Wśród obiektów Układu Słonecznego Mars nadal jest najciekawszą i najczęściej badaną planetą. Przez cały czas, gdy człowiek uważnie badał naszą bliską przestrzeń, tylko czwarta planeta Układu Słonecznego była przedmiotem takiej uwagi. Powodem tego wzmożonego zainteresowania naszym sąsiadem jest nie tylko jego względna bliskość do naszego świata. Czerwona Planeta jest interesująca dla ludzkości z punktu widzenia możliwości eksploracji przestrzeni pozaziemskiej.
Dostępne dziś dane dotyczące Merkurego i Wenus wskazują, że są to obce światy, które są nam wrogie. Dla tych planet natura przygotowała los laboratoriów fizycznych i chemicznych. Mars pod wieloma względami nie jest już tak ponury i pozbawiony życia. Nie bez powodu ta planeta może poszczycić się literackimi laurami bycia kolebką pierwszej cywilizacji pozaziemskiej. Dlaczego Mars jest dla nas tak interesujący? Z czym właściwie ma do czynienia człowiek, gdy kieruje swój wzrok na małą, czerwonawą gwiazdę na nocnym niebie?
Opis czerwonej planety
Z całej listy planet Układu Słonecznego Mars jest prawdopodobnie jedynym obiektem kosmicznym, do którego człowiek może dziś dotrzeć. To druga najbliższa nam planeta w Układzie Słonecznym. Nawet poziom rozwoju technologicznego, jaki osiągnęła cywilizacja ludzka, pozwala na planowanie eksploracji Marsa i realizację lotu człowieka na czwartą planetę naszego układu gwiezdnego. Wdrożenie tego zakrojonego na szeroką skalę i ambitnego programu zajmie w przybliżeniu kolejne 10–15 lat. Jeśli jednak porównamy działania przygotowawcze zmierzające obecnie w tym kierunku z programem wizyty człowieka na Księżycu, różnica będzie oczywista.
Według wielu danych uzyskanych ostatnio za pomocą automatycznych sond kosmicznych i łazików możliwe jest, że życie na czerwonej planecie mogło istnieć miliony lat temu. Nie bez powodu badając uzyskane zdjęcia powierzchni planety Mars naukowcy wszelkiej maści są zgodni w swojej opinii – nasz sąsiad nie jest beznadziejny. Istnieją wszelkie przesłanki, aby wierzyć, że czwarta planeta może być kolejną oazą życia w naszym Układzie Słonecznym. Ułatwiają to parametry astrofizyczne planety, dane dotyczące marsjańskiej atmosfery i obraz klimatyczny na powierzchni naszego sąsiada.
Ponadto, jeśli bieguny Marsa są pokryte czapami lodowymi, wersja o obecności wody w stanie ciekłym w wnętrznościach planety ma prawo do życia. Jeśli zostanie udowodnione, że woda w stanie ciekłym ma wszelkie szanse na występowanie w naturze czerwonej planety, wówczas kwestia poszukiwania form życia w tym trudnym miejscu będzie tylko kwestią czasu.
Zwolenników przydatności Marsa do eksploracji człowieka utwierdzają informacje o składzie marsjańskiego powietrza i parametrach astrofizycznych podobnych do ziemskich. Nawet jeśli atmosfera planety jest daleka od składu warstwy powietrza Ziemi, możemy mówić o stosunkowo akceptowalnych warunkach. Bardzo rzadka atmosfera nie napawa optymizmem, ale w pewnym stopniu jest lepsza od obrazu, jaki widzimy na Merkurym czy gorącej Wenus. Naukowcy uważają, że zgodnie z parametrami klimatycznymi pogoda na Marsie jest całkiem znośna. Silne mrozy z temperaturami do -170°C w obszarach polarnych ustępują miejsca tropikalnym upałom w regionach równikowych. W letnie dni temperatura sięga +20°C. Jednak zimą, zwłaszcza w nocy, temperatura może spaść do -125°C.
Innymi słowy, przy odpowiednim przeszkoleniu technicznym i fizycznym człowieka, środowisko marsjańskie może nadawać się do zamieszkania. Nie należy lekceważyć faktu, że takie warunki klimatyczne były wynikiem kosmicznego kataklizmu. Możliwe, że w odległej przeszłości planety klimat na niej był cieplejszy i na planecie szerzyło się marsjańskie życie. Nie można tego powiedzieć w odniesieniu do innych planet grupy ziemskiej, gdzie nie ma absolutnie żadnej wskazówki na temat istnienia warunków powstania życia.
Informacje zebrane dzisiaj przez społeczność naukową dają wszelkie powody, aby uważać Czerwoną Planetę za wygodną odskocznię do późniejszej eksploracji kosmosu. Liczne prace naukowców, loty automatycznych sond na planetę i dostarczenie łazików na Marsa pozwoliły uzyskać wiele przydatnych informacji. Wiemy teraz prawie wszystko o marsjańskiej glebie i mamy pojęcie o najcięższych burzach piaskowych. Naukowcy uzyskali szczegółowe obrazy niemal całej powierzchni planety, w tym północnej i południowej czapy polarnej. Pozostaje już tylko przetworzyć tony otrzymanych informacji i wyciągnąć odpowiednie wnioski.
Krótki opis i cechy planety
Z punktu widzenia nauki akademickiej Mars jest jasno określoną planetą ziemską. Nieco wydłużona orbita planety znajduje się 1,5 razy dalej od Słońca niż orbita Ziemi. W peryhelium Mars oddala się od naszej gwiazdy na odległość 250 milionów km, a w aphelium planeta Mars jest oddalona od Słońca na odległość 207 milionów km. Czerwona Planeta jest o połowę mniejsza od naszej Ziemi. Średnica czwartej planety wynosi 6779 km w porównaniu z 12742 km. średnica Ziemi.
Jeśli Mars jest tylko o połowę mniejszy od Ziemi, to pod względem masy Czerwona Planeta jest dziesięć razy lżejsza od naszej niebieskiej piękności, 6,39E23 kg w porównaniu z 5,972E24 kg. W związku z tym przyspieszenie swobodnego spadania naszego sąsiada wynosi zaledwie 3,72 m/s2 w porównaniu do 9,807 m/s2. Mimo swoich miniaturowych rozmiarów topografia planety jest dość zróżnicowana. Na Czerwonej Planecie znajdują się góry i doliny, rozległe zagłębienia, głębokie kaniony, a nawet kratery po meteorytach podobne do formacji księżycowych. Na powierzchni naszego sąsiada odkryto wygasłe wulkany, co świadczy o burzliwej młodości Marsa. Znajduje się tu najwyższy wulkan Układu Słonecznego, Olimp. Jego szczyt dotyka marsjańskiego nieba, osiągając wysokość 26 kilometrów. Ten wygasły wulkan jest rekordzistą – jest 2,5 razy większy od względnej wysokości ziemskiego wulkanu Mauna Kea.
Jednak pomimo urozmaiconego terenu, krajobraz Marsa jest dość nudny i monotonny. Pasma górskie ustępują miejsca niekończącym się skalistym pustyniom. Jasne obszary na powierzchni planety nazywane są zwykle kontynentami, natomiast ciemne obszary to morza marsjańskie. Te elementy płaskorzeźby Marsa zajmują ponad 70% powierzchni południowej półkuli Marsa.
Przy całej monotonii powierzchni Marsa planeta ma swoją własną cechę. Obie półkule Marsa różnią się znacznie zarówno cechami morfologicznymi, jak i intensywnością wpływów zewnętrznych. Na półkuli północnej w rzeźbie dominują doliny i gładkie równiny, chociaż powierzchnia samej planety w tej części jest poniżej średniej. Na półkuli południowej dominują kratery meteorytowe, a sama powierzchnia jest podwyższona. Fakt ten w pewnym stopniu wyjaśnia obecność płyt tektonicznych, które poruszały się w czasach starożytnych. Nudny marsjański krajobraz rozjaśniają jedynie czapy polarne znajdujące się na północnym i południowym biegunie planety.
Podobnie jak wszystkie planety ziemskie, Mars ma klasyczną budowę:
- skorupa o grubości od 100 km na biegunach do 8 km w rejonie równikowym w rejonie Basenu Hellas;
- warstwa pośrednia składająca się ze skał półpłynnych;
- płaszcz krzemianowy o grubości 1300-1500 km;
- żelazny rdzeń o średnicy 2960 km, który jest w połowie płynny.
Czerwona Planeta ma swoją własną atmosferę. Dwutlenek węgla zajmuje główne miejsce w jego składzie. W mniejszym stopniu masa powietrza planety zawiera azot, wodór i tlen. Dostępność pary wodnej jest bardzo ograniczona. Z powodu silnego rozrzedzenia ciśnienie atmosferyczne na Marsie jest 150 razy niższe niż ciśnienie na Ziemi i wynosi zaledwie 6,1 milibara. Grubość powłoki gazowej wokół planety wynosi 110 km.
Oceniając informacje fizyczne o planecie, warto zwrócić uwagę na parametry astrofizyczne Marsa, które pod wieloma względami są podobne do parametrów na Ziemi. Czwarta planeta dokonuje całkowitej rewolucji wokół naszej gwiazdy w ciągu 687 ziemskich dni. Jednocześnie prędkość obrotu czerwonej planety wokół własnej osi jest prawie równa prędkości obrotu Ziemi - 24 godziny i 37 minut. Inaczej mówiąc, czas na planecie wygląda tak samo jak na Ziemi. Ze względu na swój kąt nachylenia i prędkość obrotu na Marsie występują zmiany pór roku, co jest dość rzadkim zjawiskiem w przypadku innych planet Układu Słonecznego. Długość pór roku na powierzchni naszego sąsiada jest zróżnicowana. Na półkuli północnej lato trwa 177 dni marsjańskich, natomiast na półkuli południowej jest o 21 dni krótsze.
Krótki opis i charakter eksploracji Marsa
Od pierwszych lotów w kosmos człowiek nie rezygnuje z prób rozpoczęcia badania sąsiednich planet. Pierwszą, która udała się na Czerwoną Planetę, była amerykańska sonda kosmiczna Mariner 4, która po raz pierwszy sfotografowała Marsa z bliskiej odległości, przelatującego obok planety. Kolejne misje były bardziej szczegółowe i miały charakter stosowany. Amerykańska sonda Mariner 9, która dotarła do czwartej planety, stała się jej pierwszym sztucznym satelitą. W 1971 roku radziecki statek kosmiczny Mars-3 po raz pierwszy w historii wylądował na Marsie. Pomimo udanego lądowania radzieckie urządzenie przetrwało zaledwie 14 sekund. Kolejne próby lądowania na Marsie zakończyły się niepowodzeniem.
Dopiero amerykański statek kosmiczny Viking 1 po raz kolejny zdołał wykonać miękkie lądowanie na planecie i udostępnić ludziom pierwsze zdjęcia powierzchni Marsa. Podczas tej samej wyprawy aparat po raz pierwszy pobrał próbki marsjańskiej gleby i uzyskał dane na temat jej składu. Następnie z godną pozazdroszczenia regularnością radzieckie i amerykańskie statki kosmiczne oraz automatyczne sondy z agencji kosmicznych z różnych krajów, w tym Chin, Japonii i Wspólnoty Europejskiej, zostały wysłane na czwartą planetę. W ciągu kolejnych 45 lat od pierwszego lotu Marinera 4 w kierunku Marsa zorganizowano z Ziemi 48 wypraw na Czerwoną Planetę. Z tej liczby prawie połowa misji zakończyła się niepowodzeniem.
Obecnie następujące urządzenia kontynuują eksplorację planety:
- orbitalny satelita Marsa - amerykański aparat „Mars-Odyssey”;
- z orbity planety automatyczna sonda Europejskiej Agencji Kosmicznej „Mars Express”;
- amerykański orbiter i satelita wojskowy Maven;
- indyjska sonda orbitalna „Mangalyaan” i sonda kosmiczna „Trace Gas Orbiter” ESA i Rosskosmos.
Dwa amerykańskie łaziki Opportunity i Curiosity, które stały się już legendarnymi wytworami ludzkiej myśli, nadal pracują bezpośrednio na planecie. Liczne sondy kosmiczne, automatyczne stacje marsjańskie i łaziki – cała ta technologia to arsenał rzucony przez społeczność naukową w celu badania czerwonej planety.
Stałe satelity Marsa
Mars pomimo swoich rozmiarów ma dwa naturalne satelity – Fobos i Deimos, trójosiowe elipsoidy o wymiarach odpowiednio 26,8×22,4×18,4 km i 15×12,2×10,4 km.
Dokładne pochodzenie tych ciał niebieskich nie jest znane. Rozmiary satelitów Marsa i ich kształt budzą liczne spory wśród zwolenników różnych teorii pochodzenia Fobosa i Deimosa. Zakłada się, że są to asteroidy przechwycone przez czerwoną planetę u zarania formowania się Układu Słonecznego. Za dostawcę materiału dla satelitów Marsa uważa się pas asteroid, położony pomiędzy czwartą planetą a Jowiszem.
Zwolennicy innej wersji pochodzenia satelitów czerwonej planety skłaniają się ku ich sztucznemu charakterowi. Starożytna cywilizacja marsjańska mogła stworzyć i wystrzelić w powietrze dwa sztucznie stworzone ciała niebieskie.
Kiedy obserwujemy Ziemię i Marsa z pewnej odległości, staje się oczywiste, że wykazują pewne uderzające różnice. W pierwszym przypadku dominują kolory biały i niebieski, nawiązujący do chmur i oceanów, z brązowymi odcieniami kontynentów. Zatem istnienie wody w różnych jej stanach (stałym w lodowcach polarnych, ciekłym w oceanach i morzach oraz gazowym w atmosferze) jest oczywiste. A obecność wody sugeruje istnienie życia.
W rzeczywistości nawet z orbitujących satelitów można zauważyć intensywną aktywność biologiczną planety. Można to zaobserwować w lodzie morskim Antarktyki lub sezonowych zmianach kolorów lasów.
Ziemia (pierwsze pełne zdjęcie planety z Apollo 17, z Antarktydą na górze) i Mars (zdjęcie wykonane przez HST). Należy pamiętać, że zdjęcia nie są zachowane w skali, ponieważ Mars jest znacznie mniejszy od naszej planety (średnice równikowe wynoszą odpowiednio 12 756,28 i 6 794,4 km).
czerwona Planeta
Mars jest zupełnie inny. Na jego powierzchni dominują różne odcienie pomarańczy, spowodowane dużą zawartością tlenku żelaza. W zależności od pory roku i położenia Czerwonej Planety względem Ziemi, astronomowie mogą widzieć jeden z biegunów Marsa, co powoduje, że suchy lód (stały dwutlenek węgla) nadaje mu biały kolor. Jednak kilka badań przeprowadzonych w ostatnich latach wyjaśniło naukowcom, że istnieje woda i że dynamika cyklu życia tego związku na planecie jest dość złożona.
Mars ma cienką atmosferę składającą się głównie z dwutlenku węgla (95,32%), azotu (2,7%), argonu (1,4%) i śladów tlenu (0,13%). Atmosfera ziemska składa się głównie z azotu (78,1%), tlenu (20,94%), argonu (0,93%) i zmiennej ilości dwutlenku węgla (około 0,035% i szybko rośnie). Średnie temperatury na planetach znacznie się różnią: -55 stopni Celsjusza (°C) w przypadku Marsa, minimum około -133°C i maksimum około +27°C; i średnio około +15°C w przypadku Ziemi, z najniższymi wartościami -89,4°C (mierzonymi na Antarktydzie, chociaż ostatnio w pomiarach satelitarnych odnotowano temperaturę -93,2°C) i maksymalnymi +58°C zmierzonymi w Al Aziz w Libii .
Średnia temperatura Ziemi zależy od efektu cieplarnianego wywołanego przez gazy znajdujące się w atmosferze, głównie dwutlenek węgla, parę wodną, ozon (cząsteczki tlenu z trzema atomami tlenu zamiast dwóch, którymi oddychamy) i metan. W przeciwnym razie średnia temperatura na Ziemi byłaby o około 33°C niższa, około -18°C, a zatem na większej części planety woda znajdowałaby się w stanie stałym.
Struktura wewnętrzna
W przypadku Marsa i Ziemi ich wewnętrzna struktura jest podzielona na trzy dobrze zróżnicowane obszary: skorupę, płaszcz i rdzeń. Jednak w przeciwieństwie do Ziemi rdzeń Marsa jest stały i nie wytwarza własnego pola magnetycznego. Jednocześnie Mars ma lokalne pola magnetyczne, które są reliktową pozostałością globalnego pola, które mogło istnieć, gdy Mars miał częściowo płynne jądro. Faktyczny brak na Czerwonej Planecie tektoniki płyt, jaką znamy na Ziemi, co powoduje intensywną aktywność wulkaniczną i orogenezę (budowanie się gór), oznacza, że marsjańska gleba jest znacznie starsza niż dno oceanu i kontynenty Ziemi. Na przykład wielka równina półkuli południowej, Hellas Planitia, powstała w wyniku uderzenia dużego ciała niebieskiego około 3900 milionów lat temu. W przypadku Ziemi dowody wydarzeń tej epoki dawno zniknęłyby z jej oblicza.
Porównanie profili elewacji obu planet pokazuje, że są one bardzo różne: podczas gdy większość kontynentalnego lądu Ziemi koncentruje się na półkuli północnej, na której również brakuje kontynentu polarnego, na półkuli północnej na Marsie dominuje wielka północna nizina, znajduje się na poziomie tysiąca metrów poniżej zerowej wysokości Marsa. Znajduje się na wysokości, na której ciśnienie atmosferyczne wynosi 6,1 milibara i jest punktem potrójnym wody, w którym substancja współistnieje jednocześnie w postaci stałej, ciekłej i gazowej. W przypadku wody dokładna wartość wynosi 273,16 K (0,01 °C) przy ciśnieniu 6,1173 milibarów. Dlatego poniżej punktu odniesienia wysokości Marsa (na przykład na poziomie Hellas Planitia) można było znaleźć wodę w stanie ciekłym, jeśli temperatura była tam wystarczająco wysoka.
W przeciwieństwie do tego, jak to wygląda na Marsie, południowa półkula Ziemi jest zdominowana przez oceany i morza, chociaż profil topograficzny naszej planety obejmuje kilka mas lądowych wznoszących się na znaczną wysokość nad poziomem morza (takich jak Płaskowyż Antarktyczny). Sytuacja na Marsie jest bardziej jednolita. Największą różnicą między planetami jest to, że na biegunie południowym Ziemi koncentruje się duża ilość wody w stanie stałym. Latem zajmuje powierzchnię około 14 milionów kilometrów kwadratowych, ale łącznie z lodem morskim może wzrosnąć do 30 milionów. Rozmiar osiągany przez marsjańską Antarktydę jest znacznie mniejszy - około 140 000 kilometrów kwadratowych, a jej skład bardzo różni się od ziemskiego. Jak wspomniano wcześniej, dominuje w nim suchy lód.
Ciekawe, że na naszej Antarktydzie znajdujemy pewne podobieństwa z Marsem, a mianowicie obecność niskich temperatur i niskiej wilgotności. Odnosi się to do systemu Doliny McMurdo, położonego bardzo blisko wybrzeża, który może mieć geologiczne odpowiedniki na Marsie.
Czy na Marsie jest życie?
To, czy na Marsie istnieje życie, czy nie, i czy kiedykolwiek istniała tam jakakolwiek aktywność biologiczna, pozostaje kwestią otwartą. Niektóre badania sugerują, że marsjańska gleba jest zbyt słona, aby mogło tam rozwinąć się życie. Jednak na naszej planecie istnieje wiele przykładów istot żywych, które rozwijają się w wyraźnie wrogich warunkach. Są znani jako.
Dolina McMurdo na Antarktydzie, w pobliżu wybrzeża. System ten jest generalnie wolny od śniegu i wyjątkowo suchy. Dlatego może być podobny do niektórych regionów marsjańskich. Źródło: NASA, satelita Terra i instrument ASTER. Statek kosmiczny na Marsie
Kilka statków kosmicznych niedawno pomyślnie wylądowało na Marsie. Jednym z nich był lądownik marsjański Phoenix, który w 2008 roku dotarł na powierzchnię planety daleko na północ. Jego dane pokazały naukowcom równinę pokrytą wielokątnymi kształtami przypominającymi te znalezione w podobnych regionach Ziemi. Jest to wieczna zmarzlina, która twardnieje i topi się sezonowo, co wskazuje na obecność wody na planecie. Firma Phoenix dysponowała odpowiednimi narzędziami do wiercenia i analizowania tych struktur, w tym badania ich składu chemicznego. Próbował ustalić, czy na arktycznych równinach Marsa znajdują się jakieś związki organiczne (choć niekoniecznie biologiczne).
Porównanie równin arktycznych na Marsie (powyżej) na zdjęciu wykonanym przez amerykański lądownik marsjański Phoenix i Ziemię (Svalbard, Norwegia, Arktyka). Łazik Curiosity wylądował później w pobliżu marsjańskiego równika w 2012 roku. Jest nadal eksploatowany i w trakcie swojej eksploatacji przeprowadził wiele eksperymentów, w tym wierceń skał.
W każdym razie musimy pamiętać, że przynajmniej na naszej planecie żyją istoty żywe (ekstremofile), które mogą rosnąć w naprawdę niesamowitych warunkach: od środowisk kwaśnych po podwodne kaldery wulkaniczne w wysokich temperaturach. Typowym przykładem takiego miejsca jest ekosystem Rio Tinto. Niestety nie można wykluczyć, że część sond, które wylądowały na Czerwonej Planecie, mogła skazić ją materiałem biologicznym.
Obie planety mają interesujące podobieństwa i duże różnice.
Większa część Marsa musi jeszcze zostać odkryta i najprawdopodobniej nie przez nas, ale przez przyszłe pokolenia Ziemian.
Mars jest czwartą najbardziej odległą planetą od Słońca i siódmą (przedostatnią) co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym; Masa planety stanowi 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 jego powierzchni nadawany przez tlenek żelaza.
Mars jest planetą typu ziemskiego z rozrzedzoną atmosferą (ciśnienie na powierzchni jest 160 razy mniejsze niż na Ziemi). 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 te na Ziemi.
Mars ma dwóch naturalnych satelitów - Fobos i Deimos (w tłumaczeniu ze starożytnej greki - „strach” i „przerażenie” - imiona dwóch synów Aresa, którzy towarzyszyli mu w bitwie), które są stosunkowo małe (Fobos - 26 x 21 km, Deimos - 13 km średnicy) i mają nieregularny kształt.
Wielkie opozycje Marsa, 1830-2035
| Rok | data | Odległość, A. 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 najbardziej odległą od Słońca (po Merkurym, Wenus i Ziemi) i siódmą co do wielkości (przewyższającą jedynie Merkurego pod względem masy i średnicy) planetą w Układzie Słonecznym. Masa Marsa stanowi 10,7% masy Ziemi (6,423 1023 kg wobec 5,9736 1024 kg dla Ziemi), jego objętość wynosi 0,15 masy Ziemi, a jego średnia średnica liniowa wynosi 0,53 średnicy Ziemi (6800 km ).
Topografia Marsa ma wiele unikalnych cech. Wygasły wulkan marsjański Olimp to najwyższa góra w Układzie Słonecznym, a Valles Marineris to największy kanion. Ponadto w czerwcu 2008 r. trzy artykuły opublikowane w czasopiśmie Nature dostarczyły dowodów na istnienie największego znanego krateru uderzeniowego w Układzie Słonecznym na północnej półkuli Marsa. Jego długość wynosi 10 600 km, a szerokość 8500 km, czyli około cztery razy więcej niż największy krater uderzeniowy odkryty wcześniej również na Marsie, w pobliżu jego bieguna południowego.
Oprócz podobnej topografii powierzchni Mars ma okres rotacji i cykle sezonowe podobne do ziemskiego, ale jego klimat jest znacznie chłodniejszy i bardziej suchy niż ziemski.
Aż do pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku wielu badaczy uważało, że na jego powierzchni znajduje się woda w stanie ciekłym. Opinia ta opierała się na obserwacjach okresowych zmian obszarów jasnych i ciemnych, zwłaszcza na szerokościach polarnych, które przypominały kontynenty i morza. Niektórzy obserwatorzy zinterpretowali ciemne rowki na powierzchni Marsa jako kanały irygacyjne dla wody w stanie ciekłym. Później udowodniono, że te rowki były złudzeniem optycznym.
Ze względu na niskie ciśnienie woda nie może istnieć w stanie ciekłym na powierzchni Marsa, ale jest prawdopodobne, że w przeszłości warunki były inne i dlatego nie można wykluczyć obecności prymitywnego życia na planecie. 31 lipca 2008 roku należąca do NASA sonda kosmiczna Phoenix odkryła na Marsie wodę lodową.
W lutym 2009 r. w orbitalnej konstelacji badawczej na orbicie Marsa działały trzy statki kosmiczne: Mars Odyssey, Mars Express i Mars Reconnaissance Satellite, częściej niż wokół jakiejkolwiek innej planety poza Ziemią.
Powierzchnię Marsa badają obecnie dwa łaziki: „Spirit” i „Opportunity”. Na powierzchni Marsa znajduje się także kilka nieaktywnych lądowników i łazików, które zakończyły badania.
Zebrane przez nich dane geologiczne sugerują, że większość powierzchni Marsa była wcześniej pokryta wodą. Obserwacje przeprowadzone w ciągu ostatniej dekady umożliwiły wykrycie słabej aktywności gejzerów w niektórych miejscach na powierzchni Marsa. Według obserwacji wykonanych przez sondę Mars Global Surveyor niektóre części południowej czapy polarnej Marsa stopniowo się oddalają.
Marsa można zobaczyć z Ziemi gołym okiem. Jej pozorna wielkość sięga 2,91 m (w momencie największego zbliżenia się do Ziemi), co stanowi ustąpienie jasności jedynie Jowiszowi (i nie zawsze podczas wielkiej opozycji) i Wenus (ale tylko rano lub wieczorem). Zwykle podczas wielkiej opozycji pomarańczowy Mars jest najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie Ziemi, 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 pomiędzy Słońcem a Marsem), maksymalna to około 401 mln km (kiedy Słońce znajduje się dokładnie pomiędzy Ziemią a Marsem).
Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 milionów km (1,52 AU), a okres obiegu wokół Słońca wynosi 687 ziemskich dni. Orbita Marsa ma dość zauważalną ekscentryczność (0,0934), więc odległość do Słońca waha się od 206,6 do 249,2 mln km. Nachylenie orbity Marsa wynosi 1,85°.
Mars jest najbliżej Ziemi podczas opozycji, kiedy planeta znajduje się w kierunku przeciwnym do Słońca. Opozycje powtarzają się co 26 miesięcy w różnych punktach orbit Marsa i Ziemi. Ale raz na 15-17 lat opozycje pojawiają się w czasie, gdy Mars znajduje się blisko swojego peryhelium; Podczas tych tak zwanych wielkich opozycji (ostatnia miała miejsce w sierpniu 2003 r.) odległość do planety jest minimalna, a Mars osiąga swój największy rozmiar kątowy wynoszący 25,1 cala i jasność 2,88 m.
Charakterystyka fizyczna
Porównanie rozmiarów Ziemi (średni promień 6371 km) i Marsa (średni promień 3386,2 km)
Pod względem rozmiaru liniowego 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 lądu na Ziemi.
Promień biegunowy Marsa jest o około 20 km mniejszy niż równikowy, choć okres rotacji planety jest dłuższy niż Ziemi, co pozwala przypuszczać, że prędkość rotacji Marsa zmienia się w czasie.
Masa planety wynosi 6,418·1023 kg (11% masy Ziemi). Przyspieszenie ziemskie na równiku wynosi 3,711 m/s (0,378 Ziemi); pierwsza prędkość ucieczki wynosi 3,6 km/s, a druga 5,027 km/s.
Okres obrotu planety wynosi 24 godziny 37 minut 22,7 sekundy. Zatem rok marsjański składa się z 668,6 marsjańskich dni słonecznych (zwanych solami).
Mars obraca się wokół własnej osi, nachylonej do prostopadłej do 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 - na przykład północna wiosna i lato łącznie trwają 371 zoli, czyli zauważalnie ponad połowę roku marsjańskiego. Jednocześnie występują w części orbity Marsa odległej od Słońca. Dlatego na Marsie lato na północy jest długie i chłodne, a lato na południu jest krótkie i gorące.
Atmosfera i klimat
Atmosfera Marsa, zdjęcie orbitera Viking, 1976. Po lewej stronie widoczny „uśmiechnięty krater” Halle
Temperatury na planecie wahają się od -153°C na biegunach zimą do ponad 20°C na równiku w południe. Średnia temperatura wynosi -50°C.
Atmosfera Marsa, składająca się głównie z dwutlenku węgla, jest bardzo rzadka. Ciśnienie na powierzchni Marsa jest 160 razy niższe niż na Ziemi - 6,1 mbar na średnim poziomie powierzchni. Ze względu na dużą różnicę wysokości na Marsie ciśnienie na powierzchni znacznie się zmienia. Przybliżona grubość atmosfery wynosi 110 km.
Według NASA (2004) atmosfera Marsa składa się w 95,32% z dwutlenku węgla; zawiera także 2,7% azotu, 1,6% argonu, 0,13% tlenu, 210 ppm pary wodnej, 0,08% tlenku 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.
Według danych z lądownika Viking (1976) w marsjańskiej atmosferze oznaczono około 1-2% argonu, 2-3% azotu i 95% dwutlenku węgla. Według danych z satelitów Mars-2 i Mars-3 dolna granica jonosfery znajduje się na wysokości 80 km, maksymalne stężenie elektronów wynoszące 1,7 105 elektronów/cm3 znajduje się na wysokości 138 km, druga dwa maksima znajdują się na wysokościach 85 i 107 km.
Oświetlenie radiowe atmosfery na falach radiowych 8 i 32 cm przez Mars-4 AMS w dniu 10 lutego 1974 r. wykazało obecność nocnej jonosfery Marsa z głównym maksimum jonizacji na wysokości 110 km i stężeniem elektronów 4,6 × 103 elektronów/cm3, a także maksima wtórne na wysokościach 65 i 185 km.
Ciśnienie atmosferyczne
Według danych NASA za rok 2004 ciśnienie atmosferyczne w średnim promieniu wynosi 6,36 mb. Gęstość na powierzchni ~0,020 kg/m3, całkowita masa atmosfery ~2,5·1016 kg.
Zmiany ciśnienia atmosferycznego na Marsie w zależności od pory dnia zarejestrowane 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 na czapie polarnej zamarza 20–30 procent całej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla. Sezonowe spadki ciśnienia, według różnych źródeł, wynoszą:
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 to najgłębsze miejsce na Marsie, w którym występuje najwyższe ciśnienie atmosferyczne
W miejscu lądowania sondy Mars-6 na Morzu Erytrejskim zarejestrowano ciśnienie powierzchniowe wynoszące 6,1 milibara, co w tamtym czasie uznawano za średnie ciśnienie na planecie i z tego poziomu uzgodniono obliczenie wysokości i głębokości Na Marsie. Według danych tego aparatu, uzyskanych podczas zejścia, tropopauza zlokalizowana jest 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 milibara, czyli powyżej punktu potrójnego wody (~6,1 mb) i poniżej temperatury wrzenia. Przy dostatecznie wysokiej temperaturze woda mogłaby tam istnieć w stanie ciekłym; jednakże przy tym ciśnieniu woda wrze i zamienia się w parę już w temperaturze +10°C.
Na szczycie najwyższego 27-kilometrowego wulkanu Olimpu ciśnienie może wynosić od 0,5 do 1 mbar (Żurek 1992).
Zanim moduły lądujące wylądowały na powierzchni Marsa, zmierzono ciśnienie spowodowane tłumieniem sygnałów radiowych z sond Mariner 4, Mariner 6 i Mariner 7 w momencie ich wejścia w dysk marsjański - 6,5 ± 2,0 mb na średnim poziomie powierzchni, czyli 160 razy mniej niż na Ziemi; ten sam wynik wykazały obserwacje spektralne statku kosmicznego Mars-3. Co więcej, na obszarach położonych poniżej średniego poziomu (na przykład w marsjańskiej Amazonii) ciśnienie według tych pomiarów sięga 12 mb.
Od lat 30. XX wieku. Radzieccy astronomowie próbowali określić ciśnienie atmosferyczne metodami fotometrii fotograficznej - poprzez rozkład jasności wzdłuż średnicy dysku w różnych zakresach fal świetlnych. W tym celu francuscy naukowcy B. Liot i O. Dollfus dokonali obserwacji polaryzacji światła rozproszonego przez atmosferę Marsa. Podsumowanie obserwacji optycznych opublikował amerykański astronom J. de Vaucouleurs w 1951 roku i uzyskał ciśnienie 85 mb, przeszacowane prawie 15 razy na skutek interferencji pyłu atmosferycznego.
Klimat
Zdjęcie mikroskopowe guzka hematytu o średnicy 1,3 cm wykonane przez łazik Opportunity 2 marca 2004 r. pokazuje obecność wody w stanie ciekłym w przeszłości
Klimat, podobnie jak na Ziemi, ma charakter sezonowy. W zimnych porach roku, nawet poza czapami polarnymi, na powierzchni może tworzyć się lekki szron. Aparat Phoenix zarejestrował opady śniegu, ale płatki śniegu wyparowały, zanim dotarły na powierzchnię.
Według NASA (2004) średnia temperatura wynosi ~210 K (-63°C). Według lądowników Wikingów dzienny zakres temperatur wynosi od 184 K do 242 K (-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 danych z sondy lądującej Mars-6 średnia temperatura troposfery Marsa wynosi 228 K, w troposferze temperatura spada średnio o 2,5 stopnia na kilometr, a stratosfera znajdująca się powyżej tropopauzy (30 km) ma prawie stałą temperaturę 144 K.
Według badaczy z Centrum Carla Sagana w ostatnich dziesięcioleciach na Marsie miał miejsce proces ocieplenia. Inni eksperci uważają, że jest zbyt wcześnie na wyciąganie takich wniosków.
Istnieją dowody na to, że w przeszłości atmosfera mogła być gęstsza, a klimat ciepły i wilgotny, a na powierzchni Marsa występowała woda w stanie ciekłym i deszcz. Dowodem tej hipotezy jest analiza meteorytu ALH 84001, która wykazała, że około 4 miliardy lat temu temperatura na Marsie wynosiła 18 ± 4°C.
Diabły pyłowe
Diabły pyłowe sfotografowane przez łazik Opportunity 15 maja 2005 r. Liczby w lewym dolnym rogu wskazują czas w sekundach od pierwszego ujęcia.
Od lat 70-tych. W ramach programu Viking, a także łazika Opportunity i innych pojazdów zarejestrowano liczne diabły pyłowe. Są to wiry powietrzne powstające w pobliżu powierzchni planety i unoszące w powietrze duże ilości piasku i pyłu. Na Ziemi często obserwuje się wiry (w krajach anglojęzycznych nazywane są diabłami pyłowymi), jednak na Marsie mogą osiągać znacznie większe rozmiary: 10 razy większe i 50 razy szersze niż te na Ziemi. W marcu 2005 r. wichura zniszczyła panele słoneczne łazika Spirit.
Powierzchnia
Dwie trzecie powierzchni Marsa zajmują jasne obszary zwane kontynentami, około jedną trzecią stanowią ciemne obszary zwane morzami. Morza skupiają się głównie na południowej półkuli planety, pomiędzy 10 a 40° szerokości geograficznej. Na półkuli północnej są tylko dwa duże morza - Acidalia i Greater Syrtis.
Charakter ciemnych obszarów jest nadal przedmiotem dyskusji. Utrzymują się pomimo burz piaskowych szalejących na Marsie. W pewnym momencie potwierdzało to założenie, że ciemne obszary były pokryte roślinnością. Obecnie uważa się, że są to po prostu obszary, z których ze względu na ukształtowanie terenu łatwo jest wywiewany kurz. Wielkoskalowe zdjęcia pokazują, że w rzeczywistości ciemne obszary składają się z grup ciemnych smug i plam związanych z kraterami, wzgórzami i innymi przeszkodami na drodze wiatrów. Sezonowe i długotrwałe zmiany w ich wielkości i kształcie najwyraźniej wiążą się ze zmianą proporcji powierzchni pokrytych jasną i ciemną materią.
Półkule Marsa różnią się znacznie charakterem powierzchni. Na półkuli południowej powierzchnia jest 1-2 km powyżej średniej i jest gęsto usiana kraterami. Ta część Marsa przypomina kontynenty księżycowe. Na północy większość powierzchni jest poniżej średniej, jest niewiele kraterów, a większość to stosunkowo gładkie równiny, prawdopodobnie utworzone w wyniku wylewu lawy i erozji. Ta różnica półkul pozostaje przedmiotem dyskusji. 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 niego znajdują się najbardziej zerodowane obszary powierzchni Marsa.
Wysunięto dwie alternatywne hipotezy wyjaśniające asymetrię półkuli. Według jednego z nich, na wczesnym etapie geologicznym płyty litosfery „przesunęły się” (być może przypadkowo) w jedną półkulę, podobnie jak kontynent Pangea na Ziemi, a następnie „zamarzły” w tej pozycji. Inna hipoteza sugeruje zderzenie Marsa z ciałem kosmicznym wielkości Plutona.
Mapa topograficzna Marsa według Mars Global Surveyor, 1999.
Duża liczba kraterów na półkuli południowej sugeruje, że powierzchnia tutaj jest starożytna - ma 3-4 miliardy lat. Istnieje kilka rodzajów kraterów: duże kratery o płaskim dnie, mniejsze i młodsze kratery w kształcie misy podobne do Księżyca, kratery otoczone i kratery wzniesione. Dwa ostatnie typy są unikalne dla Marsa – kratery z obrzeżami powstające w miejscach, gdzie wyrzucane ciecze przepływały po powierzchni, oraz wzniesione kratery, w których warstwa wyrzuconych kraterów chroniła powierzchnię przed erozją wietrzną. Największym obiektem pochodzenia uderzeniowego jest Równina Hellas (o średnicy około 2100 km).
W obszarze chaotycznego krajobrazu w pobliżu granicy półkuli powierzchnia doświadczyła dużych obszarów spękań i kompresji, po których czasami nastąpiła erozja (w wyniku osuwisk lub katastrofalnego uwolnienia wód gruntowych), a także zalanie ciekłą lawą. Chaotyczne krajobrazy często leżą na czele dużych kanałów przeciętych wodą. Najbardziej akceptowalną hipotezą dotyczącą ich wspólnego powstawania jest nagłe topnienie podpowierzchniowego lodu.
Valles Marineris na Marsie
Na półkuli północnej, oprócz rozległych równin wulkanicznych, znajdują się dwa obszary dużych 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 Askrian. Na skraju Tharsis znajduje się góra Olimp, najwyższa na Marsie i w Układzie Słonecznym. Olimp osiąga 27 km wysokości w stosunku do swojej podstawy i 25 km w stosunku do średniego poziomu powierzchni Marsa i zajmuje obszar o średnicy 550 km, otoczony klifami, które w niektórych miejscach osiągają wysokość 7 km. Objętość Olimpu jest 10 razy większa niż objętość największego wulkanu na Ziemi, Mauna Kea. Znajduje się tu także kilka mniejszych wulkanów. Elizjum – wzniesienie dochodzące do sześciu kilometrów powyżej średniej, z trzema wulkanami – Kopułą Hekate, Górą Elizjum i Kopułą Albora.
Według innych danych (Faure i Mensing, 2007) wysokość Olimpu wynosi 21 287 metrów nad poziomem gruntu 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.
Wzniesienie Tharsis jest również przecinane przez wiele uskoków tektonicznych, często bardzo złożonych i rozległych. Największy z nich, Valles Marineris, rozciąga się w kierunku równoleżnikowym na prawie 4000 km (jedna czwarta obwodu planety), osiągając szerokość 600 i głębokość 7-10 km; Ten uskok jest porównywalny pod względem wielkości do szczeliny wschodnioafrykańskiej na Ziemi. Największe osuwiska w Układzie Słonecznym występują na jego stromych zboczach. Valles Marineris to największy znany kanion w Układzie Słonecznym. Kanion odkryty przez sondę Mariner 9 w 1971 roku mógłby obejmować całe Stany Zjednoczone, od oceanu do oceanu.
Panorama krateru Wiktorii wykonana przez łazik Opportunity. Został nakręcony w ciągu trzech tygodni, od 16 października do 6 listopada 2006.
Panorama powierzchni Marsa w rejonie Husband Hill, wykonana przez łazik Spirit w dniach 23–28 listopada 2005 r.
Czapy lodowe i polarne
Północna czapa polarna latem, zdjęcie: Mars Global Surveyor. Długi i szeroki uskok przecinający czapę po lewej stronie to uskok północny
Wygląd Marsa różni się znacznie w zależności od pory roku. Po pierwsze, uderzające są zmiany w polarnych czapach lodowych. Rosną i słabną, tworząc sezonowe wzorce w atmosferze i powierzchni Marsa. Południowa czapa polarna może osiągać szerokość geograficzną 50°, północna także 50°. Średnica stałej części północnej czapy polarnej wynosi 1000 km. W miarę cofania się czapy polarnej na jednej półkuli na wiosnę elementy na powierzchni planety zaczynają ciemnieć.
Czapy polarne składają się z dwóch składników: sezonowego – dwutlenku węgla i świeckiego – lodu wodnego. Według danych z 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. Według ekspertów NASA strumienie dwutlenku węgla podczas wiosennego ocieplenia wystrzeliwują w górę na duże wysokości, zabierając ze sobą pył i piasek.
Zdjęcia Marsa przedstawiające burzę piaskową. Czerwiec - wrzesień 2001
Wiosenne topnienie czap polarnych prowadzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia atmosferycznego i przemieszczania się dużych mas gazu na przeciwną półkulę. Prędkość wiatru wiejącego w tym przypadku wynosi 10-40 m/s, czasem nawet do 100 m/s. Wiatr unosi z powierzchni duże ilości pyłu, wywołując burze piaskowe. Silne burze piaskowe prawie całkowicie przesłaniają powierzchnię planety. Burze piaskowe mają zauważalny wpływ na rozkład temperatur w marsjańskiej atmosferze.
W 1784 r. astronom W. Herschel zwrócił uwagę na sezonowe zmiany wielkości czap polarnych, analogicznie do topnienia i zamarzania lodu w obszarach polarnych Ziemi. W latach sześćdziesiątych XIX wieku. Francuski astronom E. Lie zaobserwował falę ciemnienia wokół topniejącej wiosennej czapy polarnej, co następnie zinterpretowano poprzez hipotezę rozprzestrzeniania się wody roztopowej i wzrostu roślinności. Pomiary spektrometryczne, które przeprowadzono na początku XX wieku. w Obserwatorium Lovell w Flagstaff przez W. Slifera nie wykazały jednak obecności linii chlorofilu, zielonego barwnika roślin lądowych.
Ze zdjęć Marinera 7 udało się ustalić, że polarne czapy lodowe mają kilka metrów grubości, a zmierzona temperatura 115 K (-158°C) potwierdziła możliwość, że składa się ona z zamarzniętego dwutlenku węgla – „suchego lodu”.
Wzgórze zwane Górami Mitchell, położone w pobliżu południowego bieguna Marsa, po stopieniu czapy polarnej wygląda jak biała wyspa, ponieważ lodowce w górach topią się później, w tym na Ziemi.
Dane z satelity Mars Reconnaissance umożliwiły wykrycie znacznej warstwy lodu pod skalistymi piargami u podnóża gór. Lodowiec o grubości setek metrów zajmuje powierzchnię tysięcy kilometrów kwadratowych, a jego dalsze badania mogłyby dostarczyć informacji o historii marsjańskiego klimatu.
Koryta „rzeczne” i inne funkcje
Na Marsie znajduje się wiele formacji geologicznych, szczególnie suchych koryt rzek, które przypominają erozję wodną. Według jednej z hipotez kanały te mogły powstać w wyniku krótkotrwałych zdarzeń katastroficznych i nie świadczą o długotrwałym istnieniu systemu rzecznego. Jednak najnowsze dowody sugerują, że rzeki płynęły przez okresy o znaczeniu geologicznym. W szczególności odkryto kanały odwrócone (to znaczy kanały uniesione nad otaczającym obszarem). Na Ziemi takie formacje powstają w wyniku długotrwałego gromadzenia się gęstych osadów dennych, a następnie wysychania i wietrzenia otaczających skał. Ponadto istnieją dowody na przesuwanie się kanałów 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 wypłukiwała deltę, miała ponad 60 km długości.
Dane z łazików marsjańskich Spirit i Opportunity należących do NASA również wskazują na obecność wody w przeszłości (odkryto minerały, które mogły powstać jedynie w wyniku długotrwałego kontaktu z wodą). Aparat Phoenix odkrył pokłady lodu bezpośrednio w ziemi.
Ponadto na zboczach wzgórz odkryto ciemne smugi, wskazujące na pojawienie się na powierzchni ciekłej słonej wody w czasach nowożytnych. Pojawiają się wkrótce po nadejściu lata i znikają zimą, „opływają” różne przeszkody, łączą się i rozchodzą. „Trudno sobie wyobrazić, że takie struktury mogły powstać z czegoś innego niż przepływy płynów” – powiedział naukowiec z NASA Richard Żurek.
Na wyżynie wulkanicznej Tharsis odkryto kilka niezwykłych głębokich studni. Sądząc po zdjęciu satelity Mars Reconnaissance Satellite wykonanym w 2007 roku, jeden z nich ma średnicę 150 metrów, a oświetlona część ściany sięga aż 178 metrów głębokości. Postawiono hipotezę dotyczącą wulkanicznego pochodzenia tych formacji.
Podkładowy
Według danych z lądowników skład pierwiastkowy powierzchniowej warstwy marsjańskiej gleby nie jest taki sam w różnych miejscach. Głównym składnikiem gleby jest krzemionka (20-25%), zawierająca domieszkę hydratów tlenku żelaza (do 15%), nadająca glebie czerwonawy kolor. Znaczne są zanieczyszczenia związkami siarki, wapnia, glinu, magnezu i sodu (po kilka procent na każdy).
Według danych z sondy NASA Phoenix (lądującej na Marsie 25 maja 2008 r.) współczynnik pH i niektóre inne parametry gleb marsjańskich są zbliżone do ziemskich i teoretycznie można by na nich uprawiać rośliny. „W rzeczywistości odkryliśmy, że gleba na Marsie spełnia wymagania, a także zawiera pierwiastki niezbędne do powstania i utrzymania życia zarówno w przeszłości, teraźniejszości, jak i przyszłości” – powiedział główny chemik projektu, Sam Coonaves. Ponadto, według niego, wiele osób może znaleźć na „swoim podwórku” tę zasadową glebę, która jest całkiem odpowiednia do uprawy szparagów.
W ziemi w miejscu lądowania znajduje się również znaczna ilość lodu wodnego. Sonda Mars Odyssey odkryła również, że pod powierzchnią czerwonej planety znajdują się pokłady lodu wodnego. Później to założenie 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, pobrała wodę z marsjańskiej gleby.
Geologia i budowa wewnętrzna
W przeszłości na Marsie, podobnie jak na Ziemi, występował ruch płyt litosferycznych. Potwierdzają to charakterystyka pola magnetycznego Marsa, lokalizacja niektórych wulkanów np. w prowincji Tharsis, a także kształt Valles Marineris. Obecny stan rzeczy, kiedy wulkany mogą istnieć znacznie dłużej niż na Ziemi i osiągać gigantyczne rozmiary, sugeruje, że obecnie tego ruchu raczej nie ma. Potwierdza to fakt, że wulkany tarczowe powstają w wyniku powtarzających się erupcji z tego samego otworu wentylacyjnego przez długi okres czasu. Na Ziemi, w wyniku ruchu płyt litosferycznych, punkty wulkaniczne stale zmieniały swoje położenie, co ograniczało rozwój wulkanów tarczowych, a być może nie pozwalało im osiągać wysokości jak na Marsie. Z drugiej strony różnicę w maksymalnej wysokości wulkanów można wytłumaczyć faktem, że dzięki niższej grawitacji na Marsie możliwe jest budowanie wyższych konstrukcji, które nie zawaliłyby się pod własnym ciężarem.
Porównanie budowy Marsa i innych planet ziemskich
Aktualne modele budowy wewnętrznej Marsa sugerują, że Mars składa się ze skorupy o średniej grubości 50 km (a maksymalnej 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. Jądro jest częściowo płynne i składa się głównie z żelaza z domieszką 14-17% (m/m) 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 stopienie 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 występuje mniej przejść fazowych. Zakłada się, że przejście fazowe oliwinu w modyfikację spinelu rozpoczyna się na dość dużych głębokościach - 800 km (400 km na Ziemi). Charakter płaskorzeźby 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 zbioru marsjańskich meteorytów powierzchnia Marsa składa się głównie z bazaltu. Istnieją dowody sugerujące, że na niektórych obszarach powierzchni Marsa materiał ten jest bardziej bogaty w kwarc niż zwykły bazalt i może przypominać skały andezytowe na Ziemi. Jednakże te same obserwacje można zinterpretować na korzyść obecności szkła kwarcowego. Znaczna część głębszej warstwy składa się z pyłu ziarnistego 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, czyli 500 razy słabsze od ziemskiego. Według danych AMS Mars-5 natężenie pola magnetycznego na równiku wynosiło 64 gamma, a moment magnetyczny 2,4 1022 oersted cm2.
Pole magnetyczne Marsa jest wyjątkowo 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 żelazne jądro Marsa jest stosunkowo nieruchome w stosunku do swojej skorupy, czyli mechanizm dynama planetarnego odpowiedzialny za pole magnetyczne Ziemi nie działa na Marsie. Chociaż Mars nie ma stabilnego planetarnego pola magnetycznego, obserwacje wykazały, że części skorupy planetarnej są namagnesowane i że bieguny magnetyczne tych części zmieniły się w przeszłości. Namagnesowanie tych części okazało się podobne do anomalii magnetycznych pasków w oceanach świata.
Według jednej z teorii, opublikowanej w 1999 r. i ponownie przetestowanej w 2005 r. (z pomocą bezzałogowego statku Mars Global Surveyor), paski te ukazują tektonikę płyt 4 miliardy lat temu, zanim przestało działać dynamo planety, powodując gwałtowne osłabienie pola magnetycznego. Przyczyny tego gwałtownego osłabienia nie są jasne. Zakłada się, że funkcjonowanie dynama wynosi 4 miliardy. lat temu tłumaczy się obecnością asteroidy, która krążyła w odległości 50-75 tysięcy kilometrów wokół Marsa i powodowała niestabilność w jej jądrze. Następnie asteroida spadła do granicy Roche'a i zapadła się. Jednak samo to wyjaśnienie zawiera niejasności i jest kwestionowane w środowisku naukowym.
Historia geologiczna
Globalna mozaika 102 zdjęć orbitera Viking 1 z 22 lutego 1980 r.
Być może w odległej przeszłości, w wyniku zderzenia z dużym ciałem niebieskim, rotacja jądra ustała, 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 przenika prawie bez przeszkód do marsjańskiej atmosfery, a wiele reakcji fotochemicznych pod wpływem promieniowania słonecznego zachodzących w jonosferze i powyżej Ziemi można zaobserwować na Marsie niemal na samym początku powierzchnia.
Historia geologiczna Marsa obejmuje trzy następujące epoki:
Epoka Noahicka (nazwana na cześć „Ziemii Noahickiej”, regionu Marsa): Powstanie najstarszej zachowanej powierzchni Marsa. Trwał od 4,5 miliarda do 3,5 miliarda lat temu. W tym okresie powierzchnia była zniszczona licznymi kraterami uderzeniowymi. Prawdopodobnie w tym okresie powstał płaskowyż Tharsis, z intensywnym przepływem wody później.
Era Hesperii: od 3,5 miliarda lat temu do 2,9 - 3,3 miliarda lat temu. Epoka ta charakteryzuje się powstawaniem ogromnych pól lawy.
Era Amazonii (nazwana na cześć „Równiny Amazonki” na Marsie): 2,9–3,3 miliarda lat temu do dnia dzisiejszego. Obszary utworzone w tej epoce mają bardzo niewiele kraterów po meteorytach, ale poza tym są zupełnie inne. W tym okresie powstała góra Olimp. W tym czasie strumienie lawy rozprzestrzeniały się w innych częściach Marsa.
Księżyce Marsa
Naturalnymi satelitami Marsa są Fobos i Deimos. Obydwa zostały odkryte przez amerykańskiego astronoma Asapha Halla w 1877 roku. Fobos i Deimos mają nieregularny kształt i są bardzo małe. Według jednej z hipotez mogą one reprezentować planetoidy takie jak (5261) Eureka z trojańskiej grupy planetoid przechwyconych przez pole grawitacyjne Marsa. Satelity zostały nazwane na cześć postaci towarzyszących bogu Aresowi (czyli Marsowi), Fobosowi i Deimosowi, uosabiających strach i grozę, którzy pomagali bogu wojny w bitwach.
Oba satelity obracają się wokół swoich osi w takim samym okresie jak wokół Marsa, więc zawsze są zwrócone w tę samą stronę w stronę planety. Wpływ pływowy Marsa stopniowo spowalnia ruch Fobosa i ostatecznie doprowadzi do upadku satelity na Marsa (jeśli obecny trend się utrzyma) lub do jego rozpadu. Wręcz przeciwnie, Deimos oddala się od Marsa.
Obydwa satelity mają kształt zbliżony do trójosiowej elipsoidy, Fobos (26,6x22,2x18,6 km) jest nieco większy od Deimosa (15x12,2x10,4 km). Powierzchnia Deimosa wydaje się znacznie gładsza ze względu na fakt, że większość kraterów pokryta jest drobnoziarnistym materiałem. Oczywiście na Fobosie, który jest bliższy planety i bardziej masywny, substancja wyrzucona podczas uderzeń meteorytów albo spowodowała wielokrotne uderzenia w powierzchnię, albo spadła na Marsa, natomiast na Deimosie przez długi czas pozostawała na orbicie wokół satelity, stopniowo osiadając i ukrywanie nierównego terenu.
Życie na Marsie
Popularny pogląd, że Marsa zamieszkują inteligentni Marsjanie, rozpowszechnił się pod koniec XIX wieku.
Obserwacje Schiaparelliego dotyczące tzw. kanałów w połączeniu z książką Percivala Lowella na ten sam temat spopularyzowały ideę planety, której klimat stawał się coraz bardziej suchy, zimniejszy, umierający i na której istniała starożytna cywilizacja zajmująca się pracami irygacyjnymi.
Liczne inne obserwacje i ogłoszenia znanych osób dały początek tak zwanej „gorączce marsjańskiej” wokół tego tematu. W 1899 roku, badając zakłócenia atmosferyczne w sygnałach radiowych za pomocą odbiorników w Obserwatorium w Kolorado, wynalazca Nikola Tesla zaobserwował powtarzający się sygnał. Następnie zasugerował, że może to być sygnał radiowy z innych planet, takich jak Mars. W wywiadzie z 1901 roku Tesla powiedział, że przyszło mu do głowy, że zakłócenia mogą być spowodowane sztucznie. Choć nie potrafił rozszyfrować ich znaczenia, nie było dla niego możliwe, aby powstały zupełnie przez przypadek. Jego zdaniem było to powitanie z jednej planety na drugą.
Teoria Tesli wzbudziła entuzjastyczne poparcie słynnego brytyjskiego fizyka Williama Thomsona (Lord Kelvin), który odwiedzając Stany Zjednoczone w 1902 roku powiedział, że jego zdaniem Tesla złapał sygnał od Marsjan wysłanych do Stanów Zjednoczonych. Jednak Kelvin zaczął stanowczo zaprzeczać temu stwierdzeniu przed opuszczeniem Ameryki: „Właściwie powiedziałem, że mieszkańcy Marsa, gdyby istnieli, z pewnością widzieliby Nowy Jork, zwłaszcza światło pochodzące z elektryczności”.
Obecnie obecność wody w stanie ciekłym na jej powierzchni uważa się za warunek rozwoju i utrzymania życia na planecie. Istnieje również wymóg, aby orbita planety znajdowała się w tzw. strefie zamieszkiwalnej, która dla Układu Słonecznego zaczyna się za Wenus, a kończy na półosi wielkiej orbity Marsa. Podczas peryhelium Mars znajduje się w tej strefie, ale cienka atmosfera o niskim ciśnieniu zapobiega pojawianiu się wody w stanie ciekłym na dużym obszarze przez długi czas. Najnowsze dowody sugerują, że jakakolwiek woda na powierzchni Marsa jest zbyt słona i kwaśna, aby mogło na niej istnieć trwałe życie podobne do ziemskiego.
Brak magnetosfery i wyjątkowo cienka atmosfera Marsa również stanowią wyzwanie dla utrzymania życia. Na powierzchni planety występuje bardzo słaby ruch przepływów ciepła, jest ona słabo izolowana przed bombardowaniem cząsteczkami wiatru słonecznego, ponadto po podgrzaniu woda natychmiast odparowuje, omijając stan ciekły z powodu niskiego ciśnienia. Mars znajduje się także na progu tzw. „śmierć geologiczna”. Koniec aktywności wulkanicznej najwyraźniej zatrzymał obieg minerałów i pierwiastków chemicznych pomiędzy powierzchnią a wnętrzem planety.
Dowody sugerują, że planeta była wcześniej znacznie bardziej podatna na podtrzymywanie życia niż obecnie. Jednak do chwili obecnej nie odnaleziono na nim żadnych pozostałości organizmów. W ramach programu Viking, prowadzonego w połowie lat 70. XX wieku, przeprowadzono serię eksperymentów mających na celu wykrycie mikroorganizmów w marsjańskiej glebie. Przyniosło to pozytywne rezultaty, takie jak tymczasowy wzrost emisji CO2 po umieszczeniu cząstek gleby w wodzie i podłożu uprawowym. Jednak niektórzy naukowcy [przez kogo?] zakwestionowali ten dowód życia na Marsie. Doprowadziło to do ich długiego sporu z naukowcem z NASA Gilbertem Levinem, który twierdził, że Viking odkrył życie. Po ponownej ocenie danych dotyczących Wikingów w świetle aktualnej wiedzy naukowej na temat ekstremofili ustalono, że przeprowadzone eksperymenty nie były wystarczająco zaawansowane, aby wykryć te formy życia. Co więcej, testy te mogą nawet zabić organizmy, nawet jeśli były one zawarte w próbkach. Badania przeprowadzone w ramach programu Phoenix wykazały, że gleba ma odczyn bardzo zasadowy i zawiera magnez, sód, potas i chlorki. W glebie jest wystarczająco dużo składników odżywczych, aby podtrzymać życie, ale formy życia należy chronić przed intensywnym światłem ultrafioletowym.
Co ciekawe, w niektórych meteorytach pochodzenia marsjańskiego odkryto formacje przypominające kształtem najprostsze bakterie, chociaż wielkością mniejszą od najmniejszych organizmów lądowych. Jednym z takich meteorytów jest ALH 84001, znaleziony na Antarktydzie w 1984 roku.
Na podstawie obserwacji z Ziemi i danych ze statku kosmicznego Mars Express w atmosferze Marsa odkryto metan. W warunkach marsjańskich gaz ten rozkłada się dość szybko, dlatego musi istnieć stałe źródło jego uzupełniania. Źródłem takim może być albo aktywność geologiczna (ale na Marsie nie odkryto żadnych aktywnych wulkanów), albo działalność bakterii.
Obserwacje astronomiczne z powierzchni Marsa
Po wylądowaniu automatycznych pojazdów na powierzchni Marsa możliwe stało się prowadzenie obserwacji astronomicznych bezpośrednio z powierzchni planety. Ze względu na astronomiczne położenie Marsa w Układzie Słonecznym, charakterystykę atmosfery, okres orbitalny Marsa i jego satelitów, obraz nocnego nieba Marsa (i zjawisk astronomicznych obserwowanych z planety) różni się od tego na Ziemi i pod wieloma względami wydaje się niezwykły i interesujący.
Kolor nieba na Marsie
Podczas wschodu i zachodu słońca marsjańskie niebo w zenicie przybiera barwę czerwono-różową, a w bezpośrednim sąsiedztwie dysku słonecznego – od błękitu do fioletu, co jest całkowitym przeciwieństwem obrazu ziemskich świtów.
W południe niebo Marsa jest żółto-pomarańczowe. Powodem takich różnic w kolorach ziemskiego nieba są właściwości rzadkiej, rozrzedzonej, zawierającej pył atmosfery Marsa. Na Marsie rozpraszanie promieni Rayleigha (które na Ziemi jest przyczyną niebieskiego koloru nieba) odgrywa niewielką rolę, jego działanie jest słabe. Prawdopodobnie żółto-pomarańczowy kolor nieba jest również spowodowany obecnością 1% magnetytu w cząsteczkach pyłu stale zawieszonych w marsjańskiej atmosferze i unoszonych przez sezonowe burze piaskowe. Zmierzch zaczyna się na długo przed wschodem słońca i trwa długo po zachodzie słońca. Czasami kolor marsjańskiego nieba przybiera fioletową barwę w wyniku rozproszenia światła na mikrocząsteczkach lodu wodnego w chmurach (to ostatnie jest zjawiskiem dość rzadkim).
Słońce i planety
Rozmiar kątowy Słońca obserwowanego z Marsa jest mniejszy niż rozmiar widoczny z Ziemi i stanowi 2/3 tego ostatniego. Merkury z Marsa będzie praktycznie niedostępny do obserwacji gołym okiem ze względu na jego ogromną bliskość do Słońca. Najjaśniejszą planetą na niebie Marsa jest Wenus, na drugim miejscu znajduje się Jowisz (jego cztery największe satelity można obserwować bez teleskopu), a na trzecim Ziemia.
Ziemia jest planetą wewnętrzną dla Marsa, tak jak Wenus dla Ziemi. W związku z tym z Marsa Ziemię obserwuje się jako gwiazdę poranną lub wieczorną, wschodzącą przed świtem lub widoczną 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 mag) zielonkawa gwiazda, obok której łatwo będzie widoczna żółtawa i słabsza (około 0,9) gwiazda Księżyca. W teleskopie oba obiekty będą pokazywały 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 można oddzielić Księżyc od Ziemi: po tygodniu „gwiazdy” Księżyc i Ziemia połączą się w jedną gwiazdę, nierozłączną dla oka, a po kolejnym tygodniu Księżyc będzie ponownie widoczny w maksymalnej odległości, ale po drugiej stronie Ziemi. Od czasu do czasu obserwator na Marsie będzie mógł zaobserwować przejście (tranzyt) Księżyca przez dysk ziemski lub odwrotnie, zasłonięcie Księżyca przez dysk ziemski. Maksymalna pozorna odległość Księżyca od Ziemi (i ich pozorna jasność) obserwowana z Marsa będzie się znacznie różnić w zależności od względnych pozycji Ziemi i Marsa, a co za tym idzie, odległości między planetami. W epokach opozycji będzie to około 17 minut kątowych, przy maksymalnej odległości między Ziemią a Marsem – 3,5 minuty łuku. Ziemię, podobnie jak inne planety, będziemy obserwować w paśmie konstelacji zodiaku. Astronom na Marsie będzie mógł także obserwować przejście Ziemi przez tarczę Słońca, najbliższe przejście nastąpi 10 listopada 2084 roku.
Satelity - Fobos i Deimos
Przejście Fobosa przez dysk słoneczny. Zdjęcia z Opportunity
Fobos obserwowany z powierzchni Marsa ma pozorną średnicę około 1/3 tarczy Księżyca na ziemskim niebie i pozorną jasność około -9 (w przybliżeniu taką samą jak Księżyc w pierwszej ćwiartce fazy). Fobos wschodzi na zachodzie i zachodzi na wschodzie, by wschodzić ponownie 11 godzin później, przecinając w ten sposób marsjańskie niebo dwa razy dziennie. Ruch tego szybkiego księżyca po niebie będzie łatwo zauważalny przez całą noc, podobnie jak zmieniające się fazy. Gołym okiem będzie można dostrzec największą płaskorzeźbę Fobosa – krater Stickney. Deimos wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie, pojawia się jako jasna gwiazda bez zauważalnego widocznego dysku, o wielkości około -5mag (nieco jaśniejsza niż Wenus na ziemskim niebie), powoli przecinająca niebo w ciągu 2,7 marsjańskich dni. Obydwa satelity można obserwować na nocnym niebie w tym samym czasie, w tym przypadku Fobos przesunie się w stronę Deimosa.
Zarówno Fobos, jak i Deimos są wystarczająco jasne, aby obiekty na powierzchni Marsa rzucały w nocy wyraźne cienie. Oba satelity mają stosunkowo niskie nachylenie orbity w stosunku do równika Marsa, co uniemożliwia ich obserwację na wysokich północnych i południowych szerokościach geograficznych planety: na przykład Fobos nigdy nie wznosi się nad horyzontem na północ od 70,4° N. w. lub na południe od 70,4° S. cii.; dla Deimosa wartości te wynoszą 82,7° N. w. i 82,7°S w. Na Marsie można zaobserwować zaćmienie Fobosa i Deimosa, gdy wchodzą one w cień Marsa, a także zaćmienie Słońca, które ma jedynie pierścieniowy charakter ze względu na mały rozmiar kątowy Fobosa w porównaniu z dyskiem słonecznym.
Sfera niebiańska
Biegun północny na Marsie, ze względu na nachylenie osi planety, znajduje się w gwiazdozbiorze Łabędzia (współrzędne równikowe: rektascensja 21h 10m 42s, deklinacja +52° 53,0Ω i nie jest oznaczony jasną gwiazdą: najbliższa biegun to słaba gwiazda szóstej mag BD +52 2880 (inne jej oznaczenia to HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Południowy biegun niebieski (współrzędne 9h 10m 42s i -52° 53,0) znajduje się kilka stopni od gwiazdy Kappa Parus (pozorna jasność 2,5mag) - w zasadzie można ją uważać za gwiazdę bieguna południowego Marsa.
Konstelacje zodiakalne ekliptyki marsjańskiej są podobne do tych obserwowanych z Ziemi, z jedną różnicą: obserwując roczny ruch Słońca wśród konstelacji, ono (podobnie jak inne planety, w tym Ziemia) opuszcza wschodnią część konstelacji Ryb , będzie przechodzić przez 6 dni przez północną część konstelacji Wieloryba przed ponownym wejściem do zachodnich Ryb.
Historia eksploracji Marsa
Eksploracja Marsa rozpoczęła się dawno temu, bo 3,5 tysiąca lat temu, w starożytnym Egipcie. Pierwsze szczegółowe raporty na temat położenia Marsa zostały opracowane przez astronomów babilońskich, którzy opracowali szereg matematycznych metod przewidywania położenia planety. Wykorzystując dane pochodzące od Egipcjan i Babilończyków, starożytni greccy (hellenistyczni) filozofowie i astronomowie opracowali szczegółowy model geocentryczny wyjaśniający ruch planet. Kilka wieków później astronomowie indyjscy i islamscy oszacowali wielkość Marsa i jego odległość od Ziemi. W XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował model heliocentryczny opisujący Układ Słoneczny za pomocą kołowych orbit planet. Jego wyniki zostały zweryfikowane przez Johannesa Keplera, który wprowadził dokładniejszą eliptyczną orbitę Marsa, zbieżną z obserwowaną.
W 1659 roku Francesco Fontana, patrząc na Marsa przez teleskop, wykonał pierwszy rysunek planety. Przedstawił czarną plamę pośrodku wyraźnie określonej kuli.
W 1660 roku do czarnej plamy dodano dwie czapy polarne, dodane przez Jeana Dominique'a Cassiniego.
W 1888 r. Giovanni Schiaparelli, który studiował w Rosji, nadał pierwsze nazwy poszczególnym cechom powierzchni: morza Afrodyty, Morza Erytrejskiego, Adriatyckiego, Cymeryjskiego; jeziora Sun, Lunnoe i Phoenix.
Rozkwit teleskopowych obserwacji Marsa przypadł na koniec XIX - połowę XX wieku. Wynika to w dużej mierze z zainteresowania opinii publicznej i dobrze znanych kontrowersji naukowych wokół obserwowanych kanałów marsjańskich. Wśród astronomów ery przedkosmicznej, którzy w tym okresie prowadzili teleskopowe obserwacje Marsa, najbardziej znani to Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. To oni położyli podwaliny pod areografię i opracowali pierwsze szczegółowe mapy powierzchni Marsa - choć po przylocie na Marsa okazały się one niemal całkowicie błędne.
Kolonizacja Marsa
Szacowany wygląd Marsa po terraformowaniu
Warunki naturalne stosunkowo zbliżone do ziemskich ułatwiają to zadanie. W szczególności są miejsca na Ziemi, w których warunki naturalne są podobne do tych na Marsie. Ekstremalnie niskie temperatury w Arktyce i Antarktydzie są porównywalne nawet z najzimniejszymi temperaturami na Marsie, a równik Marsa może być w miesiącach letnich tak ciepły (+20°C), jak na Ziemi. Na Ziemi są także pustynie, które swoim wyglądem przypominają marsjański krajobraz.
Istnieją jednak znaczne różnice między Ziemią a Marsem. W szczególności pole magnetyczne Marsa jest około 800 razy słabsze niż ziemskie. W połączeniu z rozrzedzoną (setki razy w porównaniu z ziemską) atmosferą zwiększa to ilość promieniowania jonizującego docierającego do jej powierzchni. Pomiary wykonane przez amerykańską bezzałogową sondę kosmiczną Mars Odyssey wykazały, że promieniowanie tła na orbicie Marsa jest 2,2 razy wyższe niż promieniowanie tła na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. Średnia dawka wynosiła około 220 miliradów dziennie (2,2 miligramów dziennie lub 0,8 grejów rocznie). 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 i dawka wynosi 0,2-0,3 Gy rocznie i różni się znacznie w zależności od terenu, wysokości nad poziomem morza i lokalnych pól magnetycznych.
Skład chemiczny minerałów powszechnych na Marsie jest bardziej zróżnicowany niż w przypadku innych ciał niebieskich w pobliżu Ziemi. Według korporacji 4Frontiers jest ich wystarczająco dużo, aby zasilić nie tylko samego Marsa, ale także Księżyc, Ziemię i pas asteroid.
Czas lotu z Ziemi na Marsa (przy obecnych technologiach) wynosi 259 dni w przypadku półelipsy i 70 dni w przypadku paraboli. Do komunikacji z potencjalnymi koloniami można wykorzystać komunikację radiową, która ma opóźnienie 3-4 minut w każdym kierunku podczas największego zbliżenia planet (co powtarza się co 780 dni) i około 20 minut. w maksymalnej odległości planet; zobacz Konfiguracja (astronomia) .
Do chwili obecnej nie podjęto żadnych praktycznych kroków w celu kolonizacji Marsa, ale trwa rozwój kolonizacji, na przykład projekt Centenary Spaceship, opracowanie nadającego się do zamieszkania modułu do przebywania na planecie Deep Space Habitat.
Orbita Marsa jest wydłużona, dlatego odległość do Słońca zmienia się w ciągu roku o 21 milionów km. Odległość od Ziemi również nie jest stała. Podczas Wielkich Opozycji Planet, które zdarzają się raz na 15-17 lat, kiedy Słońce, Ziemia i Mars ustawiają się w jednej linii, Mars zbliża się do Ziemi na maksymalnie 50-60 milionów km. Ostatnia Wielka Konfrontacja miała miejsce w 2003 roku. Maksymalna odległość Marsa od Ziemi sięga 400 milionów km.
Rok na Marsie jest prawie dwukrotnie dłuższy niż na Ziemi – 687 ziemskich dni. Oś jest nachylona do orbity - 65°, co prowadzi do zmiany pór roku. Okres obrotu wokół własnej osi wynosi 24,62 godziny, czyli tylko o 41 minut dłużej niż okres obrotu Ziemi. Nachylenie równika względem orbity jest prawie takie jak nachylenie Ziemi. Oznacza to, że zmiana dnia i nocy oraz zmiana pór roku na Marsie przebiega niemal tak samo jak na Ziemi.
Według obliczeń jądro Marsa ma masę aż 9% masy planety. Składa się z żelaza i jego stopów i występuje w stanie ciekłym. Mars ma grubą skorupę o grubości 100 km. Pomiędzy nimi znajduje się płaszcz krzemianowy wzbogacony w żelazo. Czerwony kolor Marsa można dokładnie wytłumaczyć faktem, że jego gleba składa się w połowie z tlenków żelaza. Wydawało się, że planeta „zardzewiała”.
Niebo nad Marsem jest ciemnofioletowe, a jasne gwiazdy są widoczne nawet w dzień, przy spokojnej pogodzie. Atmosfera ma następujący skład (ryc. 46): dwutlenek węgla – 95%, azot – 2,5%, wodór atomowy, argon – 1,6%, reszta to para wodna, tlen. Zimą dwutlenek węgla zamarza, zamieniając się w suchy lód. W atmosferze występują rzadkie chmury, a w zimnych porach roku nad nizinami i na dnie kraterów występuje mgła.
Ryż. 46. Skład atmosfery Marsa
Średnie ciśnienie atmosferyczne na poziomie powierzchni wynosi około 6,1 mbar. To 15 000 razy mniej niż i 160 razy mniej niż powierzchnia Ziemi. W najgłębszych zagłębieniach ciśnienie osiąga 12 mbar. Atmosfera Marsa jest bardzo rzadka. Mars jest zimną planetą. Najniższa zarejestrowana temperatura na Marsie wynosi -139°C. Planeta charakteryzuje się ostrymi zmianami temperatury. Amplituda temperatury może wynosić 75-60°C. Na Marsie znajdują się strefy klimatyczne podobne do tych na Ziemi. W strefie równikowej w południe temperatura wzrasta do +20-25°C, a w nocy spada do -40°C. W strefie umiarkowanej temperatura rano wynosi 50-80°C.
Uważa się, że kilka miliardów lat temu Mars miał atmosferę o gęstości 1-3 barów. Przy tym ciśnieniu woda powinna być w stanie ciekłym, a dwutlenek węgla powinien odparować i mógłby wystąpić efekt cieplarniany (jak na Wenus). Jednak Mars stopniowo tracił atmosferę ze względu na małą masę. Zmniejszył się efekt cieplarniany, pojawiła się wieczna zmarzlina i czapy polarne, które obserwuje się do dziś.
Najwyższy wulkan w Układzie Słonecznym, Olympus Mons, znajduje się na Marsie. Jego wysokość wynosi 27 400 m, a średnica podstawy wulkanu sięga 600 km. To wygasły wulkan, z którego najprawdopodobniej doszło do erupcji lawy około 1,5 miliarda lat temu.
Ogólna charakterystyka planety Mars
Obecnie na Marsie nie znaleziono ani jednego aktywnego wulkanu. W pobliżu Olimpu znajdują się inne gigantyczne wulkany: Góra Askrian, Góra Pavolina i Góra Arsia, których wysokość przekracza 20 km. Wypływająca z nich lawa, zanim zastygła, rozprzestrzeniła się we wszystkich kierunkach, przez co wulkany mają kształt bardziej przypominający placki niż stożki. Na Marsie znajdują się także wydmy, gigantyczne kaniony i uskoki, a także kratery po meteorytach. Najbardziej ambitnym systemem kanionów jest Valles Marineris o długości 4 tys. km. W przeszłości na Marsie mogły płynąć rzeki, które opuściły obserwowane obecnie kanały.
W 1965 roku amerykańska sonda Mariner 4 przesłała pierwsze zdjęcia Marsa. Na podstawie tych, a także zdjęć z Marinera 9, radzieckich sond Mars 4 i Mars 5 oraz amerykańskich Viking 1 i Viking 2, które działały w 1974 roku, powstała pierwsza mapa Marsa. A w 1997 roku amerykański statek kosmiczny dostarczył na Marsa robota - sześciokołowy wózek o długości 30 cm i wadze 11 kg. Robot przebywał na Marsie od 4 lipca do 27 września 1997 r., badając tę planetę. Programy o jego ruchach emitowano w telewizji i Internecie.
Mars ma dwa satelity – Deimosa i Fobosa.
Założenie o istnieniu dwóch satelitów na Marsie poczynił w 1610 roku niemiecki matematyk, astronom, fizyk i astrolog Johannesa Keplera (1571 — 1630), który odkrył prawa ruchu planet.
Jednak satelity Marsa zostały odkryte dopiero w 1877 roku przez amerykańskiego astrologa Asafa Halla (1829-1907).
> Porównanie Marsa i Ziemi
Porównaj Marsa i planetę Ziemię. Czym się różnią i podobne: wielkość, atmosfera, grawitacja, odległość od Słońca, warunki życia, cechy w liczbach ze zdjęciami.
Wcześniej naukowcy sądzili, że powierzchnia Marsa jest usiana systemem kanałów. Z tego powodu zaczęli wierzyć, że planeta wygląda podobnie do naszej i jest w stanie pomieścić życie. Ale gdy przestudiowaliśmy to szczegółowo, zdaliśmy sobie sprawę, że istnieje wiele różnic między obiektami.
Teraz Czerwona Planeta jest zamarzniętą pustynią, ale dawno temu ten świat był podobny do naszego. Zbiegają się pod względem wielkości, nachylenia osiowego, struktury, składu i obecności wody. Jednak różnice uniemożliwiają nam szybką kolonizację planety. Zobaczmy, czym różnią się Mars i planeta Ziemia.
Porównanie wielkości, masy, orbity Ziemi i Marsa
Średni promień Ziemi wynosi 6371 km, a masa 5,97 × 10 24 kg, dlatego zajmujemy 5. miejsce pod względem wielkości i masy. Promień Marsa na równiku wynosi 3396 km (0,53 masy Ziemi), a jego masa wynosi 6,4185 x 10 23 kg (15% masy Ziemi). Na górnym zdjęciu widać o ile mniejszy jest Mars od Ziemi.
Objętość Ziemi wynosi 1,08321 x 10 12 km 3, a objętość Marsa 1,6318 x 10¹¹ km³ (0,151 Ziemi). Gęstość powierzchniowa Marsa wynosi 3,711 m/s², co stanowi 37,6% masy Ziemi.
Ich ścieżki orbitalne są zupełnie inne. Średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi 149 598 261 km, a wahania wahają się od 147 095 000 km do 151 930 000 km. Maksymalna odległość Marsa wynosi 249 200 000 000 km, a jego bliskość to 206 700 000 000 km. Co więcej, jego okres orbitalny sięga 686,971 dni.
Ale ich obrót gwiazdowy jest prawie taki sam. Jeśli mamy 23 godziny, 56 minut i 4 sekundy, to Mars ma 24 godziny i 40 minut. Zdjęcie pokazuje poziom osiowego nachylenia Marsa i Ziemi.
Istnieje również podobieństwo w nachyleniu osi: marsjański 25,19° w porównaniu z ziemskim 23°. Oznacza to, że od Czerwonej Planety można spodziewać się sezonowości.
Struktura i skład Ziemi i Marsa
Ziemia i Mars są przedstawicielami planet ziemskich, co oznacza, że mają podobną budowę. Jest to rdzeń metalowy z płaszczem i skorupą. Jednak gęstość Ziemi (5,514 g/cm3) jest większa niż gęstość Marsa (3,93 g/cm3), co oznacza, że na Marsie znajdują się lżejsze pierwiastki. Poniższy rysunek porównuje budowę Marsa i planety Ziemia.
Jądro Marsa rozciąga się na długości 1795 +/-65 km i składa się z żelaza i niklu oraz 16-17% siarki. Obie planety mają płaszcz krzemianowy wokół jądra i solidną skorupę powierzchniową. Płaszcz Ziemi rozciąga się na długości 2890 km i składa się ze skał krzemianowych z żelazem i magnezem, a skorupa zajmuje 40 km, gdzie oprócz żelaza i magnezu występuje granit.
Płaszcz Marsa ma zaledwie 1300-1800 km i jest również reprezentowany przez skałę krzemianową. Ale jest częściowo lepki. Kora – 50-125 km. Okazuje się, że przy prawie tej samej strukturze różnią się grubością warstw.
Cechy powierzchni Ziemi i Marsa
Tutaj widać największy kontrast. Nie bez powodu nazywamy się Błękitną Planetą, która jest przepełniona wodą. Ale Czerwona Planeta to zimne i opuszczone miejsce. Jest dużo brudu i tlenku żelaza, dlatego pojawia się czerwony kolor. W obszarach polarnych woda występuje w postaci lodu. Również niewielka ilość pozostaje pod powierzchnią.
Istnieją podobieństwa w krajobrazie. Obie planety zawierają wulkany, góry, grzbiety, wąwozy, płaskowyże, kaniony i równiny. Na Marsie znajduje się także największa góra w Układzie Słonecznym, Olympus Mons, i najgłębsza przepaść, Valles Marineris.
Obie planety ucierpiały w wyniku ataków asteroid i meteorytów. Ale na Marsie te ślady są lepiej zachowane, a niektóre mają miliardy lat. Wszystko przez ciśnienie powietrza i brak opadów, które niszczą formacje na naszej planecie.
Uwagę przyciągają marsjańskie kanały i wąwozy, którymi w przeszłości mogła przepływać woda. Uważa się, że przyczyną jego powstania mogła być erozja wodna. Rozciągają się na 2000 km długości i 100 km szerokości.
Atmosfera i temperatura Ziemi i Marsa
Tutaj planety są radykalnie różne. Ziemia ma gęstą warstwę atmosfery podzieloną na 5 kul. Mars ma cienką atmosferę, a ciśnienie wynosi 0,4-0,87 kPa. Atmosfera ziemska składa się z azotu (78%) i tlenu (21%), podczas gdy skład atmosfery Marsa to dwutlenek węgla (96%), argon (1,93%) i azot (1,89%).
Miało to również wpływ na różnicę w odczytach temperatury. Średnia temperatura na Ziemi wynosi 14°C, maksymalna to 70,7°C, a minimalna spada do -89,2°C.
Ze względu na cienką warstwę atmosfery i odległość od Słońca Mars jest znacznie chłodniejszy. Średnia spada do -46°C, minimalna osiąga -143°C i może ogrzać się do 35°C. Atmosfera Marsa zawiera również ogromną ilość pyłu (wielkość cząstek wynosi 1,5 mikrometra), dlatego planeta wydaje się czerwona.
Pola magnetyczne Ziemi i Marsa
Dynamo ziemskie napędzane jest obrotem rdzenia, który wytwarza prąd i pole magnetyczne. Proces ten jest niezwykle ważny, ponieważ chroni życie ziemskie. Podziwiaj pola magnetyczne Marsa i Ziemi na tym diagramie NASA.
Magnetosfera Ziemi działa jak tarcza uniemożliwiająca przedostanie się niebezpiecznych promieni kosmicznych na powierzchnię. Ale dla Marsa jest słaby i brakuje mu integralności. Uważa się, że są to jedynie pozostałości pierwotnej magnetosfery, która jest obecnie rozproszona w różnych obszarach planety. Największe napięcie panuje bliżej strony południowej.
Być może magnetosfera zniknęła w wyniku intensywnego ataku meteorytu. Albo chodzi o proces chłodzenia, który doprowadził do zatrzymania dynama 4,2 miliarda lat temu. Następnie do pracy włączył się wiatr słoneczny, wywiewając pozostałości wraz z atmosferą i wodą.
Satelity Ziemi i Marsa
Planety mają satelity. Nasz Księżyc jest jedynym sąsiadem odpowiedzialnym za pływy. Jest z nami od dawna i jest odciśnięty w wielu kulturach. To nie tylko jeden z największych satelitów w systemie, ale i najczęściej badany.
Marsa krążą dwa księżyce: Fobos i Deimos. Znaleziono je w 1877 r. Ich imiona nadano na cześć synów boga wojny Aresa: strach i przerażenie. Fobos rozciąga się na długości ponad 22 km, a jego oddalenie waha się od 9234,42 km do 9517,58 km. Jedno przejście zajmuje 7 godzin. Uważa się, że za 10–50 milionów lat satelita uderzy w planetę.
Średnica Deimosa wynosi 12 km, a trasa orbity wynosi 23455,5 km - 23470,9 km. Obejście trwa 1,26 dnia. Istnieją również dodatkowe satelity, których średnica nie przekracza 100 m. Mogą tworzyć pierścień pyłowy.
Uważa się, że Fobos i Deimos były wcześniej asteroidami przyciąganymi przez grawitację. Wskazuje na to ich skład i niskie albedo.
Wnioski dotyczące Ziemi i Marsa
Przyjrzeliśmy się dwóm planetom. Porównajmy ich główne parametry (Ziemia po lewej i Mars po prawej):
- Średni promień: 6371 km / 3396 km.
- Waga: 59,7 x 10 23 kg / 6,42 x 10 23 kg.
- Objętość: 10,8 x 10 11 km 3 / 1,63 x 10¹¹ km³.
- Półoś: 0,983 – 1,015 a.u. / 1,3814 – 1,666 au
- Ciśnienie: 101,325 kPa / 0,4 - 0,87 kPa.
- Grawitacja: 9,8 m/s² / 3,711 m/s²
- Średnia temperatura: 14°C / -46°C.
- Wahania temperatury: ±160°C / ±178°C.
- Nachylenie osiowe: 23° / 25,19°.
- Długość dnia: 24 godziny/24 godziny i 40 minut.
- Długość roku: 365,25 dni / 686,971 dni.
- Woda: obfita/przerywana (w postaci lodu).
- Polarne czapy lodowe: Tak / Tak.
Widzimy, że Mars jest w porównaniu z nami planetą małą i pustynną. Jego charakterystyka pokazuje, że kolonialiści będą musieli stawić czoła ogromnej liczbie trudności. A jednak jesteśmy gotowi podjąć ryzyko i wyruszyć w podróż. Co więcej, odległość od Ziemi do Marsa jest stosunkowo niewielka. Może pewnego dnia uczynimy z niego nasz drugi dom.
