Мистериозна червена планета

От древни времена вниманието на хората в нощното небе е привлечено от малка червена звезда. В днешно време всеки ден отваря нови страници в изучаването на космоса и човечеството може да се заеме с изучаването на този далечен свят. Четвъртата планета по отношение на разстоянието от Слънцето е почти 10 пъти по-лека от Земята, нейната маса е малко по-малко от 11% от земната. Марс дължи името си на червения оттенък, даден на повърхността му от железен оксид, благодарение на този цвят планетата получава името на бога на войната на древните римляни. Въпреки че Марс принадлежи към земните планети, той има малка прилика със Земята. Тънка атмосфера (налягането е около 160 пъти по-ниско от това на Земята), температурен диапазон от -140 ° C до + 20 ° C, повърхност, осеяна с кратери - неудобен, но прекрасен свят!

Атмосферата на Марс е коренно различна от земната както по състав, така и по физически характеристики. Повърхностното налягане е само 1/110 земното налягане. Марс, подобно на Венера, има много слабо магнитно поле, в резултат на което слънчевият вятър постепенно пренася атмосферата на планетата в космоса. По-рано се смяташе, че марсианска атмосферасе състои главно от азот и едва през 1947 г. е установено, че 95% от него е въглероден диоксид. Средната температура на повърхността на планетата е - 45 градуса по Целзий и намалява с 2,5 градуса на километър с увеличаване на надморската височина.

Дълго време на Марс се гледаше като на резервен дом за човечеството. Но реалността се оказа много сурова, каквато е само радиацията на повърхността на планетата. Така че ябълковите дървета на Марс ще цъфтят много скоро ...

Марс в момента

Марс сега е студена, суха и вероятно безжизнена планета, но това не винаги е било така. В далечината имаше доста гъста атмосфера и голямо количество вода. Имаше толкова много. че на повърхността на планетата е имало и езера, както и обширна речна система. Но, за съжаление, Марс постепенно загуби своята атмосфера поради действието на слънчевия вятър и стана това, което е сега.

Изображението е направено от апарата "Викинг 1" през 1976 г. Вляво можете да видите "усмихнатия кратер" на Хале

Марсоход "Sojourner" близо до скалата "Йога"

Слънчев панел на апарат "Феникс" и устройство за вземане на проби от почвата

Марсоходът "Спирит" снима платформата си за кацане

Автопортрет "Любопитство"

Залез в кратера Гейл. Снимката е направена от апарата "Кюриосити" на 15 април 2015 г. в 956-та мисия Сол

Зората на вулкана Олимп, представена от холандския художник Кеес Венебос

Планината Арсия, изчезнал вулкан на щитовидната жлеза в провинция Тарсис

Въпросът дали има живот на Марс преследва хората от много десетилетия. Мистерията стана още по-актуална, след като се появиха подозрения за наличието на речни долини на планетата: ако някога през тях са течали водни потоци, тогава не може да се отрече наличието на живот на планетата до Земята.

Марс, разположен между Земята и Юпитер, е седмата по големина планета в Слънчевата система и четвъртата от Слънцето. Червената планета е два пъти по-малка от нашата Земя: нейният радиус на екватора е почти 3,4 хиляди км (екваториалният радиус на Марс е с двадесет километра по-голям от полярния).

От Юпитер, който е петата планета от Слънцето, Марс се намира на разстояние от 486 до 612 милиона км. Земята е много по-близо: най-малкото разстояние между планетите е 56 милиона км, най-голямото разстояние е около 400 милиона км.
Не е изненадващо, че Марс е много ясно различим на земния свод. Само Юпитер и Венера са по-ярки от него и дори тогава не винаги: веднъж на всеки петнадесет до седемнадесет години, когато червената планета се приближава до Земята на минимално разстояние, по време на полумесеца, Марс е най-яркият обект на небето.

Те нарекоха четвъртата по ред планета на Слънчевата система в чест на бога на войната на Древен Рим, следователно графичният символ на Марс е кръг със стрелка, която е насочена надясно и нагоре (кръгът символизира жизнеността, стрелата е щит и копие).

Земни планети

Марс, заедно с още три планети, които са най-близо до Слънцето, а именно Меркурий, Земята и Венера, е част от земните планети.

И четирите планети от тази група се характеризират с висока плътност. За разлика от газообразните планети (Юпитер, Уран), те са съставени от желязо, силиций, кислород, алуминий, магнезий и други тежки елементи (например железният оксид придава червен оттенък на повърхността на Марс). В същото време масата на земните планети е много по-ниска от газовите: най-голямата планета от земната група, Земята, е четиринадесет пъти по-лека от най-леката газова планета в нашата система - Уран.

Подобно на останалите земни планети, Земята, Венера, Меркурий, Марс се характеризират със следната структура:

Вътре в планетата има частично течно желязно ядро с радиус от 1480 до 1800 km, с незначителна примес на сяра;
Силикатна мантия;
Кората, състояща се от различни скали, главно базалт (средната дебелина на марсианската кора е 50 km, максималната е 125).

Струва си да се отбележи, че третата и четвъртата планети от земната група от Слънцето имат естествени спътници. Земята има едно – Луната, но Марс има два – Фобос и Деймос, които са кръстени на синовете на бог Марс, но в гръцката интерпретация, които винаги го придружават в битка.

Според една от хипотезите спътниците са астероиди, хванати в гравитационното поле на Марс, поради което сателитите са малки по размер и неправилна форма. В същото време Фобос постепенно забавя движението си, в резултат на което в бъдеще той или ще се разпадне, или ще падне на Марс, но вторият спътник, Деймос, напротив, постепенно се отдалечава от червената планета.

Друг интересен факт за Фобос е, че за разлика от Деймос и други спътници на планетите от Слънчевата система, той се издига от западната страна и излиза отвъд хоризонта на изток.

Облекчение

В по-ранни времена движението на литосферните плочи е станало на Марс, което е причинило издигането и падането на марсианската кора (тектонските плочи се движат сега, но не толкова активно). Релефът е забележителен с факта, че въпреки факта, че Марс е една от най-малките планети, много от най-големите обекти в Слънчевата система се намират тук:

Тук се намира най-високата планина на планетите на Слънчевата система - неактивният вулкан Олимп: височината му от основата е 21,2 км. Ако погледнете картата, можете да видите, че планината е заобиколена от огромен брой малки хълмове и хълмове.

Най-голямата система от каньони, известна като долината Маринър, се намира на червената планета: на картата на Марс дължината им е около 4,5 хиляди км, ширина - 200 км, дълбочина - 11 км.

В северното полукълбо на планетата се намира най-големият ударен кратер: диаметърът му е около 10,5 хиляди км, ширина - 8,5 хиляди км.

Интересен факт: повърхността на южното и северното полукълбо е много различна. От южната страна релефът на планетата е леко издигнат и силно осеян с кратери.

Повърхността на северното полукълбо, от друга страна, е под средната. На него практически няма кратери и следователно това са гладки равнини, образувани от разпространение на лава и ерозионни процеси. Също така в северното полукълбо се намират вулканичните възвишения Елизиум и Тарсис. Дължината на Тарсис на картата е около две хиляди километра, а средната височина на планинската система е около десет километра (тук се намира и вулканът Олимп).

Разликата в релефа между полукълбата не е плавен преход, а представлява широка граница по цялата обиколка на планетата, която се намира не по екватора, а на тридесет градуса от него, образувайки наклон в северна посока (по протежение на тази границата има най-ерозираните зони). В момента учените обясняват това явление по две причини:

В ранния етап от формирането на планетата тектонските плочи, намиращи се една до друга, се събраха в едно полукълбо и замръзнаха;
Границата се появи, след като планета се сблъска с космически обект с размерите на Плутон.

Полюсите на червената планета

Ако се вгледате внимателно в картата на планетата на бог Марс, можете да видите, че и на двата полюса има ледници с площ от няколко хиляди километра, състоящи се от воден лед и замръзнал въглероден диоксид, а дебелината им варира от един метър до четири километра.

Интересен факт е, че на Южния полюс устройствата откриха активни гейзери: през пролетта, когато температурата на въздуха се повиши, фонтаните с въглероден диоксид се издигат над повърхността, издигайки пясък и прах

В зависимост от сезона полярните шапки променят формата си всяка година: през пролетта сухият лед, заобикаляйки течната фаза, се превръща в пара и откритата повърхност започва да потъмнява. През зимата ледените шапки се увеличават. В същото време част от територията, чиято площ на картата е около хиляда километра, е постоянно покрита с лед.

Вода

До средата на миналия век учените вярваха, че на Марс може да се намери вода в течно състояние и това дава основание да се твърди, че животът на Червената планета съществува. Тази теория се основаваше на факта, че на планетата ясно се виждаха светли и тъмни зони, които много приличаха на морета и континенти, а тъмните дълги линии на картата на планетата приличаха на речни долини.

Но след първия полет до Марс стана очевидно, че водата поради твърде ниско атмосферно налягане не може да бъде в течно състояние на седемдесет процента от планетата. Предполага се, че е съществувал: този факт се доказва от намерените микроскопични частици от минерала хематит и други минерали, които обикновено се образуват само в седиментни скали и ясно се поддават на действието на водата.

Също така много учени са убедени, че тъмните ивици по планинските височини са следи от наличието на течна солена вода в момента: водните потоци се появяват в края на лятото и изчезват в началото на зимата.

Фактът, че това е вода, се доказва от факта, че ивиците не минават над препятствието, а по-скоро текат около тях, понякога се разминават и след това отново се сливат (те са много ясно видими на картата на планетата). Някои особености на релефа показват, че речните корита при постепенното издигане на повърхността се изместват и продължават да текат в удобна за тях посока.

Друг интересен факт, показващ наличието на вода в атмосферата, са дебели облаци, чиято поява се свързва с факта, че неравномерният релеф на планетата насочва въздушните маси нагоре, където се охлаждат, а водната пара в тях кондензира в лед. кристали.

Облаци се появяват над каньоните на Маринър на височина около 50 км, когато Марс е в точката на перихелий. Въздушните течения, движещи се от изток, разтягат облаците на няколкостотин километра, като в същото време ширината им е няколко десетки.

Тъмни и светли зони

Въпреки липсата на морета и океани, имената, присвоени на светлите и тъмните зони, останаха. Ако погледнете картата, ще забележите, че моретата са разположени предимно в южното полукълбо, те са добре видими и добре проучени.

Но какви са затъмнените зони на картата на Марс – тази мистерия все още не е разгадана. Преди появата на космическите кораби се смяташе, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега стана очевидно, че на места, където има тъмни ивици и петна, повърхността се състои от хълмове, планини, кратери, при сблъсъци на които въздушните маси издухват прах. Следователно промяната в размера и формата на петната е свързана с движението на прах, който има светла или тъмна светлина.

Грундиране

Друго доказателство, че в по-ранни времена е съществувал живот на Марс, според много учени е почвата на планетата, по-голямата част от която се състои от силициев диоксид (25%), който поради съдържанието на желязо в него придава на почвата червеникав оттенък. Почвата на планетата съдържа много калций, магнезий, сяра, натрий, алуминий. Съотношението на киселинност на почвата и някои от другите й характеристики са толкова близки до земните, че растенията лесно могат да се вкоренят върху тях, следователно теоретично животът в такава почва може да съществува.

Установено е наличието на воден лед в почвата (тези факти впоследствие бяха потвърдени повече от веднъж). Мистерията най-накрая беше разкрита през 2008 г., когато една от сондите, останала на Северния полюс, успя да извлече вода от почвата. Пет години по-късно беше пусната информация, че количеството вода в повърхностните слоеве на почвата на Марс е около 2%.

Климат

Червената планета се върти около оста си под ъгъл от 25,29 градуса. Благодарение на това слънчевият ден тук е 24 часа 39 минути. 35 секунди, докато годината на планетата на бог Марс поради удължаването на орбитата продължава 686,9 дни.
Планетата от четвърти ред в Слънчевата система има сезони. Вярно е, че лятото в северното полукълбо е студено: лятото започва, когато планетата е възможно най-далеч от звездата. Но на юг е горещо и кратко: по това време Марс се приближава възможно най-близо до звездата.

Марс се характеризира със студено време. Средната температура на планетата е -50 ° C: през зимата температурата на полюса е -153 ° C, докато на екватора през лятото е малко повече от +22 ° C.

Важна роля в разпределението на температурата на Марс играят многобройните прашни бури, които започват след топенето на леда. По това време атмосферното налягане се повишава бързо, в резултат на което големи маси газ започват да се движат към съседното полукълбо със скорост от 10 до 100 m / s. В същото време от повърхността се издига огромно количество прах, което напълно скрива релефа (дори вулканът Олимп не се вижда).

Атмосфера

Дебелината на атмосферния слой на планетата е 110 км и почти 96% от него се състои от въглероден диоксид (кислородът е само 0,13%, азотът е малко повече: 2,7%) и е много разреден: налягането на атмосферата на Червената планета е 160 пъти по-малко, отколкото близо до Земята, докато поради голямата разлика във височината се колебае силно.

Интересно е, че през зимата около 20-30% от цялата атмосфера на планетата се концентрира и замръзва до полюсите, а по време на топенето на леда се връща в атмосферата, заобикаляйки течното състояние.

Повърхността на Марс е много слабо защитена от нахлуване на небесни обекти и вълни отвън. Според една хипотеза, след сблъсък с голям обект на ранен етап от съществуването му, ударът е бил с такава сила, че въртенето на ядрото е спряло и планетата е загубила по-голямата част от атмосферата и магнитното поле, които са били щит. , предпазвайки го от нахлуването на небесните тела и слънчевия вятър, който носи със себе си радиация.

Следователно, когато Слънцето се появи или се отдръпне зад хоризонта, небето на Марс е червеникаво-розово, а в близост до слънчевия диск се забелязва преход от синьо към виолетово. През деня небето става жълто-оранжево, което се дава от червеникавия прах на планетата, летяща в разредената атмосфера.

През нощта най-яркият обект в небето на Марс е Венера, зад него е Юпитер със спътници, на трето място е Земята (тъй като нашата планета се намира по-близо до Слънцето, за Марс тя е вътрешна, следователно се вижда само в сутрин или вечер).

Има ли живот на Марс

Въпросът за съществуването на живот на Червената планета стана особено популярен след публикуването на романа на Уелс „Войната на световете“, според чийто сюжет нашата планета беше заловена от хуманоиди, а земляните само по чудо успяха да оцелеят. Оттогава тайните на планетата, разположена между Земята и Юпитер, са интригуващи вече не едно поколение и все повече хора се интересуват от описанието на Марс и неговите спътници.

Ако погледнете картата на Слънчевата система, става очевидно, че Марс е на кратко разстояние от нас, следователно, ако животът може да възникне на Земята, тогава той може да се появи и на Марс.

Интригата се нажежава и от учени, които съобщават за наличието на вода на планетата от земната група, както и условия, подходящи за развитие на живот в състава на почвата. Освен това в интернет често се публикуват снимки и специализирани списания, в които камъни, сенки и други предмети, изобразени върху тях, се сравняват със сгради, паметници и дори останките на добре запазени представители на местната флора и фауна, опитвайки се да докажат, че съществуването на живот на тази планета и разгадай всички тайни на Марс.

Марс, четвъртата от земните планети, е около половината от Земята (екваториален радиус от 3394 km) и девет пъти по-малка по маса. Ускорението на гравитацията на повърхността на планетата е 376 cm / sec2. Ъгловият диаметър на Марс по време на големите опозиции е 25 ", по време на афелия 14". На повърхността на Марс се наблюдават стабилни детайли, което позволи да се определи периодът на неговото въртене с много висока точност: 24h 37m 22s, 6. Екваторът на планетата е наклонен към равнината на нейната орбита с 24°56", почти същият като този на Земята. Следователно на Марс има смяна на сезоните, много подобна на тази на Земята, с единствената разлика, че лятото в южното полукълбо на Марс е по-горещо и по-кратко, отколкото в северното, тъй като се случва близо до преминаването на планетата през нейния перихелий.Марсианската година продължава 687 земни дни.

Детайлите, наблюдавани с телескоп на диска на Марс, могат да бъдат класифицирани, както следва:

1. Светли зони или континенти, заемащи 2/3 от диска. Те представляват еднородни светлинни полета с оранжево-червеникав цвят.
2. Полярните шапки са бели петна, които се образуват около полюсите през есента и изчезват в началото на лятото. Това са най-забележимите детайли. В средата на зимата полярните шапки заемат повърхността до 50 ° в географска ширина. През лятото северната полярна шапка изчезва напълно, с малък остатък от южната. Полярните шапки се открояват в страхотен контраст чрез сините филтри.
3. Тъмни зони (или морета), които заемат 1/3 от Диска. Те се виждат на фона на светли зони под формата на петна, различни по размер и форма. Изолираните тъмни зони с малък размер се наричат езера или оазиси. Изпъкнали в континентите, моретата образуват заливи. И континентите, и моретата са червеникави на цвят.

Съотношението на яркост на континентите и моретата е максимално в червената и инфрачервената област (до 50% за най-тъмните морета), в жълтите и зелените лъчи е по-малко, в синьото на диска на Марс моретата изобщо не се различават.

Тъмните зони, заедно с полярните шапки, участват в цикъл от периодични сезонни промени. През зимата тъмните зони имат най-малък контраст. През пролетта по границата на полярната шапка се образува тъмна граница и контрастът на тъмните зони около нея се увеличава. Потъмняването се разпространява постепенно към екватора, обхващайки все повече и повече нови области. Много детайли, които не се различават в дадено полукълбо през зимата, стават ясно видими през лятото. Потъмняващата вълна се разпространява със скорост около 30 км на ден. В някои области промените се повтарят редовно от година на година, в други това се случва различно всяка пролет. В допълнение към повтарящите се сезонни промени, няколко пъти е имало необратимо изчезване и поява на тъмни детайли (светски промени). Светлите зони не участват в сезонния цикъл, но могат да претърпят необратими светски промени.

4. Облаците са временни детайли, локализирани в атмосферата. Понякога покриват голяма част от диска, предотвратявайки наблюдението на тъмни зони. Има два вида облаци: жълти облаци, според общото мнение, прашни (има случаи, когато жълти облаци покриват целия диск с месеци; подобни явления се наричат „прашни бури“); бели облаци, най-вероятно състоящи се от ледени кристали като земни цируси.

През последните години изследването на Марс направи голям напредък с използването на роботизирани междупланетни станции. Американският AMS Mariner 4 за първи път снима Марс от близко разстояние (около 10 000 км) през 1965 г.

Оказа се, че Марс, подобно на Луната, е покрит с кратери. За "Маринер-4" лети близо до Марс и го снима "Маринер-6" и "Маринер-7", а през 1971 г., няколко месеца след голямото противопоставяне, първите му изкуствени спътници, направени от ръцете на земни жители, влязоха в орбити около Марс: два съветски ("Марс-2" и "Марс-3") и един американски ("Mariner-9"). Програмите им се различаваха значително и взаимно се допълваха. Американският сателит беше насочен основно към снимане на Марс; той получи няколко хиляди снимки с резолюция около 1 км, покриващи почти цялата повърхност на Марс.

Съветските спътници правеха снимки в много по-малък обем, но бяха оборудвани с голям брой оборудване, предназначено за изследване на повърхността на Марс, неговата атмосфера и околопланетното пространство чрез физически методи. Използван е инфрачервен радиометър за измерване на температурата на повърхностния слой и едновременно с радиотелескоп температурата на земята на дълбочина няколко десетки сантиметра; яркостта при различни дължини на вълната, атмосферно налягане и надморска височина бяха измерени от интензитета на лентите на CO2, съдържанието на H2O в атмосферата, магнитното поле, състава и температурата на горната атмосфера, концентрацията на електрони в йоносферата и поведението на междупланетната материя в околностите на Марс.

Спускащият се апарат се отдели от космическия кораб Марс-3, който направи меко кацане на повърхността на Марс за първи път. Съветската програма за изследване на космически кораб за Марс е доразвита през 1974 г., когато четири съветски космически кораба пристигат на планетата. Един от тях, Марс-6, кацна на повърхността и по време на спускането си в атмосферата за първи път направи директни измервания на неговия състав, температура и налягане. Марс-5 влезе в орбитата на изкуствен спътник на планетата, а Марс-4 и Марс-7 извършиха изследвания на планетата и междупланетното пространство по траектории на прелитане.

Повърхностните снимки, направени от Маринър 9, Марс 4 и Марс 5, показват, че повърхността на Марс е много разнообразна по отношение на геоложките форми. По-голямата част от него е покрита с кратери, но има и равни участъци, почти лишени от кратери. Сред кратерите има такива, които се намират на върховете на огромни конусообразни планини. Това подреждане означава, че това не са метеоритни кратери, а вулканични. По склоновете на най-големите вулкани има малко метеоритни кратери и следователно тези вулкани са "млади", образувани са сравнително наскоро. По този начин Марс е геоложки активна планета. Марс, очевидно, има свое собствено магнитно поле, макар и много по-слабо от Земята; съществуването на собствено магнитно поле показва наличието на течно ядро в центъра на планетата.

На повърхността на Марс има образувания, много подобни на пресъхнали речни корита. На 20 юли 1976 г. американският спускаем апарат Viking-1 кацна на повърхността на Марс.

Марсианският пейзаж е много подобен на някои земни пустини. Има наклонени пясъчни дюни и много ъглови камъни.

Картата на Марс показва пътя, по който са направени измерванията за даден проход. Инструментите първо "видяха" южното полукълбо на Марс и за половин час техните оптични оси прекосиха цялата планета от юг на север. Вижда се, че по-тъмните зони също са по-топли (те абсорбират повече слънчева топлина).

В северните райони (географска ширина j> 45 °) температурата пада до много ниско ниво, около 150 ° К. Това е областта на полярната шапка. Проявява се като рязко увеличаване на яркостта в ултравиолетовите лъчи (0,37 микрона), но изобщо не се вижда в близката инфрачервена светлина (1,38 микрона; тук планетата все още блести с отразена, а не топлинна радиация). Това означава, че в този случай не виждаме сняг или лед на повърхността, а облаци (изградени от тънки кристали), плаващи в атмосферата. Размерите на кристалите са толкова малки, че вече не разпръскват светлина с дължина на вълната от около 1 микрон. Възможно е това да са кристали от обикновен H2O лед: виждаме колко рязко пада съдържанието на H2O пара. Трябва да премине в твърда фаза. При тези температури въглеродният диоксид също може да кондензира.

Температурата на повърхността на Марс варира в широки граници. На екватора достига + 30 ° C през деня и -100 ° C през нощта. Това се дължи на ниската топлопроводимост на марсианската почва. Тя е почти толкова ниска, колкото тази на луната.

Най-ниската температура се наблюдава през зимата на повърхността на полярните шапки (-125 ° C).

В спектъра на Марс се наблюдават ясно видими ленти на CO2, въпреки че са по-слаби, отколкото в спектъра на Венера (виж фиг. 166). Облаците на Марс обикновено покриват незначителна част от повърхността (за разлика от Венера) и следователно от спектроскопски наблюдения е възможно да се определи абсолютната стойност на CO2 в атмосферата. Тъй като общото налягане на газа влияе върху интензитета на слабите и силните линии по различни начини, то също може да бъде определено. Оборудването, инсталирано на "Марс-6" и "Викинг-1 и 2", измерва налягането в атмосферата на Марс директно с помощта на барометрични сензори. Той е равен на повърхността средно на 6 mb. На "Викинг-1 и 2" са извършени директни измервания на химичния състав с помощта на. мас спектрометър, който показа, че атмосферата на Марс е 95% CO2.

Налягането в различните региони на Марс може да се различава няколко пъти поради разликата във височината. Най-високите райони на Марс са с 20 км по-високи от най-ниските.

Интересното е, че тъмните и светлите зони е еднакво вероятно да бъдат ниски и високи. Северното полукълбо е доминирано от ниски региони.

Линиите на водна пара се намират в спектъра на Марс. По време на наземни наблюдения те могат да бъдат отделени от земните линии само поради доплеровото изместване, тъй като са много слаби. При наблюдение от космически кораб тази трудност отсъства. По-горе беше даден пример за наблюдения от космически кораб.

Съдържанието на водна пара в атмосферата на Марс варира във времето и е различно в различните региони. Понякога е под границата на откриване (около 1 микрон утаена вода за измервания, направени на Марс 3), понякога достига 50 микрона. Това е дебелината на воден филм, който би покрил планетата, ако се кондензира. атмосферни водни пари. На Земята атмосферата съдържа около 1000 пъти повече вода. Средната температура на Марс (200°К) е забележимо по-ниска от тази на Земята и под повърхността му трябва да се очаква слой вечна замръзване, което забавя отделянето на H2O от вътрешността на планетата.

Имайте предвид, че водата не може да съществува в течна фаза при марсиански температури и налягания; може да бъде само под формата на лед или пара.

Освен H2O, в атмосферата на Марс са открити и други малки компоненти - N2 (2,5%), Ar (1,5%), CO (~ 0,01%), O2 (~ 0,01%), следи от озон O3. Полярните шапки на Марс са сложни по природа. Само по ръбовете и само в определени конкретни периоди от време са тези облаци. Голяма част от видимата полярна шапка е твърда утайка на повърхността и тази утайка се образува от замразен въглероден диоксид с примес на обикновен воден лед. Полярните шапки (главно в неизчезващата напълно южна) съдържат повече CO2 и H2O, отколкото атмосферата. Беше направено следното много интересно предложение.

Поради прецесията на полярната ос на Марс, веднъж на всеки 50 000 години се оказва, че и двете полярни шапки изчезват напълно и тогава налягането в атмосферата се увеличава, съдържанието на H2O се увеличава и се появява течност. вода. Може би през тези периоди тече река, напускаща канала.

По време на полета на американски и съветски космически станции близо до Марс бяха проведени експерименти за сканиране на атмосферата му с радиовълни, както при изследването на Венера. Те направиха възможно определянето на атмосферното налягане и температурата на височина< 40 км и, кроме того, электронную концентрацию в ионосфере планеты. Максимум ионизации был найден на высоте 120 км, где электронная концентрация на дневной стороне планеты равна 105 см -3, т.е. на порядок меньше, чем в земной ионосфере.

След като очертахме основните данни от наблюдение на повърхността и атмосферата на Марс, ще разгледаме възможните обяснения за периодичните сезонни промени в тъмните области, свързани във времето с топенето на полярната шапка. Една от тях е, че през пролетта, когато започва сублимацията на полярните шапки, почвата се размразява и влажността се увеличава. С течение на времето този процес на размразяване се разпространява по-далеч до екватора, което води до потъмняване на моретата и оазисите. Ако процесите на потъмняване са свързани с увеличаване на влажността на почвата, тогава има две възможности:

1) тъмните зони са заети от растителност, която, подобно на земята, с настъпването на пролетта навлиза в активна фаза поради повишаване на температурата и влажността;
2) тъмните зони са покрити с някакъв минерален материал, който потъмнява с повишаване на температурата или влажността.

Въпреки това, периодичният процес на покафеняване може изобщо да не е свързан с влага. Например, това може да бъде причинено от периодични сезонни промени в посоките на вятъра. През пролетта вятърът отнася по-малки частици от морските зони и моретата потъмняват, през есента малките частици се движат в обратна посока.

Способността на тъмните зони да се възстановяват отдавна е отбелязана. На Марс често има прашни бури, които, изглежда, отдавна трябваше да покрият моретата.

Нищо подобно не се случва. Скоро след края на прашната буря контрастът на тъмните зони се възстановява напълно. Това свойство е лесно обяснимо, ако приемем, че тъмните зони са покрити с растителност. Но отново, ако приемем, че моретата са области, от които по-малки частици лесно се издухват от вятъра, възстановяването на контраста може да се обясни, без да се позовава на хипотезата за растителност.

И така, явленията, които могат да се считат за индикация за активността на марсианската биосфера са:

1) периодични сезонни промени в тъмните зони;
2) връзката на периодичните сезонни промени в тъмните зони със сублимацията на полярните шапки;
3) способността на тъмните зони да се регенерират (възстановяват контраста).

Всички те, както видяхме, могат да имат обяснение, което е много далеч от биологичните процеси. Ниското атмосферно налягане и огромните дневни температурни колебания (поне 100 °) карат много изследователи да имат отрицателно отношение към възможността за съществуване на биосфера на Марс. От друга страна, известна е и огромната адаптивност на живите организми. В земната почва има микроорганизми (анаеробни бактерии), които издържат на ниско налягане и температури и не се нуждаят от кислород. Следователно търсенето на живи организми на Марс не изглежда напълно безнадеждно. Подобни търсения, очевидно, ще се извършват с помощта на AMS, способна да каца меко на марсианската повърхност.

Марс има два спътника Фобос и Деймос, които са открити от американския астроном Хол през 1877 г. Те са много близо до планетата и са слаби (+ 11m, 5 и + 12m, 5), поради което е трудно да ги наблюдаваме. Фобос се намира на разстояние 2,77 радиус на планетата от нейния център и орбиталният му период е 7h 39m 14s, т.е. много по-малко от периода на въртене на Марс. В резултат на това Фобос се издига на запад, въпреки факта, че посоката му на циркулация е пряка. Деймос обикаля на средно разстояние от 6,96 планетарни радиуса, с период от 30h 17m 55s. На фиг. 177 е показана снимка на Фобос, взета от борда на "Маринер-9". Повърхността му е много по-кратерирана от марсианската, поради пълното отсъствие на атмосферна ерозия. И двата спътника са с неправилна форма. Фобос е с диаметър около 22-25 км, Деймос е около 13 км.

Четирите земни планети имат много общо по своите характеристики. Почти цялата материя е съсредоточена в литосферата. Масите са в диапазона от 1,510-7 до 3; 10-6 M¤ и радиуси приблизително от 3,510-3 до 9,0 × 10-3 R¤. Средните плътности са в още по-тесни граници - от 4,0 (Марс) до 5,4-5,5 g/cm3 (другите три планети). Очевидно в дълбините на всички планети от тази група има химическа диференциация: тежките елементи (по-специално Fe) са концентрирани към центъра, леки и в същото време по-топими - във външните черупки; кората и мантията са изградени от силикатни скали. Може би и четирите планети имат течно ядро. Най-малко две планети (Земя и Марс) имат вулкани. По повърхността на четирите планети има, в един или друг мащаб, следи от тектонска дейност (процеси на планинострояване).

Всички бяха подложени на силна метеоритна бомбардировка, която беше един от основните фактори за образуването на повърхността на Марс и Меркурий. На Земята метеоритните кратери са почти изцяло изтрити от тектонски и ерозионни процеси; на Венера те изглежда са били много по-добре запазени. Единственият източник на енергия, който определя температурата и климата на земните планети, е слънчевата радиация. Вътрешният топлинен поток е незначителен в сравнение с потока на слънчевата радиация.

Три от четирите планети имат атмосфера. Венера и Марс са сходни по състава на атмосферата: въглеродният диоксид е основната съставка и в двата случая, но количествата му са много различни. Съставът на земната атмосфера е напълно различен: азотът, кислородът, въглеродният диоксид са много малки и освен това Земята има хидросфера - огромно количество вода (което, напротив, е много малко на Венера и Марс ). Разликите са големи, но има много важни общи черти: леките газове – водород и хелий, най-разпространените елементи (които са част от Слънцето, звездите и междузвездния газ) присъстват само като малки компоненти; всички газове, които са основните компоненти на атмосферата - (CO2, N2) и водата са продукти от еволюцията на вулканичния газ. Кислородът на Земята е вторичен продукт, произтичащ от разлагането на H2O в резултат на фотохимични и биологични процеси. Съвременните атмосфери на земните планети (и хидросферата на Земята) определено са от вторичен произход – в смисъл, че са били разделени от литосферата след нейното образуване.

Първичната атмосфера, която се състоеше главно от леки газове, останали от протопланетната мъглявина, можеше да съществува (ако такава атмосфера изобщо съществуваше) само за много кратко време и трябваше бързо да се разсее.

Количеството CO2 и N2, освободени по време на съществуването на планетите (5109 години), е приблизително еднакво на Земята и на Венера и, очевидно, много повече вода е била отделена на Земята. Течната вода разтваря много добре CO2 и го превръща в карбонатни скали. В резултат на това хидросферата на Земята отстрани почти целия въглероден диоксид, но на Венера той не се образува и CO2 напълно остана в атмосферата. На Марс общата скорост на отделяне на газ очевидно е с два порядъка по-ниска, отколкото на Венера, и освен това по-голямата част от освободеното количество CO2 и H2O се свързва в полярните шапки и в земята (в резултат на адсорбция и образуване на вечна замръзване).

Меркурий е почти напълно лишен от атмосфера. Междувременно ускорението на гравитацията на повърхността му е почти същото като това на Марс и вероятно би могъл да задържи CO2, ако се натрупа толкова, колкото на Марс. Много от процесите на формиране и еволюция на планетарните атмосфери все още не са разбрани; това е един от най-интересните проблеми на планетарната физика, чието развитие тепърва започва.

Имайте предвид, че има известна практическа стойност, тъй като трябва да предскаже по-нататъшната еволюция на земната атмосфера и климат.

Орбитата на Марс е удължена, така че разстоянието до Слънцето се променя с 21 милиона км през годината. Разстоянието до Земята също не е постоянно. При Големите опозиции на планетите, които се случват веднъж на 15-17 години, когато Слънцето, Земята и Марс се подреждат в една линия, Марс се приближава до Земята възможно най-близо на 50-60 милиона км. Последната Голяма опозиция беше през 2003 г. Максималното разстояние на Марс от Земята достига 400 милиона км.

Една година на Марс е почти два пъти по-дълга от тази на Земята - 687 земни дни. Оста е наклонена към орбита - 65°, което води до смяна на сезоните. Периодът на въртене около оста му е 24,62 часа, тоест само с 41 минути по-дълъг от периода на въртене на Земята. Наклонът на екватора към орбитата е почти като този на Земята. Това означава, че смяната на деня и нощта и смяната на сезоните на Марс е почти същата като на Земята.

Според изчисленията ядрото на Марс има маса до 9% от масата на планетата. Състои се от желязо и неговите сплави и е в течно състояние. Марс има дебела кора с дебелина 100 км. Между тях има силикатна мантия, обогатена с желязо. Червеният цвят на Марс се дължи именно на факта, че почвата му е наполовина съставена от железни оксиди. Планетата изглеждаше „ръждясал“.

Небето над Марс е наситено лилаво, а ярките звезди се виждат дори през деня при тихо и спокойно време. Атмосферата има следния състав (фиг. 46): въглероден диоксид - 95%, азот - 2,5%, атомен водород, аргон - 1,6%, останалото - водна пара, кислород. През зимата въглеродният диоксид замръзва в сух лед. В атмосферата има редки облаци, над низините и на дъното на кратери в студеното време на деня има мъгли.

Ориз. 46. Състав на атмосферата на Марс

Средното атмосферно налягане на повърхностно ниво е около 6,1 mbar. Това е 15 000 пъти по-малко и 160 пъти по-малко от повърхността на Земята. В най-дълбоките вдлъбнатини налягането достига 12 mbar. Атмосферата на Марс е силно разредена. Марс е студена планета. Най-ниската регистрирана температура на Марс е -139°C. Планетата се характеризира с рязък температурен спад. Температурният диапазон може да бъде 75-60 ° C. Марс има климатични зони, подобни на тези на Земята. В екваториалната зона на обяд температурата се повишава до + 20-25 ° С, а през нощта пада до -40 ° С. В умерения пояс сутрин температурата е 50-80°C.

Смята се, че преди няколко милиарда години Марс е имал атмосфера с плътност 1-3 бара. При това налягане водата трябва да е в течно състояние и въглеродният диоксид трябва да се изпари и може да възникне парников ефект (както на Венера). Марс обаче постепенно губеше атмосферата си поради ниската си маса. Парниковият ефект намаля, появиха се вечна замръзналост и полярни шапки, които се наблюдават и днес.

Марс е дом на най-високия вулкан в Слънчевата система – Олимп. Височината му е 27 400 м, а диаметърът на основата на вулкана достига 600 км. Това е изчезнал вулкан, който най-вероятно е изхвърлял лава преди около 1,5 милиарда години.

Обща характеристика на планетата Марс

В момента на Марс не е открит активен вулкан. В близост до Олимп има и други гигантски вулкани: връх Аскрийская, връх Паун и връх Арсия, чиято височина надвишава 20 км. Лавата, която изтича от тях, преди да се втвърди, се разпръсква във всички посоки, така че вулканите приличат повече на торти по форма, отколкото на конуси. На Марс има и пясъчни дюни, гигантски каньони и разломи, както и метеоритни кратери. Най-грандиозната система от каньони е долината Маринър с дължина 4 хиляди километра. В миналото на Марс може да са текли реки, които са напуснали каналите, които се наблюдават днес.

През 1965 г. американската сонда Маринър 4 предава първите изображения на Марс. Първата карта на Марс. А през 1997 г. американски космически кораб достави на Марс робот - шестколесна количка с дължина 30 см и тегло 11 кг. Роботът е бил на Марс от 4 юли до 27 септември 1997 г., изучавайки тази планета. Предаванията за неговото движение се излъчваха по телевизията и интернет.

Марс има две луни - Деймос и Фобос.

Хипотезата за съществуването на два спътника на Марс е изразена през 1610 г. от немски математик, астроном, физик и астролог Йоханес Кеплер (1571 — 1630), който открива законите на движението на планетите.

Въпреки това, спътниците на Марс са открити едва през 1877 г. от американски астролог Асаф Хол (1829-1907).

клас = "част1">

Подробно:

Планетата Марс

Основни характеристики на Марс

Атмосферата на Марс

Съставът и другите параметри на атмосферата на Марс вече са определени доста точно. Атмосферата на Марс се състои от въглероден диоксид (96%), азот (2,7%) и аргон (1,6%). Кислородът присъства в незначително количество (0,13%). Водната пара се представя под формата на следи (0,03%). Налягането на повърхността е само 0,006 (шест хилядна) от налягането на земната повърхност. Марсианските облаци са съставени от водна пара и въглероден диоксид и изглеждат приблизително като перисти облаци над Земята.

Цветът на марсианското небе е червеникав поради наличието на прах във въздуха. Изключително разредения въздух не пренася добре топлината, така че има голяма температурна разлика в различните части на планетата.

Въпреки разредеността на атмосферата, долните й слоеве представляват доста сериозна пречка за космическите кораби. И така, коничните защитни черупки на спускащите се превозни средства "Маринер-9"(1971) по време на преминаването на марсианската атмосфера от най-горните й слоеве на разстояние 5 км от повърхността на планетата, те се нагряват до температура от 1500 ° C. Марсианската йоносфера се простира от 110 до 130 км над повърхността на планетата.

За движението на Марс

Марс може да се види от Земята с просто око. Неговата видима звездна величина достига −2,9m (при най-близкия подход до Земята), второ по яркост след Венера, Луната и Слънцето, но през повечето време Юпитер е по-ярък за земен наблюдател от Марс. Марс се движи около Слънцето по елиптична орбита, след което се отдалечава от звездата с 249,1 милиона km, след което се приближава до нея на разстояние от 206,7 милиона km.

Ако наблюдавате отблизо движението на Марс, ще забележите, че през годината посоката на движението му по небето се променя. Между другото, това е забелязано от древни наблюдатели. В определен момент Марс изглежда се движи в обратна посока. Но това движение е видимо само от Земята. Естествено, Марс не може да извършва никакво обратно движение в своята орбита. И видимостта на обратното движение се създава, защото орбитата на Марс е външна спрямо орбитата на Земята, а средната скорост на движение в орбита около Слънцето близо до Земята е по-висока (29,79 km/s) от тази на Марс (24,1 км/сек). В момента, когато Земята започва да изпреварва Марс в движението си около Слънцето, и изглежда, че Марс е започнал обратното, или, както наричат астрономите, ретроградно движение. Диаграмата на обратното (ретроградно) движение илюстрира добре това явление.

Основни характеристики на Марс

Име на параметъра	Количествени показатели
Средно разстояние до Слънцето	227,9 милиона км
Минимално разстояние до Слънцето	206,7 милиона км
Максимално разстояние до Слънцето	249,1 милиона км
Диаметър на екватора	6786 km (Марс е почти наполовина по-малък от Земята - неговият екваториален диаметър е ~ 53% от земния)
Средна орбитална скорост на въртене около Слънцето	24,1 км/сек
Период на въртене около собствената си ос (Сидеричен екваториален период на въртене)	24 ч. 37 мин. 22,6 сек
Периодът на революция около Слънцето	687 дни
Известни естествени спътници	2
Маса (Земя = 1)	0,108 (6,418 x 10 23 кг)
Обем (Земя = 1)	0,15
Средна плътност	3,9 g / cm³
Средна повърхностна температура	минус 50 ° С (температурната разлика е от -153 ° C на полюса през зимата и до +20 ° C на екватора на обяд)
Наклон на оста	25 ° 11 "
Орбитален наклон спрямо еклиптиката	1°9"
Повърхностно налягане (Земя = 1)	0,006
Композиция на атмосферата	CO 2 - 96%, N - 2,7%, Ar - 1,6%, O 2 - 0,13%, H2O (пара) - 0,03%
Ускорение на свободно падане на екватора	3,711 m/s² (0,378 наземни)
Параболична скорост	5,0 km/s (за Земята 11,2 km/s)

Таблицата показва високата точност, с която се определят основните параметри на планетата Марс. Това не е изненадващо, ако се има предвид, че днес за астрономически наблюдения и изследвания се използват най-модерните научни методи и високопрецизна апаратура. Но със съвсем различно усещане се отнасяме към такива факти от историята на науката, когато учени от минали векове, които често не са разполагали с никакви астрономически инструменти, с изключение на най-простите телескопи с малко увеличение (максимум 15-20 пъти ), извършил точни астрономически изчисления и дори открил законите за движение на небесните тела.

Например, нека си припомним, че италианският астроном Джандоменико Касини още през 1666 г. (!) Определя времето на въртене на планетата Марс около оста си. Неговите изчисления дават резултат 24 часа 40 минути. Сравнете този резултат с периода на въртене на Марс около оста си, определен с помощта на съвременни технически средства (24 часа 37 минути 23 секунди). Имаме ли нужда от нашите коментари тук?

Или такъв пример. в самото начало на 17 век той открива законите на движението на планетите, като няма нито точни астрономически инструменти, нито математически апарат за изчисляване на площите на такива геометрични фигури като елипса и овал. Страдащ от зрително увреждане, той направи най-точните астрономически измервания.

Примери като тези показват голямото значение да бъдеш активен и ентусиазиран в науката, както и отдадеността на каузата, на която служи човек.

Уважаеми посетители!

Работата ви е забранена JavaScript... Моля, включете скриптовете в браузъра си и ще видите пълната функционалност на сайта!