalna to około 401 milionów kilometrów.
Mars znajduje się najbliżej Ziemi podczas opozycji, kiedy planeta znajduje się w przeciwnym kierunku niż Słońce.Odległości między Ziemią a Marsem w momentach konfrontacji wahają się od 55 do 102 milionów kilometrów. Wielka opozycja nazywana jest, gdy odległość między dwiema planetami staje się mniejsza niż 60 milionów kilometrów. Wielka opozycja Ziemi i Marsa powtarza się co 15-17 lat (ostatnia miała miejsce w sierpniu 2003 r.).I te zwykłe - co 26 miesięcy w różnych punktach orbity Marsa i Ziemi.
Mars ma okres rotacji i pory roku podobne do ziemskiego, ale jego klimat jest znacznie chłodniejszy i suchszy niż ziemski.
Okres obrotu planety to 24 godziny 37 minut 22,7 sekundy.
Na Marsie, podobnie jak na Ziemi, są dwa bieguny, północny i południowy. Mars obraca się na tyle szybko, że ma lekko spłaszczony kształt na obu biegunach. Jednocześnie promień polarny planety jest o około 21 kilometrów mniejszy niż promień równikowy.
Rok marsjański składa się z 668,6 marsjańskich dni słonecznych, zwanych solami.
Masa planety Mars wynosi 6,418 × 1023 kilogramów (11% masy Ziemi).
Mars ma dwa naturalne satelity, Fobos i Deimos, oraz trzy sztuczne satelity.
Od lutego 2009 r. na orbicie Marsa krążą trzy działające statki kosmiczne: Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Orbiter, więcej niż jakakolwiek inna planeta poza Ziemią.
Na powierzchni Marsa znajduje się kilka nieaktywnych lądowników i łazików, które zakończyły swoje misje.
Klimat Marsa
Klimat na Marsie, podobnie jak na Ziemi, jest sezonowy. Zmiana pór roku na Marsie zachodzi w podobny sposób jak na Ziemi, ale klimat jest tam chłodniejszy i bardziej suchy niż nasz. W zimnych porach roku, nawet poza czapami polarnymi, na powierzchni może tworzyć się lekki szron. Zdjęcie mrozu zostało kiedyś zrobione przez samolot Viking 2..
Łazik marsjański „Phoenix” w pewnym momencie odniósł sukcesnaprawić padający śnieg na Marsie podczas„Marsjańska zima”. Opady śniegu na Marsie zostały zarejestrowane za pomocą lasera wyposażonego w łazik. Łazikowi udało się naprawić śnieg za pomocą specjalnego lasera, w który był wyposażony. Śnieg spadł z wysokości około 4000 metrów, ale nie dotarł do powierzchni planety, rozpuszczając się w powietrzu.
Zmianę pór roku na Marsie zapewnianachylenie jego osi obrotu. W tym przypadku wydłużenie orbity prowadzi do dużych różnic w długości pór roku. W przeciwieństwie do ziemskich, które trwają tyle samo, co 3 miesiące. Mars ma północną wiosnę i lato, które przypadają na najbardziej oddaloną od Słońca część orbity. Te sezony trwają łącznie 371 soli, czyli zauważalnie ponad połowę marsjańskiego roku. Dlatego na Marsie lata północne są długie i chłodne, a południowe krótkie i gorące.
Mars charakteryzuje się gwałtownym spadkiem temperatury. Temperatury na równiku planety wahają się od +30°C w południe do -80°C o północy. W pobliżu biegunów temperatura czasami spada do -143°C, w której to temperaturze skrapla się dwutlenek węgla. Mars to bardzo zimny świat, ale klimat tam nie jest dużo ostrzejszy niż na Antarktydzie.
Obecnie na Marsie nie ma wody w stanie ciekłym. Jednak najprawdopodobniej białe czapy polarne, odkryte w 1704 roku, składają się z lodu wodnego zmieszanego ze stałym dwutlenkiem węgla. Zimą rozciągają się na jedną trzecią (południowa czapa polarna - połowa) odległości do równika. Wiosną lód ten częściowo się topi, a fala ciemnienia rozprzestrzenia się z biegunów na równik, wcześniej mylony z roślinami marsjańskimi.
Wygląd Marsa różni się znacznie w zależności od pory roku. Przede wszystkim uderzające są zmiany w czapach polarnych. Rosną i kurczą się, tworząc sezonowe zjawiska w atmosferze i na powierzchni Marsa.Czapy polarne składają się z dwóch elementów: sezonowego - dwutlenek węgla i świeckiego - lodu wodnego. Grubość czapek może wynosić od 1 metra do 3,7 kilometra.
Wcześniej wielu badaczy poważnie wierzyło, że na powierzchni Marsa wciąż znajduje się woda w stanie ciekłym. Opinia ta opierała się na obserwacjach okresowych zmian w obszarach jasnych i ciemnych, zwłaszcza na szerokościach polarnych, które były podobne do kontynentów i mórz.
Ciemne rowki na powierzchni Marsa zostały wyjaśnione przez niektórych obserwatorów jako kanały dla ciekłej wody.
Później udowodniono, że te bruzdy w rzeczywistości nie istniały, a były tylko złudzeniem optycznym.
Badania przeprowadzone przez sondę Mariner 4 w 1965 roku wykazały, że obecnie na Marsie nie ma wody w stanie ciekłym.
Ze względu na niskie ciśnienie woda nie może istnieć w stanie ciekłym na powierzchni Marsa. Przy tak małym ciśnieniu, jakie obecnie panuje na planecie, wrze w bardzo niskich temperaturach, ale prawdopodobnie w przeszłości warunki były inne i dlatego nie można wykluczyć obecności prymitywnego życia na planecie.
31 lipca 2008 r. na Marsie w miejscu lądowania sondy Phoenix odkryto wodę w stanie lodu. Urządzenie znalazło osady lodu bezpośrednio w ziemi.
Dane z łazików NASA Spirit i Opportunity również dostarczają dowodów na obecność wody w przeszłości (odkryto minerały, które mogły powstać tylko w wyniku długotrwałego kontaktu z wodą).
Lodowiec o grubości kilkuset metrów zajmuje obszar tysięcy kilometrów kwadratowych, a jego dalsze badania mogą dostarczyć informacji o historii marsjańskiego klimatu.
Według współczesnych koncepcji całkowita objętość lodu zamkniętego w czapie polarnej półkuli północnej wynosi około 1,5 miliona kilometrów, dlatego w postaci stopionej lód ten nie mógł uformować gigantycznego oceanu, który według wielu badaczy był kiedyś pokryty prawie cała półkula północna półkula Marsa. W ten sposób pozostaje tajemnicą, gdzie zniknęła woda, która niegdyś obfitowała na jałowej planecie.
Prawdopodobniew przeszłości klimat Marsa mógł być cieplejszy i wilgotniejszy, a na powierzchni znajdowała się woda w stanie ciekłym, a nawet padał deszcz.
Pole magnetyczne i atmosfera Marsa
Mars ma pole magnetyczne, ale jest słabe i niezwykle niestabilne. W różnych częściach planety może różnić się od 1,5 do 2 razy. Jednocześnie bieguny magnetyczne planety nie pokrywają się z fizycznymi. Sugeruje to, że żelazne jądro Marsa jest mniej więcej nieruchome względem swojej skorupy, to znaczy mechanizm odpowiedzialny za pole magnetyczne Ziemi nie działa na Marsie.
Współczesne modele struktury wewnętrznej Marsa sugerują, że Mars składa się ze skorupy o średniej grubości 50 kilometrów (i maksymalnej grubości do 130 kilometrów), płaszcza krzemianowego (płaszcza wzbogaconego w żelazo) o grubości 1800 kilometrów oraz rdzeń o promieniu 1480 kilometrów.
Według obliczeń jądro Marsa ma masę do 9% masy planety. Składa się z żelaza i jego stopów, natomiast rdzeń jest w stanie ciekłym.
Być może w odległej przeszłości w wyniku zderzenia z dużym ciałem niebieskim ustał obrót jądra, a także utrata głównej objętości atmosfery.Uważa się, że utrata pola magnetycznego nastąpiła około 4 miliardów lat temu.
Ponieważ pole magnetyczne Marsa jest tak słabe, wiatr słoneczny swobodnie penetruje jego atmosferę. Z tego powodu wiele reakcji pod wpływem promieniowania słonecznego na Marsie zachodzi niemal na jego powierzchni.Na Ziemi silne pole magnetyczne nie przepuszcza promieniowania słonecznego, więc wszystkie te reakcje zachodzą w jonosferze i nad nią.
Jonosfera marsjańska rozciąga się na powierzchni planety od 110 do 130 kilometrów.
Atmosfera Marsa składa się w 95% z dwutlenku węgla. Atmosfera zawiera również 2,5-2,7% azotu, 1,5-2% argonu, 0,13% tlenu, 0,1% pary wodnej, 0,07% tlenku węgla.
Ponadto atmosfera Marsa jest bardzo rozrzedzona. Ciśnienie na powierzchni Marsa jest 160 razy mniejsze niż ziemskie na średnim poziomie powierzchni. Ze względu na dużą różnicę wysokości na Marsie, ciśnienie powierzchniowe jest bardzo zróżnicowane.
W przeciwieństwie do Ziemi masa marsjańskiej atmosfery zmienia się znacznie w ciągu roku z powodu topnienia i zamarzania czap polarnych zawierających dwutlenek węgla.
Istnieją dowody na to, że w przeszłości atmosfera mogła być gęstsza.
Topografia Marsa
Badania wykazały, że dwie trzecie powierzchni Marsa zajmują jasne obszary, zwane kontynentami, a pozostałą trzecią część stanowią ciemne obszary, zwane morzami. Natura ciemnych obszarów jest nadal przedmiotem kontrowersji.Ale w rzeczywistości w morzach marsjańskich nie znaleziono wody.
Morza są skoncentrowane głównie na południowej półkuli planety. Na półkuli północnej są tylko dwa duże morza - Acidalian i Great Syrt.
Zdjęcia wielkoskalowe pokazują, że w rzeczywistości ciemne obszary składają się z grup ciemnych pasów i plam związanych z kraterami, wzgórzami i innymi przeszkodami na ścieżce wiatrów. Sezonowe i długoterminowe zmiany ich wielkości i kształtu są najwyraźniej związane ze zmianą stosunku powierzchni pokrytych jasną i ciemną materią.
Półkule Marsa mają zupełnie inny charakter powierzchni. Powierzchnia Marsa ma czerwonawy kolor z powodu dużych zanieczyszczeń tlenków żelaza.
Wszędzie na powierzchni Marsa leżą głazy – fragmenty skał wulkanicznych, które oderwały się podczas trzęsień lub spadania meteorytów.
Od czasu do czasu natrafiamy na kratery – pozostałości po uderzeniach meteorytów.
W niektórych miejscach powierzchnia pokryta jest wielowarstwowymi skałami, podobnymi do ziemskich skał osadowych pozostawionych po wycofaniu się morza.
Na półkuli południowej powierzchnia znajduje się 1-2 kilometry powyżej średniego poziomu i jest gęsto usiana kraterami. Ta część Marsa przypomina kontynenty księżycowe.
Duża liczba kraterów na półkuli południowej może wskazywać, że powierzchnia jest tu starożytna - 3-4 miliardy lat.
Łaziki badające planetę pozostawiły swoje ślady na nietkniętej powierzchni.
Na północy powierzchnia jest przeważnie poniżej średniej, z kilkoma kraterami i przeważnie stosunkowo gładkimi równinami, prawdopodobnie utworzonymi przez powodzie lawy i erozję gleby.
Na półkuli północnej znajdują się dwa obszary wielkich wulkanów - Tarsis i Elysium.
Tharsis to rozległa równina wulkaniczna o długości 2000 kilometrów, osiągająca wysokość 10 kilometrów powyżej średniego poziomu. Posiada trzy duże wulkany.
Na skraju Tarsis znajduje się najwyższa góra na Marsie, a na planetach Układu Słonecznego – wygasły marsjański wulkan Olimp.
Olympus osiąga 27 kilometrów wysokości i 550 kilometrów średnicy. Klify otaczające wulkan w niektórych miejscach osiągają wysokość 7 kilometrów.
Obecnie wszystkie wulkany na Marsie są nieaktywne. Ślady popiołu wulkanicznego znalezione na zboczach innych gór sugerują, że Mars był kiedyś aktywny wulkanicznie.
Typowym krajobrazem Marsa jest marsjańska pustynia.
Na Marsie sfotografowano wydmy, gigantyczne kaniony i szczeliny, a także kratery po meteorytach. Najbardziej okazały system kanionów - Mariner Valley - rozciąga się na prawie 4500 kilometrów (jedna czwarta obwodu planety), osiągając szerokość 600 kilometrów szerokości i 7-10 kilometrów głębokości.
Gleba Marsa
Skład warstwy powierzchniowej marsjańskiej gleby, według danych lądowników, jest różny w różnych miejscach.
Gleba składa się głównie z krzemionki (20-25%) zawierającej domieszkę hydratów tlenku żelaza (do 15%), nadających glebie czerwonawy kolor. Gleba zawiera znaczne zanieczyszczenia związków siarki, wapnia, glinu, magnezu i sodu. Stosunek kwasowości i niektórych innych parametrów gleb marsjańskich jest zbliżony do ziemskich i teoretycznie można by na nich uprawiać rośliny.
Z raportów głównego chemika badawczego Sama Kunavesa:
„W rzeczywistości odkryliśmy, że gleba na Marsie spełnia wymagania, a także zawiera niezbędne elementy do powstania i utrzymania życia, zarówno w przeszłości, jak i teraźniejszości oraz w przyszłości….. Taka gleba jest całkiem nadaje się do uprawy różnych roślin, takich jak szparagi. Nie ma tu nic, co uniemożliwiłoby życie. Wręcz przeciwnie, z każdym nowym badaniem znajdujemy dodatkowe dowody przemawiające za możliwością jego istnienia”.
Ciekawe zjawiska na Marsie
Sonda Mars Odyssey odkryła aktywne gejzery na południowej czapie polarnej Marsa. Strumienie dwutlenku węgla z wiosennym ociepleniem rozbijają się na dużą wysokość, unosząc ze sobą kurz i piasek. Wiosenne topnienie czap polarnych prowadzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia atmosferycznego i przemieszczania się dużych mas gazu na przeciwną półkulę.
Szybkość wiatrów wiejących w tym samym czasie to 10-40 m/s, czasami nawet do 100 m/s. Wiatr unosi dużą ilość pyłu z powierzchni, co prowadzi do burz piaskowych. Silne burze piaskowe prawie całkowicie ukrywają powierzchnię planety. Burze piaskowe mają zauważalny wpływ na rozkład temperatury w marsjańskiej atmosferze.
Po lądowaniu pojazdów automatycznych na powierzchni Marsa stało się możliwe prowadzenie obserwacji astronomicznych bezpośrednio z powierzchni planety.
Obraz nocnego nieba Marsa (i zjawisk astronomicznych obserwowanych z planety) różni się od ziemskiego i pod wieloma względami wydaje się niezwykły i interesujący.
Na przykład w południe niebo nad Marsem jest żółto-pomarańczowe. Powodem takich różnic w kolorystyce ziemskiego nieba są właściwości cienkiej, rozrzedzonej atmosfery Marsa zawierającej zawieszony pył.
Przypuszczalnie żółto-pomarańczowe zabarwienie nieba spowodowane jest obecnością 1% magnetytu w cząsteczkach pyłu stale zawieszonych w marsjańskiej atmosferze i podnoszonych przez sezonowe burze piaskowe. Czas trwania burz może sięgać 50-100 dni.
Wieczorny świt na Marsie zmienia niebo w ognistą czerwień lub głęboki pomarańcz.
Masa Marsa wynosi około 6,4169 x 1023 kg, czyli około 10 razy mniej niż masa Ziemi.
Planeta Mars nosi imię starożytnego rzymskiego boga wojny Marsa - według legendy właśnie ze względu na jej czerwonawo-"krwawy" kolor. W stosunku do Słońca Mars zajmuje czwarte miejsce - pomiędzy najbliższymi sąsiadami Ziemią i Jowiszem. Długość „ścieżki” między Marsem a Słońcem wynosi około 228 milionów kilometrów. Pod względem wymiarów ta czerwona planeta zajmuje siódme miejsce wśród innych planet. Dziś dowiemy się, ile waży Mars w porównaniu z resztą planet, a także innymi Interesujące fakty„z życia” tego ciała niebieskiego.
Trochę o Marsie
Mars od dawna cieszy się dużym zainteresowaniem światowych naukowców, ponieważ jego „temperament” jest bardzo podobny do ziemskiego. Rzeczywiście, powierzchnia Marsa pokryta jest warstwą luźnych skał (regolitów), które zawierają dużo żelaza, pyłu mineralnego i kamieni. Skład gleby na Ziemi jest prawie taki sam, z wyjątkiem tego, że zawiera znacznie więcej materii organicznej.
Masa Marsa to 6,4169 x 1023 kg
Według badań w przeszłości na Marsie istniały rzeki, jeziora, a nawet całe oceany. Jednak z biegiem czasu woda całkowicie wyparowała, a dziś płyn na Czerwonej Planecie jest przechowywany tylko pod ziemią i na polarnych „czapach” - w postaci lodu.
Atmosfera Marsa zawiera 95% dwutlenku węgla i jest bardzo rozrzedzona. Ponadto marsjańskie „powietrze” wypełnione jest drobnymi cząsteczkami kurzu, co nadaje mu czerwonawy odcień. Klimat marsjański charakteryzuje się burzami piaskowymi. Istnieje teoria, że te niebezpieczne zdarzenia pogodowe wynikają z absorpcji drobnych cząstek pyłu. światło słoneczne. W rezultacie atmosfera Marsa nagrzewa się, a nad planetą wznosi się globalna burza.
Mars i Ziemia charakterystyka porównawcza i parametry
- Rozmiar. Średnica Czerwonej Planety wynosi 6792 km (wzdłuż równika), czyli dwa razy mniej niż średnica Ziemi - ta liczba w pobliżu Ziemi wynosi 12756 km. Tak więc Ziemia jest około 1,877539 razy większa niż Mars. Jeśli porównamy cały obszar lądu ziemskiego i powierzchnię Marsa, liczby te będą prawie sobie równe.
- Waga. Mars ma stosunkowo małą masę, około 10 procent masy Ziemi. Dla porównania: Mars waży 6,4169 x 10 23 kg, a masa Ziemi to 5,9722 x 10 24 kg. Ponadto siła grawitacji na powierzchni Marsa jest mniejsza od ziemskiej o około 38%. Dlatego wszystkie obiekty na Marsie będą ważyć mniej niż na Ziemi. Na przykład, jeśli dziecko na „rodzimej” planecie waży 32 kg, to na Marsie jego waga wyniesie tylko 12 kg.
- Objętość i gęstość. Wiadomo, że średnia gęstość Marsa wynosi 3,94 g/cm 3 , a Ziemi około 5,52 g/cm 3 . Jak widać, w porównaniu z Ziemią gęstość Czerwonej Planety jest dość niska. W końcu ten wskaźnik zależy bezpośrednio od masy, a masa Marsa to tylko 10% Ziemi. Jeśli chodzi o objętość Marsa, to jest ona równa tylko 15% objętości Ziemi. Jeśli wyobrażasz sobie Ziemię jako pustą kulę, to do jej wypełnienia potrzeba sześciu takich małych „kul” jak Mars.
- Długość orbity i prędkość ruchu planet na orbicie. Orbita Ziemi wynosi 939 120 000 km, a Marsa 1 432 461 000 km. Prędkość orbitalna Marsa wynosi 107 218 km/h, a Ziemi 86 676 km/h. Zatem czas trwania jednego pełnego obrotu Marsa wynosi około 687 ziemskich dni.
- pory roku. Udowodniono naukowo, że marsjański dzień trwa o 40 minut dłużej niż ziemski dzień. Liczba pór roku na obu planetach jest taka sama, ponieważ nachylenia osi są prawie takie same (Ziemia ma 23,5˚, Mars ma 25˚). Jednak rok na Marsie jest około dwa razy dłuższy niż na Ziemi, więc pory roku są również dłuższe.
Masa Marsa i innych planet Układu Słonecznego – analiza porównawcza
Jak widać z tabeli, w Układzie Słonecznym Mars jest planetą o dość małej masie, tylko Merkury jest od niej mniejszy.
Czy na Marsie jest życie?
To pytanie niepokoiło wiele pokoleń Ziemian. W końcu Mars zawiera wszystkie niezbędne składniki do powstania życia - pierwiastki chemiczne(węgiel, wodór, tlen, azot), źródło energii i woda.
Ponadto w 1996 roku naukowcy znaleźli dowody życia na Marsie na poziomie mikroorganizmów, w tym różnych kompleksów organiczne molekuły, ziarna mineralnego magnetytu i mikroskopijnych związków przypominających skamieniałe drobnoustroje. Oczywiście opinie naukowców na ten temat są różne, ale jak dotąd nie znaleziono dowodów na całkowity brak życia na Marsie.
Teraz wiemy, ile waży Mars, jego cechy porównawcze z resztą niebiańskich „mieszkańców” Układu Słonecznego, a także inne ciekawe fakty.
- W kontakcie z 0
- Google Plus 0
- OK 0
- Facebook 0
