Серед об'єктів Сонячної системи Марс продовжує залишатися найцікавішою та найдосліджуванішою планетою. За весь час пильного вивчення людиною нашого ближнього космосу лише четверта планета Сонячної системи удостоїлася такої уваги. Причина такого підвищеного інтересу до нашого сусіда полягає не лише у його відносній близькості до нашого світу. Червона планета цікава людству з погляду можливості освоєння позаземного простору.
Ті дані, які сьогодні є про Меркурію і Венеру вказують на те, що це чужі, ворожі для нас світи. Для цих планет природа приготувала долю фізичних та хімічних лабораторій. Марс же за багатьма параметрами вже не такий похмурий і неживий. Недарма цій планеті належать літературні лаври батьківщини першої позаземної цивілізації. Чому Марс такий цікавий для нас? З чим насправді має справу людина, звертаючи свій погляд на маленьку, червону зірочку на нічному небосхилі.
Опис червоної планети
Зі всього списку планет Сонячної системи Марс є чи не єдиним космічним об'єктом, до якого сьогодні може долетіти людина. Це друга найближча до нас планета Сонячної системи. Навіть той рівень розвитку техніки, якого досягла людська цивілізація, дозволяє будувати плани дослідження Марса та здійснення польоту людини на четверту планету нашої зіркової системи. Орієнтовно для здійснення цієї масштабної та грандіозної програми потрібно ще 10-15 років. Однак якщо порівнювати підготовчі заходи, які йдуть зараз у цьому напрямку, з програмою відвідування людиною Місяця, різниця очевидна.
За багатьма даними, отриманими останнім часом за допомогою автоматичних космічних зондів і марсоходів, можливо, на червоній планеті мільйони років тому могло б існувати життя. Недарма, вивчаючи отримані знімки поверхні планети Марс, вчені всіх мастей одностайні на думці наш сусід не безнадійний. Є всі причини вважати, що четверта планета могла бути ще однією оазою життя в нашій Сонячній системі. Цьому сприяють астрофізичні параметри планети, дані про марсіанську атмосферу, кліматичну картину на поверхні нашого сусіда.
До того ж, якщо марсіанські полюси вкриті крижаними шапками, має право на життя версія про наявність рідкої води в надрах планети. Якщо буде доведено, що вода в рідкому стані може бути в природі червоної планети, значить питання пошуку форм життя в цьому суворому місці — лише справа часу.
Впевненості прихильникам корисності Марса для освоєння людиною, надає інформація про склад марсіанського повітря та схожі на Землю астрофізичні параметри. Навіть за умови, що атмосфера планети далека за своїм складом від земного повітряного прошарку, можна говорити про відносно прийнятні умови. Сильно розріджена атмосфера не вселяє оптимізму, проте певною мірою це краще, ніж та картина, яку ми спостерігаємо на Меркурії чи гарячій Венері. Вчені вважають, що за кліматичними параметрами на Марсі цілком непогана погода. Суворі морози з температурами до -170 ° С у полярних областях змінюються на тропічну спеку в екваторіальних районах. Влітку температура досягає позначки +20°С. Однак у зимовий час і особливо вночі температура може опускатися до позначки – 125°С.
Іншими словами, за відповідної технічної та фізичної підготовки людини, марсіанське середовище може бути придатним для проживання. Не варто скидати з рахунків той факт, що такі кліматичні умови стали результатом космічного катаклізму. Не виключено, що в далекому минулому планети клімат на планеті був теплішим і на планеті буяло марсіанське життя. Цього не можна сказати стосовно інших планет земної групи, де геть-чисто відсутні найменші натяки на існування умов для зародження життя.
Відомості, які сьогодні зібрані науковою спільнотою, дають підстави вважати Червону планету зручним плацдармом для подальшого освоєння космосу. Численні роботи вчених, польоти автоматичних зондів до планети та доставка на Марс марсоходів дозволили отримати багато корисної інформації. Ми тепер знаємо практично все про марсіанську грунт, маємо уявлення про найжорстокіших пилових бурях. Вчені отримали детальні знімки майже всієї поверхні планети, включаючи північні та південні полярні шапки. Залишається лише обробити тонни отриманої інформації та зробити відповідні висновки.
Коротка характеристика та особливості планети
З погляду академічної науки, Марс – яскраво виражена планета земної групи. Трохи витягнута орбіта планети розташована в 1,5 рази далі від Сонця, ніж орбіта Землі. У перигелії Марс віддаляється від нашої зірки на відстань 250 млн км, а в афелії планету Марс від Сонця розділяє відстань в 207 млн км. Розмір Червоної планети вдвічі поступається нашій Землі. Діаметр четвертої планети становить 6 779 км., проти 12 742 км. діаметр Землі.
Якщо за своїми розмірами Марс лише вдвічі програє Землі, то за масою Червона планета вдесятеро легша за нашу блакитну красуню, 6,39E23 кг проти 5,972E24 кг. Відповідно, прискорення вільного падіння у нашого сусіда становить лише 3,72 м/с2 проти 9,807 м/с2. За всіх своїх мініатюрних розмірів, рельєф у планети досить різноманітний. На Червоній планеті присутні гори і долини, є великі западини, глибокі каньйони і навіть метеоритні кратери, подібні до місячних утворень. На поверхні нашого сусіда виявлені згаслі вулкани, що свідчать про бурхливу молодість Марса. Тут знаходиться найвищий вулкан у Сонячній системі – гора Олімп. Його вершина упирається у марсіанське небо, досягаючи 26 кілометрів висоти. Цей згаслий вулкан є рекордсменом, висота якого в 2,5 рази перевищує відносну висоту земного вулкана Мауна-Кеа.
Однак, незважаючи на різноманітний рельєф, ландшафт на Марсі досить нудний та одноманітний. Гірські масиви змінюються безкрайні кам'янисті пустелі. Світлі області лежить на поверхні планети прийнято називати материками, тоді як темні ділянки є марсіанськими морями. Ці елементи марсіанського рельєфу займають понад 70% площі південної півкулі Марса.
При всій одноманітності марсіанської поверхні планета має свою фішку. Обидві півкулі Марса істотно відрізняються як за морфологічними ознаками, так і з точки зору інтенсивності зовнішнього впливу. У північній півкулі в рельєфі домінують долини і гладкі рівнини, хоча сама поверхня планети в цій частині нижча за середній рівень. У південній півкулі переважають метеорні кратери, а сама поверхня є піднятою. Цей факт певною мірою пояснює наявність тектонічних плит, які робили рух у давнину. Похмурий марсіанський ландшафт прикрашають лише полярні шапки, що є на північному та на південному полюсі планети.
Як і всі планети земної групи, Марс має класичну будову:
- кора, товщиною від 100 км на полюсах іо 8 км в екваторіальній області в районі западини Еллада;
- проміжний шар, що складається з напіврідких порід;
- силікатна мантія завтовшки 1300-1500 км;
- залізне ядро діаметром 2960 км, яке наполовину є рідким.
На Червоній планеті є власна атмосфера. У її складі чільне місце посідає вуглекислий газ. Найменшою мірою повітряна маса планети містить азот, водень та кисень. Наявність водяної пари дуже обмежена. Завдяки сильній розрідженості атмосферний тиск на Марсі менший за земний тиск у 150 разів, всього 6,1 Мілібар. При цьому товщина газової оболонки навколо планети становить 110 км.
Оцінюючи фізичні відомості про планету, варто звернути увагу на астрофізичні параметри Марса, які багато в чому подібні до земних параметрів. Четверта планета здійснює повний оберт навколо нашої зірки за 687 земних діб. При цьому швидкість обертання червоної планети навколо власної осі практично дорівнює швидкості обертання Землі – 24 години та 37 хвилин. Тобто час на планеті виглядає, як і на Землі. Завдяки своєму куту нахилу та швидкості обертання Марс має зміну пір року, що є досить рідкісним явищем для інших планет Сонячної системи. Тривалість сезонів лежить на поверхні нашого сусіда різна. У північній півкулі літо триває 177 марсіанських діб, тоді як у південній півкулі літо на 21 день коротше.
Короткий опис та характер досліджень Марса
З перших польотів у космос, людина не залишала спроб розпочати вивчення сусідніх планет. Першим до Червоної планети попрямував американський космічний зонд «Марінер-4», який вперше сфотографував Марс зблизька, пролітаючи повз планету. Наступні місії були вже більш ґрунтовними і мали прикладний характер. Американський зонд «Марінер-9» долетівши до четвертої планети, став його першим штучним супутником. 1971 року першу в історію посадку на Марсі здійснила радянська АМС «Марс-3». Незважаючи на вдалу посадку, радянський апарат прожив лише 14 секунд. Наступні спроби висадитись на Марс закінчувалися невдачами.
Тільки американській АМС «Вікінг-1» вкотре вдалося здійснити м'яку посадку на планету та надати людині перші знімки поверхні Марса. У цій же експедиції апаратом вперше було взято зразки марсіанського ґрунту та отримано дані про склад ґрунту. Далі із завидною регулярністю до четвертої планети вирушали радянські та американські космічні апарати, автоматичні зонди космічних агентств різних країн, включаючи Китай, Японію та Європейське Співтовариство. Протягом наступних 45 років з моменту першого польоту «Маринера-4» у бік Марса із Землі було організовано 48 експедицій до Червоної планети. З цієї кількості майже половина місій закінчилася невдачами.
На сьогоднішній день планету продовжують досліджувати наступні апарати:
- орбітальний супутник Марса - американський апарат "Марс-Одіссей";
- з орбіти планети автоматичний зонд Європейської космічної агенції «Марс-Експрес»;
- американський орбітальний апарат «Maven» та супутник військового відомства;
- орбітальний індійський зонд «Мангальян» та космічний зонд «Трейс гас Орбітер» ЄКА та Роскосмосу.
Безпосередньо на планеті продовжують роботу два американські марсоходи «Опортьюніті» і «К'юріосіті», які вже стали легендарними творіннями людської думки. Численні космічні зонди, автоматичні марсіанські станції та марсоходи – вся ця техніка є арсеналом, кинутим науковим співтовариством вивчення червоної планети.
Постійні супутники Марса
У Марса, незважаючи на його розміри, є два природні супутники - Фобос і Деймос, тривісні еліпсоїди з розмірами 26,8 22,4 18,4 км і 1512,2 10,4 км відповідно.
Точне походження цих небесних тіл невідоме. Розміри марсіанських супутників та його форма викликають численні суперечки прибічників різних теорій походження Фобоса і Деймоса. Передбачається, що це астероїди, захоплені червоною планетою на зорі утворення Сонячної системи. Постачальником матеріалу для супутників Марса вважається пояс астероїдів, що розташувався між четвертою планетою та Юпітером.
Прихильники іншої версії походження супутників червоної планети схиляються до їхньої штучної природи. Створити та запустити два штучно створені небесні тіла могла давня марсіанська цивілізація.
Якщо спостерігати Землю і Марс з певної відстані, стає очевидно, що демонструють деякі разючі відмінності. У першому випадку переважаючі кольори – це білі та сині, що відповідають хмарам та океанам, з коричневими відтінками континентів. Таким чином, існування води на її різних станах (твердому в полярних льодовиках, рідкому в океанах і морях і в газоподібному стані в атмосфері) очевидне. А присутність води передбачає існування життя.
Фактично навіть із орбітальних супутників можна побачити інтенсивну біологічну активність планети. Це видно з антарктичного морського льоду або сезонних змін кольорів лісових масивів.
Земля (перша повна фотографія планети, отримана від Аполлона 17, з Антарктидою нагорі) та Марс (зображення, зроблене HST). Зверніть увагу, зображення наведені не в реальному масштабі, оскільки Марс значно менший за нашу планету (екваторіальні діаметри 12 756,28 і 6 794,4 кілометра відповідно).
Червона планета
Марс зовсім інший. На поверхні переважають різні відтінки оранжевого кольору, викликані високим вмістом оксиду заліза. Залежно від сезону та положення Червоної Планети щодо Землі, один із полюсів Марса може бути видно астрономам, і в цьому випадку білий колір йому надає сухий лід (твердий вуглекислий газ). Проте кілька досліджень, проведених останніми роками, дали вченим зрозуміти, що є вода і що динаміка життєвого циклу цієї сполуки планети досить складна.
Марс має тонку атмосферу, що складається переважно з двоокису вуглецю (95,32%), азоту (2,7%), аргону (1,4%) та слідів кисню (0,13%). Атмосфера Землі складається в основному з азоту (78,1%), кисню (20,94%), аргону (0,93%) і змінної кількості двоокису вуглецю (становить близько 0,035% і швидко зростає). Середні температури на планетах сильно різняться: -55 градусів за Цельсієм (ºC) у випадку з Марсом з мінімумами близько -133 ºC та максимумами близько +27 ºC; і в середньому близько +15 ºC у разі Землі з мінімумами -89,4 ºC (позначена в Антарктиді, хоча нещодавно була зареєстрована температура -93,2 ºC при проведенні вимірювань, зроблених супутником) та максимуми +58 ºC, виміряна в Ель-Азізі , Лівія.
Середня температура Землі залежить від парникового ефекту, викликаного газами, що знаходяться в атмосфері, головним чином двоокисом вуглецю, водяною парою, озоном (молекулами кисню з трьома атомами кисню замість двох, яким ми дихаємо) та метаном. В іншому випадку середня температура на Землі була б приблизно на 33 ºC нижче, близько -18 ºC, і тому вода була б у твердому стані на більшій території планети.
Внутрішня будова
У разі Марса та Землі їхня внутрішня структура ділиться на три добре диференційовані області: кору, мантію та ядро. Проте, на відміну Землі, ядро Марса суцільне і створює своє власне магнітне полі. При цьому Марс має локальні магнітні поля, які є реліктовими залишками глобального поля, що існувало, можливо, коли Марс володів частково рідким ядром. Фактична відсутність на Червоній планеті тектоніки плит, яку ми знаємо на Землі, що викликає сильну вулканічну активність і орогенез (гороутворення), означає, що марсіанська грунт набагато старше, ніж океанське дно і континенти Землі. Наприклад, велика рівнинна низовина південної півкулі, Рівнина Еллада, була утворена впливом великого небесного тіла близько 3900 мільйонів років тому. У разі Землі свідчення про подію такого віку давно зникли б у її особи.
Порівняння профілів висот обох планет показує, що вони дуже різні: у той час як більша частина континентальної сухопутної маси Землі зосереджена в північній півкулі, де до того ж відсутня полярний континент, у північній півкулі на Марсі домінують велика північна рівнинна низовина, знаходячи метрів нижче за нульову позначку висот Марса. Вона розташована на висоті, де тиск атмосфери становить 6,1 мілібар і знаходиться потрійна точка води, при якій речовина співіснує у твердому, рідкому та газоподібному одночасно. У разі води точне значення становить 273,16 К (0,01 °С) при тиску 6,1173 мілібар. Отже, нижче за точку відліку висот Марса (наприклад, на рівні Hellas Planitia), можна було б знайти рідку воду, якби температура там була досить високою.
На відміну від того, як це виглядає на Марсі, у південній півкулі Землі переважають океани та моря, хоча в топографічному профілі нашої планети виділяються кілька континентальних масивів, які піднімаються на значні висоти над рівнем моря (наприклад, Антарктичне плато). Ситуація на Марсі однорідніша. Найбільша різниця між планетами полягає в тому, що велика кількість води у твердому стані зосереджена на Південному полюсі Землі. Вона займає площу близько 14 мільйонів квадратних кілометрів влітку, але, включно з морським лідом, може збільшитися до 30 мільйонів. Розмір же, досягнутий марсіанською Антарктидою, набагато менший – близько 140 000 квадратних кілометрів, і її склад дуже відрізняється від земного. Як згадувалося раніше, у ній переважає сухий лід.
Цікаво, що в Антарктиді ми знаходимо деякі близькі подібності з Марсом, а саме наявність низьких температур і знижену вологість. Це стосується системи долини Мак-Мердо, розташованої дуже близько до узбережжя, яка геологічно може мати еквіваленти на Марсі.
Чи є життя на Марсі?
Чи існує життя на Марсі чи ні, чи там колись була якась біологічна діяльність, залишається відкритим питанням. Деякі дослідження показують, що марсіанська земля надто солона для життя, щоб вона могла там розвиватися. Однак на нашій планеті існує безліч прикладів живих істот, які розвиваються у ворожих умовах. Вони відомі як .
Долина Мак-Мердо в Антарктиді, недалеко від узбережжя. Ця система, як правило, не містить снігу та надзвичайно суха. Тому вона може бути схожою на деякі марсіанські райони. Джерело: НАСА, супутник Terra та інструмент ASTER. Космічні апарати на Марсі
Декілька космічних апаратів останнім часом успішно висадилися на Марсі. Одним з них був планети, що досягла поверхні, далеко на півночі Phoenix Mars Lander в 2008 році. Його дані показали вченим рівнину, вкриту багатокутними формами, що нагадують ті, що є в подібних регіонах Землі. Це вічна мерзлота, яка твердне і плавиться сезонно, що свідчить про наявність води на планеті. У Фенікса були відповідні інструменти для буріння та аналізу цих структур, включаючи вивчення їхнього хімічного складу. Він намагався визначити, чи є якісь органічні сполуки (хоч і не обов'язково біологічні) на арктичних рівнинах Марса.
Порівняння арктичних рівнин на Марсі (вище) у зображенні, отриманому від американського зонда Phoenix Mars Lander та Землі (Шпіцберген, Норвегія, Арктика). Пізніше марсохід Curiosity приземлився у районі марсіанського екватора у 2012 році. Він все ще перебуває в експлуатації та провів за час своєї роботи безліч експериментів, включаючи буріння гірських порід.
У будь-якому разі, ми повинні пам'ятати, що принаймні на нашій планеті є живі істоти (екстремофіли), які можуть зростати в справді дивовижних умовах: від кислих середовищ до підводних вулканічних кальдер за високих температур. Типовим прикладом такого місця є екосистема Ріо Тінто. На жаль, не можна виключати, що деякі із зондів, які приземлилися на Червоній планеті, можливо, забруднили її біологічним матеріалом.
Обидві планети мають цікаві подібності та великі відмінності.
Більшість ще Марса належить відкрити, і найімовірніше не нам, а майбутнім поколінням землян.
Марс – четверта за віддаленістю від Сонця і сьома (передостання) за розмірами планета Сонячної системи; маса планети становить 10,7 % Землі. Названа на честь Марса - давньоримського бога війни, що відповідає давньогрецькому Аресу. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червоний відтінок поверхні, що надається їй оксидом заліза.
Марс - планета земної групи з розрідженою атмосферою (тиск біля поверхні у 160 разів менший за земний). Особливостями поверхневого рельєфу Марса можна вважати ударні кратери на кшталт місячних, а також вулкани, долини, пустелі та полярні льодовикові шапки на зразок земних.
У Марса є два природні супутники - Фобос і Деймос (у перекладі з давньогрецької - «страх» і «жах» - імена двох синів Ареса, які супроводжували його в бою), які відносно малі (Фобос - 26x21 км, Деймос - 13 км у поперечнику ) та мають неправильну форму.
Великі протистояння Марсу, 1830-2035 рр.
| Рік | Дата | Відстань, а. е. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 вересня | 0,388 |
| 1845 | 18 серпня | 0,373 |
| 1860 | 17 липня | 0,393 |
| 1877 | 5 вересня | 0,377 |
| 1892 | 4 серпня | 0,378 |
| 1909 | 24 вересня | 0,392 |
| 1924 | 23 серпня | 0,373 |
| 1939 | 23 липня | 0,390 |
| 1956 | 10 вересня | 0,379 |
| 1971 | 10 серпня | 0,378 |
| 1988 | 22 вересня | 0,394 |
| 2003 | 28 серпня | 0,373 |
| 2018 | 27 липня | 0,386 |
| 2035 | 15 вересня | 0,382 |
Марс - четверта за віддаленістю від Сонця (після Меркурія, Венери та Землі) і сьома за розмірами (перевищує за масою і діаметром тільки Меркурій) планета Сонячної системи. Маса Марса складає 10,7 % маси Землі (6,423 1023 кг проти 5,9736 1024 кг для Землі), об'єм - 0,15 об'єму Землі, а середній лінійний діаметр - 0,53 діаметра Землі (6800 км).
Рельєф Марса має багато унікальних рис. Марсіанський згаслий вулкан гора Олімп - найвища гора в Сонячній системі, а долини Марінер - найбільший каньйон. Крім цього, у червні 2008 року три статті, опубліковані в журналі Nature, представили докази існування в північній півкулі Марса найбільшого відомого ударного кратера в Сонячній системі. Його довжина - 10600 км, а ширина - 8500 км, що приблизно в чотири рази більше, ніж найбільший ударний кратер, до того також виявлений на Марсі, поблизу його південного полюса.
На додаток до схожості поверхневого рельєфу, Марс має період обертання і зміну пори року аналогічні земним, але його клімат значно холодніший і сухіший за земний.
Аж до першого прольоту Марса космічного апарату «Марінер-4» у 1965 році багато дослідників вважали, що на його поверхні є вода в рідкому стані. Ця думка була заснована на спостереженнях за періодичними змінами у світлих та темних ділянках, особливо у полярних широтах, які були схожі на континенти та моря. Темні борозни поверхні Марса інтерпретувалися деякими спостерігачами як іригаційні канали для рідкої води. Пізніше було підтверджено, що ці борозни були оптичною ілюзією.
Через низький тиск вода не може існувати в рідкому стані на поверхні Марса, але цілком імовірно, що в минулому умови були іншими, тому наявність примітивного життя на планеті виключати не можна. 31 липня 2008 року воду в стані льоду було виявлено на Марсі космічним апаратом НАСА «Фенікс» (англ. «Phoenix»).
У лютому 2009 року орбітальне дослідницьке угруповання на орбіті Марса налічувало три функціонуючі космічні апарати: «Марс Одіссей», «Марс-експрес» та «Марсіанський розвідувальний супутник», це більше, ніж біля будь-якої іншої планети, крім Землі.
Поверхню Марса зараз досліджували два марсоходи: «Спіріт» та «Опортьюніті». На поверхні Марса знаходяться також кілька неактивних посадкових модулів та марсоходів, які завершили дослідження.
Зібрані ними геологічні дані дозволяють припустити, що більшість поверхні Марса раніше покривала вода. Спостереження протягом останнього десятиліття дозволили виявити у деяких місцях на поверхні Марса слабку гейзерну активність. За спостереженнями з космічного апарату Марс Глобал Сервейор, деякі частини південної полярної шапки Марса поступово відступають.
Марс можна побачити із Землі неозброєним оком. Його видима зоряна величина досягає 2,91m (при максимальному зближенні із Землею), поступаючись яскравістю лише Юпітеру (і то далеко не завжди під час великого протистояння) і Венері (але лише вранці або ввечері). Як правило, під час великого протистояння, помаранчевий Марс є найяскравішим об'єктом нічного земного неба, але це відбувається лише один раз на 15-17 років протягом одного - двох тижнів.
Орбітальні характеристики
Мінімальна відстань від Марса до Землі становить 55760000 км (коли Земля знаходиться точно між Сонцем і Марсом), максимальна - близько 401 млн км (коли Сонце знаходиться точно між Землею і Марсом).
Середня відстань від Марса до Сонця становить 228 млн км (1,52 а. е.), період обігу навколо Сонця дорівнює 687 земним суткам. Орбіта Марса має досить помітний ексцентриситет (0,0934), тож відстань до Сонця змінюється від 206,6 до 249,2 млн км. Нахилення орбіти Марса дорівнює 1,85 °.
Марс найближчий до Землі під час протистояння, коли планета перебуває у напрямку, протилежному Сонцю. Протистояння повторюються кожні 26 місяців у різних точках орбіти Марса та Землі. Але раз на 15-17 років протистояння припадають на той час, коли Марс знаходиться поблизу свого перигелія; у цих так званих великих протистояннях (останнє було у серпні 2003 року) відстань до планети мінімальна, і Марс досягає найбільшого кутового розміру 25,1” та яскравості 2,88m.
Фізичні характеристики
Порівняння розмірів Землі (середній радіус 6371 км) та Марса (середній радіус 3386,2 км)
За лінійним розміром Марс майже вдвічі менший за Землю - його екваторіальний радіус дорівнює 3396,9 км (53,2 % земного). Площа поверхні Марса приблизно дорівнює площі суші Землі.
Полярний радіус Марса приблизно на 20 км менший за екваторіальний, хоча період обертання у планети більший, ніж у Землі, що дає привід припустити зміну швидкості обертання Марса з часом.
Маса планети - 6,418 1023 кг (11% маси Землі). Прискорення вільного падіння на екваторі дорівнює 3,711 м/с (0,378 земного); перша космічна швидкість становить 3,6 км/сек і друга - 5,027 км/сек.
Період обертання планети – 24 години 37 хвилин 22,7 секунд. Таким чином, марсіанський рік складається з 668,6 марсіанської сонячної доби (званої солами).
Марс обертається навколо своєї осі, нахиленої до перпендикуляра площини орбіти під кутом 24 56?. Нахил осі обертання Марса забезпечує зміну пори року. При цьому витягнутість орбіти призводить до великих відмінностей у їх тривалості - так, північна весна та літо, разом узяті, тривають 371 сол, тобто помітно більше половини марсіанського року. У той же час вони припадають на ділянку орбіти Марса, віддалену від Сонця. Тому на Марсі північне літо довге та прохолодне, а південне – коротке та спекотне.
Атмосфера та клімат
Атмосфера Марса, фото орбітера «Вікінг», 1976 р. Зліва видно «кратер-смайлик» Галле
Температура на планеті коливається від -153 на полюсі взимку і до +20 ° C на екваторі опівдні. Середня температура становить -50°C.
Атмосфера Марса, що складається переважно з вуглекислого газу, дуже розріджена. Тиск на поверхні Марса в 160 разів менше земного - 6,1 мбар на середньому рівні поверхні. Через великий перепад висот на Марсі тиск біля поверхні сильно змінюється. Орієнтовна товщина атмосфери - 110 км.
За даними НАСА (2004), атмосфера Марса складається на 95,32% вуглекислого газу; також у ній міститься 2,7 % азоту, 1,6 % аргону, 0,13 % кисню, 210 ppm водяної пари, 0,08 % чадного газу, оксид азоту (NO) - 100 ppm, неон (Ne) - 2, 5 ppm, напівважка вода водень-дейтерій-кисень (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) – 0,08 ppm.
За даними апарату, що спускається АМС «Вікінг» (1976), в марсіанській атмосфері було визначено близько 1-2% аргону, 2-3% азоту, а 95% - вуглекислий газ. За даними АМС "Марс-2" і "Марс-3", нижня межа іоносфери знаходиться на висоті 80 км, максимум електронної концентрації 1,7 · 105 електрон/см3 розташований на висоті 138 км, інші два максимуми знаходяться на висотах 85 і 107 км.
Радіоосвітлення атмосфери на радіохвилях 8 і 32 см АМС «Марс-4» 10 лютого 1974 р. показало наявність нічної іоносфери Марса з головним максимумом іонізації на висоті 110 км і концентрацією електронів 4,6 · 103 електрон/см3, а також вторинними максимумами 65 та 185 км.
Атмосферний тиск
За даними НАСА на 2004 рік тиск атмосфери на середньому радіусі становить 6,36 мб. Щільність біля поверхні ~0,020 кг/м3, загальна маса атмосфери ~2,5·1016 кг.
Зміна атмосферного тиску на Марсі в залежності від часу доби, зафіксована посадковим модулем Mars Pathfinder у 1997 році.
На відміну від Землі, маса марсіанської атмосфери сильно змінюється протягом року через танення і намерзання полярних шапок, що містять вуглекислий газ. Під час зими 20-30 відсотків усієї атмосфери наморожується на полярній шапці, що складається з вуглекислоти. Сезонні перепади тиску, за різними джерелами, становлять такі значення:
За даними НАСА (2004): від 4.0 до 8.7 мбар на середньому радіусі;
За даними Encarta (2000): від 6 до 10 мбар;
За даними Zubrin та Wagner (1996): від 7 до 10 мбар;
За даними посадкового апарату Вікінг-1: від 6,9 до 9 мбар;
За даними посадкового апарату Mars Pathfinder: від 6,7 мбар.
Ударна западина Еллада (Hellas Impact Basin) – найглибше місце, де можна виявити найвищий атмосферний тиск на Марсі.
У місці посадки зонда АМС Марс-6 в районі Еритрейського моря було зафіксовано тиск біля поверхні 6,1 мілібару, що на той момент вважалося середнім тиском на планеті, і від цього рівня було зумовлено відраховувати висоти та глибини на Марсі. За даними цього апарату, отриманими під час спуску, тропопауза знаходиться на висоті приблизно 30 км, де тиск становить 5 10-7 г/см3 (як на Землі на висоті 57 км).
Область Еллада (Марс) настільки глибока, що атмосферний тиск досягає приблизно 12,4 мілібар, що вище потрійної точки води (~6,1 мб) і нижче точки кипіння. За досить високої температури вода могла б існувати там у рідкому стані; при такому тиску вода закипає і перетворюється на пару вже при +10 °C.
На вершині найвищого 27-кілометрового вулкана Олімп тиск може становити від 0,5 до 1 мбар (Zurek 1992).
До висадки на поверхню Марса посадкових модулів тиск було виміряно за рахунок ослаблення радіосигналів з АМС Марінер-4, Марінер-6 та Марінер-7 при їх заході за марсіанський диск - 6,5 ± 2,0 мб на середньому рівні поверхні, що у 160 разів менше від земного; такий самий результат показали спектральні спостереження АМС Марс-3. При цьому в розташованих нижче середнього рівня областях (наприклад, у марсіанській Амазонії) тиск, згідно з цими вимірами, досягає 12 мегабайт.
Починаючи з 1930-х років. Радянські астрономи намагалися визначати тиск атмосфери методами фотографічної фотометрії – щодо розподілу яскравості вздовж діаметра диска у різних діапазонах світлових хвиль. Французькі вчені Б.Ліо та О.Дольфюс проводили з цією метою спостереження поляризації розсіяного атмосферою Марсу світла. Зведення оптичних спостережень опублікував американський астроном Ж. де Вокулер в 1951 році, і за ними виходив тиск 85 мб, завищений майже в 15 разів через перешкоди з боку атмосферного пилу.
Клімат
Мікроскопічне фото конкреції гематиту розміром 1,3 см, зняте марсоходом «Опортьюніті» 2 березня 2004 р., показує присутність у минулому рідкої води
Клімат, як і Землі, носить сезонний характер. У холодну пору року навіть поза полярними шапками на поверхні може утворюватися світла іня. Апарат "Фенікс" зафіксував снігопад, проте сніжинки випаровувалися, не досягаючи поверхні.
За даними НАСА (2004 р.), середня температура становить ~210 K (-63 °C). За даними посадкових апаратів Вікінг, добовий температурний діапазон становить від 184 K до 242 K (від -89 до -31 ° C) (Вікінг-1), а швидкість вітру: 2-7 м/с (літо), 5-10 м /с (осінь), 17-30 м/с (пиловий шторм).
За даними посадкового зонда Марс-6, середня температура тропосфери Марса становить 228 K, у тропосфері температура зменшується в середньому на 2,5 градуса на кілометр, а стратосфера, що знаходиться вище тропопаузи (30 км), має майже постійну температуру 144 K.
За даними дослідників із Центру імені Карла Сагана, в останні десятиліття на Марсі триває процес потепління. Інші фахівці вважають, що такі висновки робити поки що зарано.
Існують відомості, що в минулому атмосфера могла бути більш щільною, а клімат – теплим та вологим, і на поверхні Марса існувала рідка вода та йшли дощі. Доказом цієї гіпотези є аналіз метеориту ALH 84001, який засвідчив, що близько 4 мільярдів років тому температура Марса становила 18 ± 4 °C.
Пилові вихори
Пильні вихори, сфотографовані марсоходом «Опортьюніті» 15 травня 2005 р. Цифри в нижньому лівому куті відображають час у секундах з моменту першого кадру
Починаючи з 1970-х років. в рамках програми «Вікінг», а також марсоходом «Опортьюніті» та іншими апаратами було зафіксовано численні курні вихори. Це повітряні завихрення, що виникають біля поверхні планети і піднімають у повітря велику кількість піску та пилу. Вихори часто спостерігаються і на Землі (в англомовних країнах їх називають запорошеними демонами - dust devil), проте на Марсі вони можуть досягати набагато більших розмірів: у 10 разів вище і в 50 разів ширше за земні. У березні 2005 року вихор очистив сонячні батареї біля марсоходу «Спіріт».
Поверхня
Дві третини поверхні Марса займають світлі області, що отримали назву материків, близько третини - темні ділянки, які називаються морями. Моря зосереджена, в основному, у південній півкулі планети, між 10 і 40 ° широти. У північній півкулі є лише два великі моря - Ацидалійське та Великий Сирт.
Характер темних ділянок досі залишається предметом суперечок. Вони зберігаються, незважаючи на те, що на Марсі вирують пилові бурі. Свого часу це служило доказом на користь припущення, що темні ділянки покриті рослинністю. Наразі вважають, що це просто ділянки, з яких, через їхній рельєф, легко видувається пил. Великомасштабні знімки показують, що насправді темні ділянки складаються з груп темних смуг і плям, пов'язаних з кратерами, пагорбами та іншими перешкодами на шляху вітрів. Сезонні та довготривалі зміни їх розміру та форми пов'язані, мабуть, зі зміною співвідношення ділянок поверхні, покритих світлою та темною речовиною.
Півкулі Марса досить сильно відрізняються характером поверхні. У південній півкулі поверхня знаходиться на 1-2 км над середнім рівнем і густо усіяна кратерами. Ця частина Марса нагадує місячні материки. На півночі більша частина поверхні знаходиться нижче середнього рівня, тут мало кратерів, і основну частину займають відносно гладкі рівнини, які, ймовірно, утворилися в результаті затоплення лавою та ерозією. Така різниця півкуль залишається предметом дискусій. Кордон між півкулями слід приблизно великому колу, нахиленому на 30° до екватору. Кордон широка і неправильна і утворює схил у напрямі північ. Уздовж неї зустрічаються найеродованіші ділянки марсіанської поверхні.
Висунуто дві альтернативні гіпотези, що пояснюють асиметрію півкуль. Згідно з однією з них, на ранньому геологічному етапі літосферні плити «з'їхалися» (можливо, випадково) в одну півкулю, подібно до континенту Пангея на Землі, а потім «застигли» в цьому положенні. Інша гіпотеза передбачає зіткнення Марса з космічним тілом розміром із Плутон.
Топографічна карта Марса, за даними Mars Global Surveyor, 1999
Велика кількість кратерів у південній півкулі передбачає, що поверхня тут давня – 3-4 млрд років. Виділяють кілька типів кратерів: великі кратери з плоским дном, дрібніші і молоді чашоподібні кратери, схожі на місячні, кратери, оточені валом, і піднесені кратери. Останні два типи унікальні для Марса - кратери з валом утворилися там, де поверхнею текли рідкі викиди, а піднесені кратери утворилися там, де покривало викидів кратера захистило поверхню від вітрової ерозії. Найбільшою деталлю ударного походження є рівнина Еллада (приблизно 2100 км у поперечнику).
В області хаотичного ландшафту поблизу межі півкуль поверхня зазнала розломів і стисків великих ділянок, за якими іноді йшла ерозія (внаслідок зсувів або катастрофічного вивільнення підземних вод), а також затоплення рідкою лавою. Хаотичні ландшафти часто знаходяться на початку великих каналів, прорізаних водою. Найбільш прийнятною гіпотезою їхньої спільної освіти є раптове танення підповерхневого льоду.
Долини Марінер на Марсі
У північній півкулі, крім великих вулканічних рівнин, є дві області великих вулканів - Фарсида і Елізій. Фарсида - велика вулканічна рівнина протяжністю 2000 км, що досягає висоти 10 км над середнім рівнем. На ній знаходяться три великі щитові вулкани - гора Арсія, гора Павлина і гора Аскрійська. На краю Фарсиди знаходиться найвища на Марсі та в Сонячній системі гора Олімп. Олімп досягає 27 км висоти по відношенню до його основи і 25 км по відношенню до середнього рівня поверхні Марса, і охоплює площу 550 км діаметром, оточену урвищами, що місцями досягають 7 км висоти. Обсяг Олімпу в 10 разів перевищує обсяг найбільшого вулкана Землі Мауна-Кеа. Тут розташовано кілька менш великих вулканів. Елізій – височина до шести кілометрів над середнім рівнем, з трьома вулканами – купол Гекати, гора Елізій та купол Альбор.
За іншими даними (Faure та Mensing, 2007), висота Олімпу становить 21287 метрів над нульовим рівнем і 18 кілометрів над навколишньою місцевістю, а діаметр основи - приблизно 600 км. Основа охоплює площу 282 600 км2. Кальдера (поглиблення у центрі вулкана) має ширину 70 км та глибину 3 км.
Височина Фарсида також перетнута безліччю тектонічних розломів, часто дуже складних і протяжних. Найбільший з них - долини Марінер - тягнеться у широтному напрямку майже на 4000 км (чверть кола планети), досягаючи ширини 600 та глибини 7-10 км; за розмірами цей розлом можна порівняти зі Східноафриканським рифтом на Землі. На його крутих схилах відбуваються найбільші у Сонячній системі зсуви. Долини Марінер є найбільшим відомим каньйоном у Сонячній системі. Каньйон, відкритий космічним апаратом «Марінер-9» 1971 року, міг би зайняти всю територію США, від океану до океану.
Панорама кратера Вікторія, знята марсоходом «Опортьюніті». Вона була знята за три тижні, в період з 16 жовтня по 6 листопада 2006 року.
Панорама поверхні Марса в районі Husband Hill, знята марсоходом «Спіріт 23-28 листопада 2005 року».
Лід та полярні шапки
Північна полярна шапка влітку, фото Марс Глобал Сервейор. Довгий широкий розлом, що розтинає шапку зліва - Північний розлом
Зовнішній вигляд Марса сильно змінюється в залежності від пори року. Насамперед, кидаються у вічі зміни полярних шапок. Вони розростаються та зменшуються, створюючи сезонні явища в атмосфері та на поверхні Марса. Південна полярна шапка може досягати широти 50 °, північна - також 50 °. Діаметр постійної частини північної полярної шапки становить 1000 км. У міру того, як навесні полярна шапка в одній із півкуль відступає, деталі поверхні планети починають темніти.
Полярні шапки складаються з двох складових: сезонної – вуглекислого газу та вікової – водяного льоду. За даними з супутника Марс Експрес, товщина шапок може становити від 1 м до 3,7 км. Апарат Марс Одіссей виявив на південній полярній шапці Марса діючі гейзери. Як вважають фахівці НАСА, струмені вуглекислого газу з весняним потеплінням вириваються вгору на велику висоту, несучи із собою пил та пісок.
Фотографії Марса, на яких видно курну бурю. Червень – вересень 2001 р.
Весняне танення полярних шапок призводить до різкого підвищення тиску атмосфери та переміщення великих мас газу в протилежну півкулю. Швидкість вітрів, що дме при цьому, становить 10-40 м/с, іноді до 100 м/с. Вітер піднімає з поверхні велику кількість пилу, що призводить до пилових бур. Сильні пилові бурі майже повністю приховують поверхню планети. Пилові бурі помітно впливають на розподіл температури в атмосфері Марса.
У 1784 р. астроном У. Гершель звернув увагу до сезонні зміни розміру полярних шапок, за аналогією з таненням і намерзанням льодів у земних полярних областях. У 1860-ті роки. французький астроном Е.Ліє спостерігав хвилю потемніння навколо весняної полярної шапки, що танула, що тоді було витлумачено гіпотезою про розтікання талих вод і зростання рослинності. Спектрометричні вимірювання, проведені на початку XX ст. в обсерваторії Ловелла у Флагстаффі В. Слайфером, однак, не показали наявності лінії хлорофілу – зеленого пігменту земних рослин.
За фотографіями Марінера-7 вдалося визначити, що полярні шапки мають товщину в кілька метрів, а виміряна температура 115 K (-158 ° C) підтвердила можливість того, що вона складається із замерзлої вуглекислоти – «сухого льоду».
Височина, яка отримала назву гір Мітчелла, розташована поблизу південного полюса Марса, при таненні полярної шапки виглядає як білий острівець, оскільки в горах льодовики тануть пізніше, в тому числі і на Землі.
Дані апарату "Марсіанський розвідувальний супутник" дозволили виявити під кам'янистими осипами біля підніжжя гір значний шар льоду. Льодовик завтовшки в сотні метрів займає площу тисячі квадратних кілометрів, і його подальше вивчення здатне дати інформацію про історію марсіанського клімату.
Русла «річок» та інші особливості
На Марсі є безліч геологічних утворень, що нагадують водну ерозію, зокрема висохлі русла рік. Згідно з однією з гіпотез, ці русла могли сформуватися внаслідок короткочасних катастрофічних подій і не є доказом тривалого існування річкової системи. Проте останні дані свідчать, що річки текли протягом геологічно значимих проміжків часу. Зокрема, виявлено інвертовані русла (тобто русла, підняті над навколишньою місцевістю). На Землі подібні утворення формуються завдяки тривалому накопиченню щільних донних відкладень з подальшим висиханням та вивітрюванням навколишніх порід. Крім того, є свідчення зміщення русел у дельті річки при поступовому піднятті поверхні.
У південно-західній півкулі, у кратері Еберсвальді виявлено дельту річки площею близько 115 км2. Річка, що намила дельту, мала в довжину понад 60 км.
Дані марсоходів НАСА «Спірит» та «Опортьюніті» свідчать також про наявність води в минулому (знайдено мінерали, які могли утворитися лише внаслідок тривалого впливу води). Апарат "Фенікс" виявив поклади льоду безпосередньо в ґрунті.
Крім того, виявлені темні смуги на схилах пагорбів, що свідчать про появу рідкої солоної води на поверхні нашого часу. Вони з'являються невдовзі після літнього періоду і зникають до зими, «обтікають» різні перешкоди, зливаються і розходяться. "Складно уявити, що подібні структури могли сформуватися не з потоків рідини, а з чогось іншого", - заявив співробітник НАСА Річард Зурек.
На вулканічній височині Фарсида виявлено кілька незвичайних глибоких колодязів. Судячи з знімку апарату «Марсіанський розвідувальний супутник», зробленому в 2007 році, один із них має діаметр 150 метрів, а освітлена частина стінки сягає не менше, ніж на 178 метрів. Висловлено гіпотезу про вулканічне походження цих утворень.
Грунт
Елементний склад поверхневого шару марсіанського грунту за даними посадкових апаратів неоднаковий у різних місцях. Основна складова грунту - кремнезем (20-25%), що містить домішка гідратів оксидів заліза (до 15%), що надають грунту червоний колір. Є значні домішки сполук сірки, кальцію, алюмінію, магнію, натрію (одиниці відсотків кожного).
Згідно з даними зонда НАСА «Фенікс» (посадка на Марс 25 травня 2008 року), співвідношення pH та деякі інші параметри марсіанських ґрунтів близькі до земних, і на них теоретично можна було б вирощувати рослини. «Фактично, ми виявили, що ґрунт на Марсі відповідає вимогам, а також містить необхідні елементи для виникнення та підтримання життя як у минулому, так і в сьогоденні та майбутньому», повідомив провідний дослідник-хімік проекту Сем Кунейвс. Також за його словами, даний лужний тип ґрунту багато хто може зустріти на «своєму задньому дворі», і він цілком придатний для вирощування спаржі.
У місці посадки апарата в ґрунті є також значна кількість водяного льоду. Орбітальний зонд "Марс Одіссей" також виявив, що під поверхнею червоної планети є поклади водяного льоду. Пізніше це припущення було підтверджено іншими апаратами, але остаточно питання про наявність води на Марсі було вирішено в 2008 році, коли зонд «Фенікс», що сів поблизу північного полюса планети, отримав воду з марсіанського грунту.
Геологія та внутрішня будова
У минулому на Марсі, як і Землі відбувався рух літосферних плит. Це підтверджується особливостями магнітного поля Марса, місцями розташування деяких вулканів, наприклад у провінції Фарсіда, а також формою долини Марінер. Сучасний стан справ, коли вулкани можуть існувати набагато більш тривалий час, ніж на Землі і досягати гігантських розмірів, свідчить про те, що зараз цей рух швидше відсутній. На користь цього говорить той факт, що щитові вулкани ростуть в результаті повторних вивержень з одного і того ж жерла протягом тривалого часу. На Землі через рух літосферних плит вулканічні точки постійно змінювали своє становище, що обмежувало зростання щитових вулканів, і можливо дозволяло досягти їм висоти, як у Марсі. З іншого боку, різниця в максимальній висоті вулканів може пояснюватися тим, що через меншу силу тяжкості на Марсі можлива побудова вищих структур, які б не обрушилися під власною вагою.
Порівняння будови Марса та інших планет земної групи
Сучасні моделі внутрішньої будови Марса припускають, що Марс складається з кори із середньою товщиною 50 км (і максимальною до 130 км), силікатною мантією завтовшки 1800 км та ядра радіусом 1480 км. Щільність у центрі планети має досягати 8,5 г/см2. Ядро частково рідке і складається в основному із заліза з домішкою 14-17 % (за масою) сірки, причому вміст легких елементів удвічі вищий, ніж у ядрі Землі. Згідно з сучасними оцінками, формування ядра збіглося з періодом раннього вулканізму і тривало близько мільярда років. Приблизно той самий час зайняло часткове плавлення мантійних силікатів. Через меншу силу тяжкості на Марсі діапазон тисків у мантії Марса набагато менше, ніж Землі, отже у ній менше фазових переходів. Передбачається, що фазовий перехід олівіну в шпинелеву модифікацію починається на досить великих глибинах - 800 км (400 км на Землі). Характер рельєфу та інші ознаки дозволяють припустити наявність астеносфери, що з зон частково розплавленого речовини. Для деяких районів Марса складено докладну геологічну карту.
Відповідно до спостережень з орбіти та аналізу колекції марсіанських метеоритів поверхня Марса складається головним чином з базальту. Є деякі підстави припускати, що на частині марсіанської поверхні матеріал є більш кварцовмісним, ніж звичайний базальт і може бути подібний до андезитних каменів на Землі. Однак ці спостереження можна тлумачити на користь наявності кварцового скла. Значна частина більш глибокого шару складається із зернистого пилу оксиду заліза.
Магнітне поле Марса
У Марса було зафіксовано слабке магнітне поле.
Згідно з показаннями магнетометрів станцій Марс-2 і Марс-3, напруженість магнітного поля на екваторі становить близько 60 гам, на полюсі 120 гам, що в 500 разів слабше за земне. За даними АМС Марс-5, напруженість магнітного поля на екваторі становила 64 гами, а магнітний момент - 2,4 1022 ерстед см2.
Магнітне поле Марса вкрай нестійке, у різних точках планети його напруженість може відрізнятись від 1,5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з фізичними. Це говорить про те, що залізне ядро Марса перебуває у порівняльній нерухомості по відношенню до його кори, тобто механізм планетарного динамо, відповідальний за магнітне поле Землі, на Марсі не працює. Хоча на Марсі немає стійкого всепланетного магнітного поля, спостереження показали, що частини планетної кори намагнічені і що спостерігалася зміна магнітних полюсів цих частин у минулому. Намагніченість цих елементів виявилася схожою на смугові магнітні аномалії у світовому океані.
За однією теорією, опублікованою в 1999 році і перевіреною в 2005 році (за допомогою безпілотної станції Марс Глобал Сервейор), ці смуги демонструють тектоніку плит 4 мільярди років тому до того, як динамо-машина планети припинила виконувати свою функцію, що спричинило різке ослаблення. магнітного поля. Причини такого різкого послаблення не зрозумілі. Існує припущення, що функціонування динамо-машини 4 млдр. років тому пояснюється наявністю астероїда, який обертався на відстані 50-75 тисяч кілометрів навколо Марса та викликав нестабільність у його ядрі. Потім астероїд знизився до краю Роша і зруйнувався. Тим не менш, це пояснення саме містить неясні моменти і заперечується в науковому співтоваристві.
Геологічна історія
Глобальна мозаїка зі 102 зображень орбітера Вікінг-1 від 22 лютого 1980 року.
Можливо, у минулому внаслідок зіткнення з великим небесним тілом сталася зупинка обертання ядра, а також втрата основного об'єму атмосфери. Вважається, що втрата магнітного поля сталася близько 4 млрд. років тому. Внаслідок слабкості магнітного поля сонячний вітер практично безперешкодно проникає в атмосферу Марса, і багато фотохімічних реакцій під дією сонячної радіації, які на Землі відбуваються в іоносфері і вище, на Марсі можуть спостерігатися практично біля самої його поверхні.
Геологічна історія Марса містить у собі три наступні епохи:
Ноачіанська епоха (названа на честь «Ноачиської землі», району Марса): формування найбільш старої поверхні Марса, що збереглася до наших днів. Тривала у період 4,5 млрд - 3,5 млрд років тому. У цю епоху поверхня була порубана численними ударними кратерами. Плато провінції Фарсіда було ймовірно сформоване в цей період з інтенсивним обтіканням водою пізніше.
Гесперійська ера: від 3,5 млрд. років тому до 2,9 - 3,3 млрд. років тому. Ця епоха відзначена освітою величезних лавових полів.
Амазонійська ера (названа на честь «Амазонської рівнини» на Марсі): 2,9-3,3 млрд. років тому до наших днів. Райони, що утворилися в цю епоху, мають дуже мало метеоритних кратерів, але в іншому вони повністю різняться. Гора Олімп сформована у цей період. В цей час в інших частинах Марсу розливалися лавові потоки.
Супутники Марса
Природними супутниками Марса є Фобос та Деймос. Обидва вони відкриті американським астрономом Асафом Холлом у 1877 році. Фобос та Деймос мають неправильну форму та дуже маленькі розміри. За однією з гіпотез, вони можуть бути захоплені гравітаційним полем Марса астероїди на кшталт (5261) Евріка з Троянської групи астероїдів. Супутники названі на честь персонажів, які супроводжують бога Ареса (тобто Марса), - Фобоса і Деймоса, які уособлюють страх і страх, які допомагали богові війни у битвах.
Обидва супутники обертаються навколо своїх осей з тим самим періодом, що й навколо Марса, тому завжди повернуті до планети однією і тією ж стороною. Припливна дія Марса поступово уповільнює рух Фобоса, і врешті-решт призведе до падіння супутника на Марс (при збереженні поточної тенденції) або його розпаду. Навпаки, Деймос віддаляється від Марса.
Обидва супутники мають форму, що наближається до триосного еліпсоїда, Фобос (26,6x22,2x18,6 км) дещо більший за Деймоса (15x12,2x10,4 км). Поверхня Деймоса виглядає набагато гладкішою за рахунок того, що більшість кратерів покрита тонкозернистою речовиною. Очевидно, на Фобосі, ближчому до планети і масивнішому, речовина, викинута при ударах метеоритів, або завдавала повторних ударів по поверхні, або падала на Марс, у той час як на Деймосі вона довгий час залишалася на орбіті навколо супутника, поступово осаджуючи і приховуючи нерівності рельєфу.
Життя на Марсі
Популярна ідея, що Марс населений розумними марсіанами, поширилася наприкінці ХІХ століття.
Спостереження Скіапареллі так званих каналів, у поєднанні з книгою Персіваля Лоуелла з тієї ж теми зробили популярною ідею про планету, клімат якої ставав все суші, холодніше, яка вмирала і в якій існувала давня цивілізація, яка провадить іригаційні роботи.
Інші численні спостереження та оголошення відомих осіб породили навколо цієї теми так звану Марсіанську лихоманку (Mars Fever). У 1899 році, під час вивчення атмосферних перешкод у радіосигналі, використовуючи приймачі в Колорадській обсерваторії, винахідник Нікола Тесла спостерігав сигнал, що повторюється. Потім він висловив здогад, що це може бути радіосигнал з інших планет, наприклад Марса. В інтерв'ю 1901 року Тесла сказав, що йому спало на думку думка про те, що перешкоди можуть бути викликані штучно. Хоча він не зміг розшифрувати їхнє значення, для нього було неможливим те, що вони виникли випадково. На його думку, це було привітання однієї планети до іншої.
Теорія Тесли викликала гарячу підтримку відомого британського вченого-фізика Вільяма Томсона (лорда Кельвіна), який, відвідавши США в 1902 році, сказав, що на його думку Тесла піймав сигнал марсіан, надісланий до США. Однак потім Кельвін став рішуче заперечувати цю заяву перед тим, як залишив Америку: «Насправді я сказав, що жителі Марса, якщо вони існують, безперечно, можуть бачити Нью-Йорк, зокрема світло від електрики».
На сьогоднішній день умовою для розвитку та підтримки життя на планеті вважається наявність рідкої води на її поверхні. Також існує вимога, щоб орбіта планети знаходилася в так званій населеній зоні, яка для Сонячної системи починається за Венерою і закінчується великою піввіссю орбіти Марса. Під час перигелію Марс знаходиться всередині цієї зони, проте тонка атмосфера з низьким тиском перешкоджає появі рідкої води на значній території на тривалий період. Нещодавні свідчення говорять про те, що будь-яка вода на поверхні Марса є надто солоною та кислотною для підтримки постійного земноподібного життя.
Відсутність магнітосфери та вкрай тонка атмосфера Марса також є проблемою підтримки життя. На поверхні планети йде дуже слабке переміщення теплових потоків, вона погано ізольована від бомбардування частинками сонячного вітру, крім того, при нагріванні вода миттєво випаровується, минаючи рідкий стан через низький тиск. Марс також знаходиться на порозі т.з. "Геологічної смерті". Закінчення вулканічної активності, мабуть, зупинило кругообіг мінералів і хімічних елементів між поверхнею і внутрішньою частиною планети.
Свідчення говорять про те, що планета раніше була значно схильнішою до наявності життя, ніж тепер. Однак на сьогоднішній день залишків організмів на ній не виявлено. Згідно з програмою «Вікінг», здійсненою в середині 1970-х років, було проведено серію експериментів для виявлення мікроорганізмів у марсіанському ґрунті. Вона дала позитивні результати, наприклад, тимчасове збільшення виділення CO2 при поміщенні частинок ґрунту у воду та живильне середовище. Однак потім це свідчення життя на Марсі було оскаржене деякими вченими [ким?]. Це призвело до їх тривалих суперечок із вченим із NASA Гільбертом Левіним, який стверджував, що «Вікінг» виявив життя. Після переоцінки даних «Вікінга» у світлі сучасних наукових знань про екстремофіли було встановлено, що проведені експерименти були недостатньо досконалі виявлення цих форм життя. Більше того, ці випробування могли навіть вбити організми, навіть якщо вони містилися в пробах. Тести, проведені в рамках програми Фенікс, показали, що грунт має дуже лужний pH фактор і містить магній, натрій, калій і хлорид. Поживних речовин у грунті достатньо підтримки життя, проте життєві форми повинні мати захист від інтенсивного ультрафіолетового світла.
Цікаво, що в деяких метеоритах марсіанського походження виявлено утворення, що формою нагадують найпростіших бактерій, хоча й поступаються найдрібнішим земним організмам за розмірами. Одним із таких метеоритів є ALH 84001, знайдений в Антарктиді у 1984 році.
За результатами спостережень із Землі та даних космічного апарату «Марс Експрес» в атмосфері Марса виявлено метан. В умовах Марса цей газ досить швидко розкладається, тому має існувати постійне джерело його поповнення. Таким джерелом може бути або геологічна активність (але вулкани, що діють, на Марсі не виявлені), або життєдіяльність бактерій.
Астрономічні спостереження із поверхні Марса
Після посадок автоматичних апаратів на поверхню Марса з'явилася можливість проводити астрономічні спостереження безпосередньо з поверхні планети. Внаслідок астрономічного положення Марса в Сонячній системі, характеристик атмосфери, періоду звернення Марса та його супутників картина нічного неба Марса (і астрономічних явищ, що спостерігаються з планети) відрізняється від земної та багато в чому видається незвичайною та цікавою.
Колір неба на Марсі
Під час сходу та заходу Сонця марсіанське небо в зеніті має червонувато-рожевий колір, а в безпосередній близькості до диска Сонця – від блакитного до фіолетового, що протилежно картині земних зір.
Опівдні небо Марса жовто-жовтогаряче. Причина таких відмінностей від гами кольорів земного неба - властивості тонкої, розрідженої, що містить зважений пил атмосфери Марса. На Марсі Релеєвське розсіювання променів (яке Землі і є причиною блакитного кольору неба) грає незначну роль, ефект його слабкий. Імовірно, жовто-жовтогаряче забарвлення піднебіння також викликається присутністю 1% магнетиту в частках пилу, постійно зваженого в марсіанській атмосфері і піднімається сезонними пиловими бурями. Сутінки починаються задовго до сходу Сонця і тривають довго після його заходу. Іноді колір марсіанського неба набуває фіолетового відтінку внаслідок розсіювання світла на мікрочастинках водяного льоду в хмарах (останнє – досить рідкісне явище).
Сонце та планети
Кутовий розмір Сонця, що спостерігається з Марса, менший за видимий із Землі і становить 2/3 від останнього. Меркурій з Марса буде практично недоступним для спостережень неозброєним оком через надзвичайну близькість до Сонця. Найяскравішою планетою на небі Марса є Венера, на другому місці - Юпітер (його чотири найбільші супутники можна спостерігати без телескопа), на третьому - Земля.
Земля по відношенню до Марса є внутрішньою планетою, як і Венера для Землі. Відповідно, з Марса Земля спостерігається як ранкова чи вечірня зірка, висхідна перед світанком чи видима на вечірньому небі після заходу Сонця.
Максимальна елонгація Землі на небі Марса становитиме 38 градусів. Для неозброєного ока Земля буде видно як яскрава (максимальна видима зоряна величина близько -2,5) зелена зірка, поряд з якою буде легко помітна жовта і більш тьмяна (близько 0,9) зірочка Місяця. У телескоп обидва об'єкти покажуть однакові фази. Звернення Місяця навколо Землі буде спостерігатися з Марса наступним чином: на максимальному кутовому віддаленні Місяця від Землі неозброєне око легко розділить Місяць і Землю: через тиждень «зірочки» Місяця та Землі зіллються в нероздільну оком єдину зірку, ще через тиждень Місяць буде знову видно на максимальному на відстані, але вже з іншого боку від Землі. Періодично спостерігач на Марсі зможе бачити прохід (транзит) Місяця диском Землі або, навпаки, покриття Місяця диском Землі. Максимальне видиме віддалення Місяця від Землі (і їхня видима яскравість) при спостереженні з Марса значно змінюватиметься залежно від взаємного становища Землі та Марса, і, відповідно, відстані між планетами. В епохи протистоянь воно становитиме близько 17 хвилин дуги, на максимальному видаленні Землі та Марса – 3,5 хвилини дуги. Земля, як і інші планети, спостерігатиметься у смузі сузір'їв Зодіаку. Астроном на Марсі також зможе спостерігати проходження Землі диском Сонця, найближчим часом відбудеться 10 листопада 2084 року.
Супутники - Фобос та Деймос
Проходження Фобоса на диску Сонця. Знімки «Опортьюніті»
Фобос при спостереженні з Марса має видимий діаметр близько 1/3 від диска Місяця на земному небі і видиму зоряну величину порядку -9 (приблизно як Місяць у фазі першої чверті). Фобос сходить на заході і сідає на сході, щоб знову зійти через 11 годин, таким чином двічі на добу перетинаючи небо Марса. Рух цього швидкого місяця по небу буде легко помітним протягом ночі, так само, як і зміна фаз. Неозброєне око розрізнить найбільшу деталь рельєфу Фобоса – кратер Стікні. Деймос сходить на сході і заходить на заході, виглядає як яскрава зірка без помітного видимого диска, зоряною величиною близько -5 (трохи яскравіше за Венеру на земному небі), що повільно перетинає небо протягом 2,7 марсіанської доби. Обидва супутники можуть спостерігатися на нічному небі одночасно, у цьому випадку Фобос рухатиметься назустріч Деймосу.
Яскравість і Фобоса, і Деймоса достатня у тому, щоб предмети лежить на поверхні Марса вночі відкидали чіткі тіні. Обидва супутники мають відносно малий нахил орбіти до екватора Марса, що виключає їх спостереження у високих північних і південних широтах планети: так, Фобос ніколи не сходить над горизонтом на північ від 70,4 ° с. ш. або південніше 70,4 ° пд. ш.; для Деймоса ці значення становлять 82,7° пн. ш. і 82,7 ° пд. ш. На Марсі може спостерігатися затемнення Фобоса і Деймоса під час їхнього входу в тінь Марса, і навіть затемнення Сонця, яке буває лише кільцеподібним через малого кутового розміру Фобоса проти диском Сонця.
Небесна сфера
Північний полюс на Марсі, внаслідок нахилу осі планети, знаходиться в сузір'ї Лебедя (екваторіальні координати: пряме сходження 21h 10m 42s, відмінювання +52° 53.0? і не відзначений яскравою зіркою: найближча до полюса - тьмяна зірка шостої величини2 її позначення - HR 8106, HD 201834, SAO 33185. Південний полюс світу (координати 9h 10m 42s і -52 ° 53,0) знаходиться в парі градусів від зірки Каппа Парусов (видима зоряна величина 2,5) - її, в принципі , можна вважати Південною Полярною зіркою Марса
Зодіакальні сузір'я марсіанської екліптики аналогічні спостерігаються з Землі, з однією відмінністю: при спостереженні річного руху Сонця серед сузір'їв воно (як і інші планети, включаючи Землю), вийшовши зі східної частини сузір'я Риб, проходитиме протягом 6 днів через північну частину сузір'я Кита перед тим, як знову вступити до західної частини Риб.
Історія вивчення Марса
Дослідження Марса почалося давно, ще 3,5 тисячі років тому, у Стародавньому Єгипті. Перші докладні звіти про становище Марса було складено вавілонськими астрономами, які розробили низку математичних методів передбачення становища планети. Користуючись даними єгиптян та вавилонян, давньогрецькі (елліністичні) філософи та астрономи розробили докладну геоцентричну модель для пояснення руху планет. Через кілька століть індійськими та ісламськими астрономами було оцінено розмір Марса та відстань до нього від Землі. У XVI столітті Микола Коперник запропонував геліоцентричну модель для опису Сонячної системи із круговими планетарними орбітами. Його результати були переглянуті Йоганном Кеплером, який ввів більш точну еліптичну орбіту Марса, що збігається з спостережуваною.
У 1659 Франческо Фонтану, розглядаючи Марс в телескоп, зробив перший малюнок планети. Він зобразив чорну пляму у центрі чітко окресленої сфери.
У 1660 році до чорної плями додалися дві полярні шапки, додані Жаном Домініком Кассіні.
У 1888 році Джованні Скіапареллі, який навчався в Росії, дав перші імена окремим деталям поверхні: моря Афродіти, Ерітрейське, Адріатичне, Кіммерійське; озера Сонця, Місячне та Фенікс.
Розквіт телескопічних спостережень Марса припав кінець ХІХ - середину ХХ століття. Багато в чому він обумовлений суспільним інтересом і відомими науковими суперечками навколо марсіанських каналів, що спостерігалися. Серед астрономів докосмічної ери, які проводили телескопічні спостереження Марса в цей період, найбільш відомі Скіапареллі, Персіваль Ловелл, Слайфер, Антоніаді, Барнард, Жаррі-Делож, Л. Едді, Тихів, Вокулер. Саме ними було закладено основи ареографії та складено перші докладні карти поверхні Марса – хоча вони й виявилися практично повністю невірними після польотів до Марсу автоматичних зондів.
Колонізація Марса
Передбачуваний вид Марса після тераформування
Відносно близькі до земних природні умови дещо полегшують виконання цього завдання. Зокрема, на Землі є місця, де природні умови схожі на марсіанські. Вкрай низькі температури в Арктиці та Антарктиді можна порівняти навіть із найнижчими температурами на Марсі, а на екваторі Марса в літні місяці буває так само тепло (+20 °C), як і на Землі. Також на Землі є пустелі, схожі на вигляд з марсіанським ландшафтом.
Але між Землею та Марсом є суттєві відмінності. Зокрема, магнітне поле Марса слабше земного приблизно в 800 разів. Разом з розрідженою (в сотні разів у порівнянні з Землею) атмосферою це збільшує кількість іонізуючого випромінювання, що досягає його поверхні. Вимірювання, проведені американським безпілотним апаратом The Mars Odyssey, показали, що радіаційне тло на орбіті Марса в 2,2 рази перевищує радіаційне тло на Міжнародній космічній станції. Середня доза склала приблизно 220 міліраді на день (2,2 мілігрею на день або 0,8 грію на рік). Обсяг опромінення, отриманого в результаті перебування на такому фоні протягом трьох років, наближається до встановлених меж безпеки для космонавтів. На поверхні Марса радіаційний фон дещо нижчий і доза становить 0,2-0,3 Гр на рік, значно змінюючись залежно від місцевості, висоти та локальних магнітних полів.
Хімічний склад поширених на Марсі мінералів різноманітніший, ніж в інших небесних тіл поблизу Землі. На думку корпорації 4Frontiers, їх достатньо для постачання не лише самого Марса, а й Місяця, Землі та астероїдного поясу.
Час польоту із Землі до Марса (за нинішніх технологій) складає 259 діб за напівеліпсом і 70 - за параболою. Для спілкування з потенційними колоніями може використовуватися радіозв'язок, який має затримку 3-4 хв у кожному напрямку під час максимального зближення планет (що повторюється кожні 780 днів) та близько 20 хв. при максимальному видаленні планет; див. Конфігурація (астрономія).
Наразі ніяких практичних кроків для колонізації Марса не вжито, проте йде розробка колонізації, наприклад, проект Столітній космічний корабель, розробка житлового модуля для перебування на планеті Deep Space Habitat.
Орбіта Марса витягнута, тож відстань до Сонця змінюється протягом року на 21 млн км. Відстань до Землі також завжди. У Великі протистояння планет, що відбуваються один раз на 15-17 років, коли Сонце, Земля і Марс вишиковуються в одну лінію, Марс максимально наближається до Землі на 50-60 млн км. Останнє Велике протистояння було 2003 р. Максимальна віддаленість Марса Землі сягає 400 млн км.
Рік на Марсі майже вдвічі довший за земний — 687 земних днів. Вісь нахилена до орбіти - 65 °, що веде до зміни пір року. Період обертання навколо осі дорівнює 24,62 год, т. е. всього на 41 хв більше періоду обертання Землі. Нахил екватора до орбіти майже як Землі. Це означає, що зміна дня та ночі та зміна пір року на Марсі протікає майже так само, як на Землі.
За розрахунками, ядро Марса має до 9 % маси планети. Воно складається із заліза та його сплавів і перебуває у рідкому стані. Марс має потужну кору завтовшки 100 км. Між ними є силікатна мантія, збагачена залізом. Червоний колір Марса якраз і пояснюється тим, що його ґрунт наполовину складається з оксидів заліза. Планета ніби «проіржавіла».
Небо над Марсом темно-фіолетове, і яскраві зірки видно навіть вдень у тиху спокійну погоду. Атмосфера має наступний склад (рис. 46): вуглекислий газ – 95 %, азот – 2,5, атомарний водень, аргон – 1,6 %, інше – водяні пари, кисень. Взимку вуглекислота замерзає, перетворюючись на сухий лід. В атмосфері зустрічаються рідкісні хмари, над низинами та на дні кратерів у холодну пору доби стоять тумани.
Мал. 46. Склад атмосфери Марса
Середній тиск атмосфери лише на рівні поверхні близько 6,1 мбар. Це в 15 000 разів менше, ніж на , і в 160 разів менше, ніж у Землі. У найглибших западинах тиск сягає 12 мбар. Атмосфера Марса сильно розряджена. Марс – холодна планета. Найнижча зареєстрована температура Марсу -139 °С. Для планети характерний різкий перепад температур. Амплітуда температур може становити 75-60 °С. На Марсі є кліматичні пояси, подібні до земних. В екваторіальному поясі опівдні температура піднімається до +20-25 °С, а вночі падає до -40 °С. У помірному поясі вранці температура становить 50-80 °С.
Припускають, кілька мільярдів років тому на Марсі була атмосфера щільністю 1-3 бар. При такому тиску вода повинна перебувати в рідкому стані, а вуглекислий газ випаровуватися, і міг виникнути парниковий ефект (як на Венері). Однак Марс поступово втрачав атмосферу через свою малу масу. Парниковий ефект зменшувався, з'явилися вічна мерзлота та полярні шапки, які спостерігаються й досі.
На Марсі знаходиться найвищий вулкан Сонячної системи Олімп. Його висота 27400 м, а діаметр основи вулкана досягає 600 км. Це згаслий вулкан, який, найімовірніше, близько 1,5 млрд років тому вивергав лаву.
Загальні характеристики планети Марс
В даний час на Марсі не знайдено жодного вулкану, що діє. Біля Олімпу є й інші гігантські вулкани: Аскрійська гора, гора Павлина і Арсія, висота яких перевищує 20 км. Лава, що витекла з них, перш ніж застигнути, розтеклася на всі боки, тому вулкани за формою нагадують швидше коржики, ніж конуси. Є на Марсі і піщані дюни, гігантські каньйони та розлами, а також метеоритні кратери. Найбільш грандіозна система каньйонів – долина Марінера завдовжки 4 тис. км. У минулому на Марсі могли протікати річки, які залишили русла, що спостерігаються нині.
1965 р. американський зонд «Марінер-4» передав перші зображення Марса. На підставі цих, а також знімків з «Марінер-9», радянських зондів «Марс-4» та «Марс-5» та американських «Вікінг-1» та «Вікінг-2», що працювали у 1974 р., була складена перша карту Марса. А 1997 р. американський космічний корабель доставив на Марс робота — шестиколісний візок завдовжки 30 см і масою 11 кг. Робот перебував на Марсі з 4 липня до 27 вересня 1997 р., вивчаючи цю планету. Передачі про його пересування транслювалися по телебаченню та мережі Інтернет.
У Марса два супутники - Деймос і Фобос.
Припущення про існування у Марса двох супутників висловив у 1610 р. німецький математик, астроном, фізик та астролог Йоганн Кеплер (1571 — 1630), який відкрив закони руху планет.
Однак відкриті супутники Марса були лише 1877 р. американським астрологом Асафом Холлом (1829-1907).
> Порівняння Марса та Землі
Порівняємо Марс і планету Земля. Чим відрізняються і схожі: розміри, атмосфера, гравітація, відстань до Сонця, умови життя, характеристика цифр з фото.
Раніше вчені думали, що марсіанська поверхня усіяна системою каналів. Через це стали вважати, що планета скидається на наше і здатна мати в своєму розпорядженні життя. Але в міру детального вивчення ми зрозуміли, що між об'єктами є багато відмінностей.
Зараз Червона планета є морозною пустелею, але колись цей світ був схожим на наш. Вони сходяться за розміром, осьовим нахилом, структурою, складом та присутністю води. Але відмінності заважають нам швидко колонізувати планету. Давайте подивимося, чим відрізняються Марс та планета Земля.
Порівняння розміру, маси, орбіти Землі та Марса
Середній земний радіус – 6371 км, а маса – 5.97 × 10 24 кг, через що ми стоїмо на 5-му місці за величиною та масивністю. Радіус Марса – 3396 км на своєму екваторі (0.53 земного), а маса – 6.4185 х 10 23 кг (15% земної). На верхньому фото можна помітити, наскільки Марс менший за Землю.
Земний об'єм – 1.08321 x 1012 км 3 , а марсіанський – 1.6318 × 10¹¹ км³ (0.151 земного). Поверхнева густина Марса – 3.711 м/с², що становить 37.6% від Землі.
Їхні орбітальні шляхи повністю відрізняються. Середня віддаленість Землі від Сонця - 149598261 км, а коливання від 147095000 км до 151930000 км. Максимальна віддаленість Марса – 249 200 000 000 км, а наближеність – 206 700 000 000 км. У цьому його орбітальний період сягає 686.971 днів.
Але їхній сидеричний оборот практично однаковий. Якщо у нас – 23 години, 56 хвилин та 4 секунди, то у Марса – 24 години та 40 хвилин. На фото показаний рівень нахилу осі Марса та Землі.
Також є схожість у нахилі осі: марсіанські 25.19° проти земних 23°. А значить, від Червоної планети очікується сезонність.
Структура та склад Землі та Марса
Земля і Марс - представники планет земної групи, а отже мають схожу структуру. Це металеве ядро з мантією та корою. Але земна щільність (5.514 г/см 3 ) вища за марсіанську (3.93 г/см 3 ), тобто, Марс вміщує легші елементи. На нижньому малюнку порівнюється будова Марса та планети Земля.
Марсіанське ядро тягнеться на 1795 +/-65 км і представлене залізом і нікелем, а також 16-17% сірки. Обидві планети мають силікатну мантію навколо ядра і тверду поверхневу кору. Земна мантія простягається на 2890 км і складається з силікатних порід із залізом та магнієм, а кора охоплює 40 км, де крім заліза та магнію є граніт.
Марсіанська мантія складає всього 1300-1800 км і представлена силікатною породою. Але вона частково в'язка. Кора – 50-125 км. Виходить, що при практично однаковій структурі вони відрізняються за товщиною шарів.
Поверхневі особливості Землі та Марсу
Саме тут зазначають найбільший контраст. Не дарма нас називають блакитною планетою, яка переповнена водою. А ось Червона планета – холодне та пустельне місце. Там багато бруду та оксиду заліза, через який з'явилося червоне забарвлення. Вода є у вигляді льоду на полярних територіях. Також невелика кількість зберігається під поверхнею.
Є подібність ландшафту. На обох планетах зустрічаються вулкани, гори, хребти, ущелини, плато, каньйони та рівнини. Марс також здатний похвалитися найбільшою горою в Сонячній системі – Олімп та глибокою прірвою – Долина Марінер.
Обидві планети постраждали від астероїдних та метеоритних атак. Але на Марсі ці сліди збереглися краще, а вік деяких налічує мільярди років. Вся справа у тиску повітря та відсутності опадів, які на нашій планеті руйнують формування.
Привертають увагу марсіанські канали та яри, якими в минулому могла протікати вода. Вважають, що причиною створення могла бути водна ерозія. Розширюються на 2000 км завдовжки і на 100 км завширшки.
Атмосфера та температура Землі та Марсу
Тут планети кардинально відрізняються. Земля має щільний атмосферний шар, розділений на 5 куль. Марс має атмосферу тонку, а тиск – 0.4-0.87 кПа. Земна атмосфера представлена азотом (78%) та киснем (21%), а у Марса атмосферний склад – вуглекислий газ (96%), аргон (1.93%) та азот (1.89%).
Це вплинуло і на відміну від показників температури. Середня земна – 14°C, максимум – 70.7°C, а мінімум опускається до -89.2°C.
Через тонкість атмосферного шару і дистанцію до Сонця, Марс набагато прохолодніше. Середня опускається до -46°C, мінімальна досягає -143°C, а може прогрітися до 35°C. У марсіанській атмосфері також міститься величезна кількість пилу (розмір частинки - 1.5 мікрометра), через що планета здається червоною.
Магнітні поля Землі та Марса
Земне динамо забезпечується обертанням ядра, що виробляє струми та магнітне поле. Цей процес є вкрай важливим, адже захищає земне життя. Помилуйтесь на магнітні поля Марса та Землі на схемі НАСА.
Земна магнітосфера функціонує як щит, який не дозволяє пробиватися до поверхні небезпечним комічним променям. Але у Марса вона слабка і позбавлена цілісності. Вважають, що це лише залишки від початкової магнітосфери, яка зараз розосереджена на різних теренах планети. Найбільша напруженість ближча до південної сторони.
Можливо, магнітосфера зникла через інтенсивну метеоритну атаку. Або вся справа в процесі охолодження, що призвело до зупинки динамічно 4.2 млрд. років тому. Далі за справу взявся сонячний вітер, який зніс залишки разом із атмосферою та водою.
Супутники Землі та Марсу
У планет є супутники. Наш Місяць виступає єдиним сусідом, який відповідає за припливи. Вона присутня з нами давно і знялася в багатьох культурах. Це не просто один з найбільших супутників у системі, але найбільш вивчений.
Навколо Марса здійснюють оберти два місяці: Фобос і Деймос. Їх знайшли 1877 року. Їхні імена дано на честь синів бога війни Ареса: страх і жах. Фобос простягається на 22 км, яке віддаленість межує між 9234.42 км і 9517.58 км. На один прохід витрачає 7 годин. Вважають, що за 10-50 млн. років супутник вріжеться в планету.
Діаметр Деймоса – 12 км, а орбітальний шлях становить 23 455.5 км – 23 470.9 км. На обхід іде 1.26 днів. Є також додаткові супутники, діаметр яких не перевищує 100 м. Вони можуть формувати пилове кільце.
Є думка, що раніше Фобос та Деймос були астероїдами, притягнутими гравітацією. На це натякає їхній склад і низький показник альбедо.
Висновок про Землю та Марс
Ми розглянули дві планети. Давайте зіставимо їх основні параметри (Земля – ліворуч, а Марс – праворуч):
- Середній радіус: 6371 км / 3396 км.
- Маса: 59.7 × 10 23 кг/6.42 х 10 23 кг.
- Об'єм: 10.8 x 10 11 км 3 / 1.63 × 10¹¹ км³.
- Піввісь: 0.983 - 1.015 а. / 1.3814 - 1.666 а.о.
- Тиск: 101.325 кПа/0.4 - 0.87 кПа.
- Гравітація: 9.8 м/с² / 3.711 м/с²
- Середній температурний показник: 14°C/-46°C.
- Температурні коливання: ±160°C/±178°C.
- Осьовий нахил: 23 ° / 25.19 °.
- Тривалість дня: 24 години/24 години та 40 хвилин.
- Довжина року: 365.25 днів / 686.971 днів.
- Вода: рясна/переривчаста (у вигляді льоду).
- Полярні крижані шапки: Так/Так.
Ми бачимо, що Марс порівняно з нами – маленька та пустельна планета. Його показники показують, що колонізаторам доведеться зіткнутися з великою кількістю проблем. І все ж таки ми готові ризикнути і вирушити в подорож. Тим більше, що відстань від Землі до Марса є відносно невеликою. Можливо, якось ми зробимо його другим будинком.
