Salapärane punane planeet

Juba iidsetest aegadest on öötaevas inimeste tähelepanu köitnud väike punane täht. Tänapäeval avab iga päev kosmoseuuringutes uusi lehekülgi ja inimkond võib selle kauge maailma uurimisega hakkama saada. Neljas planeet Päikesest kauguse poolest on Maast ligi 10 korda kergem, tema mass on veidi alla 11% Maa massist. Marss võlgneb oma nime punasele toonile, mille selle pinnale andis raudoksiid, tänu sellele värvile sai planeet iidsete roomlaste sõjajumala nime. Kuigi Marss kuulub maapealsete planeetide hulka, on sellel vähe sarnasust Maaga. Õhuke atmosfäär (rõhk on umbes 160 korda väiksem kui Maal), temperatuurivahemik -140 ° C kuni + 20 ° C, kraatritega kaetud pind - ebamugav, kuid imeline maailm!

Marsi atmosfäär erineb nii koostise kui ka füüsikaliste omaduste poolest radikaalselt maa omast. Pinnarõhk on ainult 1/110 maapinna rõhust. Marsil on sarnaselt Veenusega väga nõrk magnetväli, mille tulemusena kannab päikesetuul planeedi atmosfääri järk-järgult kosmosesse. Varem usuti, et marsi atmosfäär koosneb peamiselt lämmastikust ja alles 1947. aastal leiti, et 95% sellest on süsihappegaas. Keskmine temperatuur planeedi pinnal on – 45 kraadi Celsiuse järgi ja langeb kõrguse kasvades 2,5 kraadi võrra kilomeetri kohta.

Pikka aega peeti Marsi inimkonna varukoduks. Tegelikkus osutus aga väga karmiks, milleks on vaid kiirgus planeedi pinnal. Nii et õunapuud Marsil õitsevad varsti ...

Marss praegu

Marss on praegu külm, kuiv ja tõenäoliselt elutu planeet, kuid see pole alati nii olnud. Kaugemal valitses üsna tihe õhkkond ja suur hulk vesi. Seda oli nii palju. et planeedi pinnal oli ka järvi, samuti ulatuslik jõesüsteem. Kuid kahjuks kaotas Marss päikesetuule mõjul järk-järgult atmosfääri ja muutus selliseks, nagu ta praegu on.

Pilt on tehtud aparaadiga "Viking 1" aastal 1976. Vasakul on Halle "naeratav kraater"

Marsi kulgur "Sojourner" kivi "Yoga" lähedal

"Phoenix" aparaadi päikesepaneel ja mullaproovide võtmise seade

Marsi kulgur "Spirit" pildistas oma maandumisplatvormi

Autoportree "Uudishimu"

Päikeseloojang Gale'i kraatri juures. Pilt on tehtud aparaadiga "Curiosity" 15. aprillil 2015 956. Soli missioonil.

Koit Olümpose vulkaanil Hollandi kunstniku Kees Venebose esituses

Arsia mägi, kustunud kilpnäärmevulkaan Tarsise provintsis

Küsimus, kas Marsil on elu, on inimesi kummitanud juba mitu aastakümmet. Müsteerium muutus veelgi aktuaalsemaks pärast seda, kui tekkisid kahtlused jõeorgude olemasolu kohta planeedil: kui kunagi voolasid neist läbi veejoad, siis elu olemasolu planeedil Maa kõrval ei saa eitada.

Maa ja Jupiteri vahel asuv Marss on Päikesesüsteemi suuruselt seitsmes ja Päikesest neljas planeet. Punane planeet on kaks korda väiksem kui meie Maa: selle raadius ekvaatoril on peaaegu 3,4 tuhat km (Marsi ekvaatori raadius on paarkümmend kilomeetrit suurem kui polaar).

Jupiterist, mis on Päikesest viies planeet, asub Marss 486–612 miljoni km kaugusel. Maa on palju lähemal: planeetide väikseim kaugus on 56 miljonit km, suurim vahemaa on umbes 400 miljonit km.
Pole üllatav, et Marss on maises taevalaotuses väga selgelt eristatav. Sellest heledamad on vaid Jupiter ja Veenus ning ka siis mitte alati: kord viieteistkümne kuni seitsmeteistkümne aasta tagant, kui punane planeet läheneb Maale minimaalse vahemaa tagant, on poolkuu ajal Marss kõige heledam objekt taevas.

Nimetati järjekorras neljas planeet Päikesesüsteem sõjajumala auks Vana-Rooma, seetõttu on Marsi graafiline sümbol noolega ring, mis on suunatud paremale ja üles (ring sümboliseerib elujõudu, nool on kilp ja oda).

Maapealsed planeedid

Marss koos veel kolme Päikesele kõige lähemal asuva planeediga, nimelt Merkuur, Maa ja Veenus, on osa maapealsetest planeetidest.

Kõiki selle rühma nelja planeeti iseloomustavad kõrge tihedusega... Erinevalt gaasilistest planeetidest (Jupiter, Uraan) koosnevad need rauast, ränist, hapnikust, alumiiniumist, magneesiumist ja muudest rasketest elementidest (näiteks raudoksiid annab Marsi pinnale punase varjundi). Samal ajal on maapealsete planeetide mass gaasiliste planeetide omast palju väiksem: kõige rohkem suur planeet maapealne rühm Maa on neliteist korda kergem kui meie süsteemi kergeim gaasiplaneet - Uraan.

Sarnaselt ülejäänud maapealsetele planeetidele iseloomustab Maad, Veenust, Merkuuri ja Marsi järgmine struktuur:

Planeedi sees on osaliselt vedel raudtuum raadiusega 1480–1800 km, milles on väheolulist väävlilisandit;
Silikaat mantel;
Maakoor, mis koosneb erinevatest kivimitest, peamiselt basaltist (Marsi maakoore keskmine paksus on 50 km, maksimaalne 125).

Väärib märkimist, et Päikesest maapealse rühma kolmandal ja neljandal planeedil on looduslikud satelliidid. Maal on üks – Kuu, aga Marsil kaks – Phobos ja Deimos, mis said nime jumal Marsi poegade järgi, kuid kreeka tõlgenduses, kes teda alati lahingus saatsid.

Ühe hüpoteesi kohaselt on satelliidid Marsi gravitatsiooniväljas lõksus olevad asteroidid, mistõttu on satelliidid väikesed ja ebakorrapärase kujuga. Samal ajal aeglustab Phobos oma liikumist järk-järgult, mille tulemusena see tulevikus kas laguneb või kukub Marsile, teine satelliit Deimos aga hoopis eemaldub punaselt planeedilt.

Teine huvitav fakt Phobose kohta on see, et erinevalt Deimosest ja teistest Päikesesüsteemi planeetide satelliitidest tõuseb see lääneküljelt ja läheb idas horisondi taha.

Leevendus

Varasematel aegadel toimus Marsil litosfääri plaatide liikumine, mis põhjustas Marsi maakoore tõusu ja langust (tektoonilised plaadid liiguvad praegu, kuid mitte nii aktiivselt). Reljeef on tähelepanuväärne selle poolest, et hoolimata sellest, et Marss on üks väiksemaid planeete, asuvad siin paljud Päikesesüsteemi suurimad objektid:

Siin on kõige rohkem kõrge mägi Päikesesüsteemi planeetidelt avastatud mitteaktiivne vulkaan Olympus: selle kõrgus alusest on 21,2 km. Kui vaatate kaarti, näete, et mägi on ümbritsetud suur summa väikesed künkad ja seljandikud.

Punasel planeedil asub suurim süsteem Kanjonid, tuntud kui Mariner Valley: Marsi kaardil on nende pikkus umbes 4,5 tuhat km, laius - 200 km, sügavus -11 km.

Planeedi põhjapoolkeral asub suurim kokkupõrkekraater: selle läbimõõt on umbes 10,5 tuhat km, laius - 8,5 tuhat km.

Huvitav fakt: lõuna- ja põhjapoolkera pind on väga erinev. Lõunaküljel on planeedi reljeef veidi kõrgem ja rohkelt kraatritega kaetud.

Põhjapoolkera pind on seevastu alla keskmise. Sellel kraatreid praktiliselt pole ja seetõttu on tegemist siledate tasandikega, mis tekkisid laava ja erosiooniprotsesside käigus. Põhjapoolkeral asuvad ka vulkaanilised kõrgustikud, Elysium ja Tarsis. Tarsise pikkus kaardil on umbes kaks tuhat kilomeetrit ja keskmine pikkus mägisüsteem - umbes kümme kilomeetrit (siin on Olümpose vulkaan).

Poolkerade reljeefi erinevus ei ole sujuv üleminek, vaid kujutab endast laia piiri kogu planeedi ümbermõõdul, mis ei asu mitte piki ekvaatorit, vaid sellest kolmkümmend kraadi, moodustades põhjasuunas kalde (mööda seda piiril on kõige erodeeritud alad). Praegu selgitavad teadlased seda nähtust kahel põhjusel:

Planeedi tekke algfaasis koondusid tektoonilised plaadid, olles kõrvuti, ühte poolkera ja külmusid;
Piir tekkis pärast seda, kui planeet põrkas kokku Pluuto suuruse kosmoseobjektiga.

Punase planeedi poolused

Kui vaatate tähelepanelikult jumal Marsi planeedi kaarti, näete, et mõlemal poolusel on liustikke, mille pindala on mitu tuhat kilomeetrit ja mis koosnevad veejääst ja külmunud süsinikdioksiidist ning mille paksus ulatub ühest. meeter kuni neli kilomeetrit.

Huvitav fakt on see, et lõunapoolusel leidsid seadmed aktiivseid geisereid: kevadel, kui õhutemperatuur tõuseb, purskkaevud alates süsinikdioksiid startida pinna kohalt, tõstes liiva ja tolmu

Olenevalt aastaajast muudavad polaarkübarad igal aastal oma kuju: kevadel muutub kuiv jää vedelast faasist mööda minnes auruks ja avatud pind hakkab tumenema. Talvel jäämütsid suurenevad. Samal ajal on osa territooriumist, mille pindala kaardil on umbes tuhat kilomeetrit, pidevalt jääga kaetud.

Vesi

Kuni eelmise sajandi keskpaigani uskusid teadlased, et Marsil võib vett leida vedelas olekus ja see andis alust väita, et elu punasel planeedil on olemas. See teooria põhines asjaolul, et planeedil olid selgelt näha heledad ja tumedad alad, mis meenutasid väga meresid ja kontinente ning tumedad pikad jooned planeedi kaardil meenutasid jõeorgusid.

Kuid pärast esimest lendu Marsile sai selgeks, et vesi ei saa liiga madala atmosfäärirõhu tõttu seitsmekümnel protsendil planeedist vedelas olekus olla. Oletatakse, et see eksisteeris: seda fakti tõendavad leitud mineraali hematiidi ja teiste mineraalide mikroskoopilised osakesed, mis tekivad tavaliselt ainult settekivimites ja allusid selgelt vee toimele.

Samuti on paljud teadlased veendunud, et tumedad triibud mäekõrgusel on praegusel ajal vedela soolase vee olemasolu jälgi: veejoad tekivad suve lõpus ja kaovad talve alguses.

Seda, et tegemist on veega, annab tunnistust see, et triibud ei lähe üle takistuse, vaid pigem voolavad ümber nende, mõnikord lahknevad ja siis jälle ühinevad (need on planeedi kaardil väga selgelt nähtavad). Mõned reljeefi tunnused viitavad sellele, et jõesängid pinna järkjärgulise tõusmise käigus nihkusid ja jätkasid voolamist neile sobivas suunas.

Veel üks huvitav fakt, mis viitab vee olemasolule atmosfääris, on paksud pilved, mille välimus on seotud asjaoluga, et planeedi ebaühtlane reljeef suunab õhumassid ülespoole, kus need jahtuvad ja neis olev veeaur kondenseerub jääks. kristallid.

Pilved ilmuvad Marineri kanjonite kohale umbes 50 km kõrgusel, kui Marss on periheeli punktis. Idast liikuvad õhuvoolud venitavad pilvi mitmesaja kilomeetri kaugusele, samas on nende laius mitukümmend.

Tumedad ja heledad alad

Vaatamata merede ja ookeanide puudumisele jäid heledatele ja tumedatele aladele antud nimed alles. Kui vaatate kaarti, märkate, et mered asuvad enamasti lõunapoolkeral, need on hästi nähtavad ja hästi uuritud.

Mis on aga pimendatud alad Marsi kaardil – see mõistatus pole veel lahendatud. Enne kosmoselaevade tulekut usuti, et tumedad alad on kaetud taimestikuga. Nüüd on selgunud, et tumedate triipude ja täppidega kohtades koosneb pind küngastest, mägedest, kraatritest, mille kokkupõrgetel õhumassid tolmu välja puhuvad. Seetõttu on laikude suuruse ja kuju muutumine seotud tolmu liikumisega, millel on hele või tume valgus.

Kruntimine

Teine tõend selle kohta, et Marsil eksisteeris varasematel aegadel, on paljude teadlaste sõnul planeedi pinnas, millest suurem osa koosneb ränidioksiidist (25%), mis selles sisalduva rauasisalduse tõttu annab mullale punaka varjundi. Planeedi pinnas sisaldab palju kaltsiumi, magneesiumi, väävlit, naatriumi, alumiiniumi. Mulla happesuse suhe ja mõned muud selle omadused on nii lähedal maismaa omadele, et taimed võivad neile kergesti juurduda, mistõttu teoreetiliselt võib elu sellises pinnases eksisteerida.

Pinnases leiti veejää olemasolu (neid fakte kinnitati hiljem rohkem kui üks kord). Müsteerium sai lõplikult lahenduse 2008. aastal, kui üks põhjapoolusel viibinud sondid suutis pinnasest vett ammutada. Viis aastat hiljem avaldati teave, et Marsi pinnase pinnakihtides on vee hulk umbes 2%.

Kliima

Punane planeet pöörleb ümber oma telje 25,29 kraadise nurga all. Tänu sellele on päikesepäev siin 24 tundi 39 minutit. 35 sekundit, samas kui aasta jumal Marsi planeedil kestab orbiidi pikenemise tõttu 686,9 päeva.
Päikesesüsteemi neljandat järku planeedil on aastaajad. Tõsi, suveilmad põhjapoolkeral on külmad: suvi algab siis, kui planeet on tähest võimalikult kaugel. Kuid lõunas on palav ja lühike: sel ajal jõuab Marss tähele võimalikult lähedale.

Marsi iseloomustab külm ilm. Planeedi keskmine temperatuur on -50 ° C: talvel on pooluse temperatuur -153 ° C, ekvaatoril on see suvel veidi üle +22 ° C.

Marsi temperatuurijaotuses mängivad olulist rolli paljud tolmutormid alustades pärast jää sulamist. Sel ajal tõuseb õhurõhk kiiresti, mille tulemusena hakkavad suured gaasimassid liikuma naaberpoolkera suunas kiirusega 10–100 m/s. Samal ajal tõuseb pinnalt tohutul hulgal tolmu, mis varjab reljeefi täielikult (isegi Olümpose vulkaani pole näha).

Atmosfäär

Planeedi atmosfäärikihi paksus on 110 km ja sellest peaaegu 96% koosneb süsihappegaasist (hapnikku on vaid 0,13%, lämmastikku veidi rohkem: 2,7%) ning on väga haruldane: punase planeedi atmosfääri rõhk. on 160 korda väiksem kui Maa lähedal, samas kui suure kõrguste erinevuse tõttu kõigub see tugevalt.

Huvitav on see, et talvel on umbes 20-30% kogu planeedi atmosfäärist koondunud ja külmub poolustele ning jää sulamise ajal naaseb see atmosfääri, möödudes vedelast olekust.

Marsi pind on väga halvasti kaitstud sissetungivate taevaobjektide ja väljastpoolt tulevate lainete eest. Ühe hüpoteesi kohaselt oli pärast kokkupõrget suure objektiga selle olemasolu varases staadiumis löök selline, et tuuma pöörlemine peatus ja planeet kaotas enamus atmosfäär ja magnetväli kes olid kilp, kaitstes teda sissetungi eest taevakehad ja päikesetuul, mis kannab endaga kiirgust.

Seetõttu on Päikese ilmumisel või horisondi taha taandumisel Marsi taevas punakasroosa ning päikeseketta lähedal on märgata üleminek sinisest violetseks. Päeval muutub taevas kollakasoranžiks, mille annab haruldases atmosfääris lendav planeedi punakas tolm.

Öösel on Marsi taeva heledaim objekt Veenus, selle taga on Jupiter satelliitidega, kolmandal kohal on Maa (kuna meie planeet asub Päikesele lähemal, siis Marsi jaoks on see sisemine, seetõttu on see nähtav ainult hommikul või õhtul).

Kas Marsil on elu

Küsimus elu olemasolust punasel planeedil muutus eriti populaarseks pärast Walesi romaani "Maailmade sõda" ilmumist, mille süžee järgi vallutasid meie planeedi humanoidid ja maalastel õnnestus vaid imekombel ellu jääda. Sellest ajast peale on Maa ja Jupiteri vahel paikneva planeedi saladused intrigeerinud juba rohkem kui ühe põlvkonna ning üha rohkem inimesi on huvitatud Marsi ja selle satelliitide kirjeldusest.

Päikesesüsteemi kaarti vaadates saab selgeks, et Marss on meist lühikese vahemaa kaugusel, seega kui elu võiks Maal tekkida, võib see ka Marsile tekkida.

Intriigi kütavad kuumaks ka teadlased, kes teatavad vee olemasolust maapealse rühma planeedil, aga ka elu arenguks sobivatest tingimustest pinnase koostises. Lisaks avaldatakse Internetis ja erialaajakirjades sageli pilte, milles kive, varje ja muid neil kujutatud esemeid võrreldakse hoonete, monumentide ja isegi kohaliku taimestiku ja loomastiku hästi säilinud esindajate säilmetega, püüdes tõestada elu olemasolu sellel planeedil ja paljastada kõik Marsi saladused.

Maapealsetest planeetidest neljas Marss on Maast umbes poole väiksem (ekvaatori raadius 3394 km) ja massilt üheksa korda väiksem. Gravitatsioonikiirendus planeedi pinnal on 376 cm/s2. Marsi nurkläbimõõt suurte vastasseisude ajal on 25 ", afeeli ajal 14". Marsi pinnal on täheldatud stabiilseid detaile, mis võimaldasid väga suure täpsusega määrata selle pöörlemisperioodi: 24h 37m 22s, 6. Planeedi ekvaator on oma orbiidi tasapinna suhtes kallutatud 24 ° 56 ", mis on peaaegu sama kui Maa oma. Seetõttu toimub Marsil aastaaegade vaheldumine, mis on väga sarnane Maa omaga, ainsa erinevusega, et suvi on Marsi lõunapoolkeral kuumem ja lühem kui põhjas, kuna see leiab aset planeedi periheeli läbipääsu lähedal.Marsi aasta kestab 687 Maa päeva.

Marsi kettal teleskoobiga nähtud detailid võib liigitada järgmiselt:

1. Heledad alad või mandrid, mis hõivavad 2/3 kettast. Need kujutavad oranžikas-punaka värvusega ühtlaseid valgusvälju.
2. Polaarkübarad on valged laigud, mis tekivad sügisel pooluste ümber ja kaovad suve alguses. Need on kõige märgatavamad detailid. Talve keskel hõivavad polaarkübarad pinna kuni 50 ° laiuskraadi. Suvel kaob põhjapolaarkübar täielikult, lõunapoolsest on väike jäänuk. Polaarkübarad paistavad läbi siniste filtrite suure kontrastiga silma.
3. Tumedad alad (või mered), mis hõivavad 1/3 kettast. Need on heledate alade taustal nähtavad laigudena, erineva suuruse ja kujuga. Eraldatud väikese suurusega tumedaid alasid nimetatakse järvedeks või oaasideks. Mandritele surudes moodustavad mered lahed. Nii mandrid kui ka mered on punaka värvusega.

Mandrite ja merede heleduse suhe on maksimaalne punase ja infrapuna piirkonnas (kõige tumedamatel meredel kuni 50%), kollastes ja rohelistes kiirtes on see väiksem, sinises Marsi kettal mered ei erine üldse.

Tumedad alad koos polaarkübaraga osalevad perioodiliste hooajaliste muutuste tsüklis. Talvel on tumedatel aladel kõige väiksem kontrastsus. Kevadel tekib polaarkübara piirile tume ääris, mille ümber suureneb tumedate alade kontrastsus. Pimenemine levib järk-järgult ekvaatori suunas, hõlmates üha uusi ja uusi alasid. Paljud detailid, mis talvel antud poolkeral ei erine, muutuvad suvel selgelt nähtavaks. Pimenev laine levib kiirusega umbes 30 km ööpäevas. Mõnes piirkonnas korduvad muutused regulaarselt aastast aastasse, teisal juhtub see igal kevadel erinevalt. Lisaks korduvatele sesoonsetele muutustele on mitmeid kordi esinenud tumedate detailide pöördumatut kadumist ja ilmumist (ilmalikud muutused). Heledad alad ei osale hooajalises tsüklis, kuid võivad kogeda pöördumatuid ilmalikke muutusi.

4. Pilved on ajutised detailid, mis paiknevad atmosfääris. Mõnikord katavad need suure osa plaadist, takistades tumedate alade jälgimist. Pilvi on kahte tüüpi: kollased pilved, üldise arvamuse kohaselt tolmused (on juhtumeid, kus kollased pilved katavad kuude jooksul kogu ketta; selliseid nähtusi nimetatakse "tolmutormideks"); valged pilved, mis koosnevad tõenäoliselt jääkristallidest nagu maapealne tsirrus.

V viimased aastad Marsi uurimine on tänu automaatsete planeetidevaheliste jaamade kasutamisele kõvasti edenenud. Ameerika AMS Mariner 4 pildistas Marsi esmakordselt lähedalt (umbes 10 000 km) 1965. aastal.

Selgus, et Marss, nagu ka Kuu, on kaetud kraatritega. Sest "Mariner-4" lendas Marsi lähedal ja pildistas seda "Mariner-6" ja "Mariner-7" ning 1971. aastal, mõni kuu pärast suurt vastuseisu, läksid selle esimesed maalaste kätega valmistatud tehissatelliidid orbiidile. ümber Marsi: kaks Nõukogude ("Mars-2" ja "Mars-3") ja üks Ameerika ("Mariner-9"). Nende programmid erinesid oluliselt ja täiendasid üksteist. Ameerika satelliit oli suunatud eelkõige Marsi pildistamisele; ta sai mitu tuhat umbes 1 km eraldusvõimega fotot, mis katavad peaaegu kogu Marsi pinna.

Nõukogude satelliidid tegid fotosid palju väiksemas mahus, kuid need olid varustatud suure hulga seadmetega, mis olid mõeldud Marsi pinna, selle atmosfääri ja planeedilähedase ruumi uurimiseks. füüsilised meetodid... Infrapunaradiomeetriga mõõdeti pinnakihi temperatuuri ja samaaegselt raadioteleskoobiga maapinna temperatuuri mitmekümne sentimeetri sügavusel; heledust erinevatel lainepikkustel, atmosfäärirõhku ja kõrgust mõõdeti CO2 ribade intensiivsuse, H2O sisalduse atmosfääris, magnetvälja, atmosfääri ülakihtide koostise ja temperatuuri, elektronide kontsentratsiooni ionosfääris ning käitumise järgi. planeetidevahelisest ainest Marsi läheduses.

Laskuv sõiduk eraldus kosmoselaevast Mars-3, mis tegi esimest korda pehme maandumise Marsi pinnale. Nõukogude Marsi uurimisprogramm kosmoselaevadega sai kätte edasine areng aastal 1974, kui planeedile saabus neli Nõukogude kosmoselaeva. Üks neist, Mars-6, maandus maapinnale ja tegi atmosfääri laskumisel esimest korda otseseid mõõtmisi selle koostise, temperatuuri ja rõhu kohta. Mars-5 sisenes planeedi tehissatelliidi orbiidile ning Mars-4 ja Mars-7 viisid läbi lennutrajektooridel planeedi ja planeetidevahelise ruumi uuringuid.

Mariner 9, Mars 4 ja Mars 5 pinnafotod näitasid, et Marsi pind on geoloogiliste vormide poolest väga mitmekesine. Suurem osa sellest on kaetud kraatritega, kuid leidub ka tasaseid alasid, kus kraatrid peaaegu puuduvad. Kraatrite hulgas on neid, mis asuvad tohutute koonusekujuliste mägede tippudel. Selline paigutus tähendab, et tegemist ei ole meteoriidikraatritega, vaid vulkaaniliste kraatritega. Kallakutel suurimad vulkaanid meteoriidikraatreid on vähe ja seetõttu on need vulkaanid "noored", tekkisid suhteliselt hiljuti. Seega on Marss geoloogiliselt aktiivne planeet. Marsil on ilmselt oma magnetväli, kuigi palju nõrgem kui Maal; oma magnetvälja olemasolu viitab vedela tuuma olemasolule planeedi keskmes.

Marsi pinnal leidub kuivanud jõesängidele väga sarnaseid moodustisi. 20. juulil 1976 maandus Marsi pinnale Ameerika maandur Viking-1.

Marsi maastik on väga sarnane mõne maismaa kõrbega. Seal on kaldus liivaluiteid ja palju nurgelisi kive.

Marsi kaart näitab rada, mida mööda antud möödasõidul mõõtmisi tehti. Seadmed "nägisid" kõigepealt Lõunapoolkera Marss ja poole tunniga läbisid nende optilised teljed kogu planeedi lõunast põhja. On näha, et tumedamad alad on ka soojemad (neelavad rohkem päikesesoojust).

Põhjapoolsetes piirkondades (laiuskraad j> 45 °) langeb temperatuur väga madal tase, umbes 150 °C. See on polaarkorgi ala. See väljendub heleduse järsu suurenemisena ultraviolettkiired(0,37 mikronit), kuid pole lähi-infrapuna piirkonnas üldse nähtav (1,38 mikronit; siin paistab planeet ikkagi peegeldunud, mitte soojuskiirgusega). See tähendab, et me näeme sisse sel juhul pinnal mitte lund ega jää, vaid atmosfääris hõljuvad pilved (õhukestest kristallidest). Kristallide mõõtmed on nii väikesed, et nad ei haju enam umbes 1 mikroni lainepikkusel valgust. Võimalik, et tegemist on tavalise H2O jää kristallidega: näeme, kui järsult siin H2O auru sisaldus langeb. See peab minema tahkesse faasi. Nendel temperatuuridel võib ka süsinikdioksiid kondenseeruda.

Marsi pinnatemperatuur on väga erinev. Ekvaatoril ulatub see päeval + 30 ° C ja öösel -100 ° C. Selle põhjuseks on Marsi pinnase madal soojusjuhtivus. See on peaaegu sama madal kui Kuu oma.

Kõige madal temperatuur juhtub talvel polaarmütside pinnal (-125 ° C).

Marsi spektris täheldatakse selgelt nähtavaid CO2 ribasid, kuigi need on nõrgemad kui Veenuse spektris (vt joonis 166). Pilved Marsil katavad tavaliselt ebaolulise osa pinnast (erinevalt Veenusest) ja seetõttu on spektroskoopiliste vaatluste põhjal võimalik määrata CO2 absoluutväärtus atmosfääris. Kuna gaasi kogurõhk mõjutab nõrkade ja tugevate joonte intensiivsust erineval viisil, saab seda ka määrata. "Mars-6" ja "Viking-1 ja 2"-le paigaldatud seadmed mõõtsid rõhku Marsi atmosfääris otse baromeetriliste andurite abil. See on pinnal keskmiselt 6 mb. Otsesed mõõtmised tehti "Viking-1 ja 2" peal keemiline koostis kaudu. massispektromeeter, mis näitas, et Marsi atmosfääris on 95% CO2.

Rõhk Marsi erinevates piirkondades võib kõrguste erinevuse tõttu erineda mitu korda. Kõige kõrged alad Marss asub madalaimast 20 km kõrgemal.

Huvitav on see, et tumedad ja heledad alad on võrdselt madalad ja kõrged. Põhjapoolkeral domineerivad madalad piirkonnad.

Veeauru jooni leidub Marsi spektris. Maapealsete vaatluste käigus saab neid maandusjoontest eraldada ainult Doppleri nihke tõttu, kuna need on väga nõrgad. Kosmoselaevalt vaadeldes see raskus puudub. Eespool toodi näide kosmoselaeva vaatlustest.

Veeauru sisaldus Marsi atmosfääris on ajas erinev ja erinevates piirkondades erinev. Mõnikord jääb see alla avastamispiiri (umbes 1 mikron sadestunud vett Mars 3-l tehtud mõõtmiste puhul), mõnikord ulatub see 50 mikronini. See on veekihi paksus, mis kataks planeedi, kui kõik kondenseerub. atmosfääri veeaur. Maal sisaldab atmosfäär umbes 1000 korda rohkem vett. Marsi keskmine temperatuur (200 ° K) on Maa omast märgatavalt madalam ja selle pinna all peaks tekkima igikeltsakiht, mis lükkab edasi H2O vabanemist planeedi sisemusest.

Pange tähele, et vesi ei saa Marsi temperatuuride ja rõhkude juures vedelas faasis eksisteerida; see võib olla ainult jää või auru kujul.

Lisaks H2O-le leiti Marsi atmosfäärist veel mõningaid väikeseid komponente - N2 (2,5%), Ar (1,5%), CO (~ 0,01%), O2 (~ 0,01%), osooni jälgi O3. Marsi polaarkübarad on oma olemuselt keerulised. Ainult servades ja ainult teatud kindlatel ajaperioodidel on need pilved. Suur osa nähtavast polaarmütsist on pinnal tahke sete ja see sete moodustub külmunud süsihappegaasist koos tavalise vesijää seguga. Polaarkübarad (peamiselt mittekaduvas täiesti lõunapoolses) sisaldavad rohkem CO2 ja H2O kui atmosfäär. Tehti järgmine väga huvitav ettepanek.

Marsi polaartelje pretsessiooni tõttu selgub kord 50 000 aasta jooksul, et mõlemad polaarmütsid kaovad täielikult ja seejärel tõuseb rõhk atmosfääris, suureneb H2O sisaldus ja ilmub vedelik. vesi. Võib-olla voolas neil perioodidel jõgi, mis kanalist lahkus.

Ameerika ja Nõukogude lennu ajal kosmosejaamad Marsi lähedal tehti katseid selle atmosfääri skaneerimiseks raadiolainetega, samamoodi nagu Veenuse uurimisel. Need võimaldasid määrata õhurõhku ja temperatuuri kõrgusel< 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.

Nüüd, kui oleme välja toonud põhilised vaatlusandmed Marsi pinna ja atmosfääri kohta, kaalume võimalikke seletusi pimedate piirkondade perioodiliste hooajaliste muutuste kohta, mis on ajas seotud polaarkübara sulamisega. Üks neist on see, et kevadel, kui algab polaarmütside sublimatsioon, pinnas sulab ja niiskus suureneb. Aja jooksul levib see sulamisprotsess kaugemale ekvaatorile, põhjustades merede ja oaaside tumenemist. Kui tumenemisprotsesse seostatakse mulla niiskuse suurenemisega, on kaks võimalust:

1) pimedad alad on hõivatud taimestikuga, mis nagu maagi, läheb kevade saabudes temperatuuri ja niiskuse tõusu tõttu aktiivsesse faasi;
2) tumedad kohad on kaetud mingi mineraalse materjaliga, mis temperatuuri või niiskuse tõustes tumeneb.

Perioodiline pruunistumisprotsess ei pruugi aga niiskusega üldse seotud olla. Näiteks võivad selle põhjuseks olla perioodilised hooajalised tuulesuundade muutused. Kevadel kannab tuul merealadelt väiksemaid osakesi ja mered tumenevad, sügisel liiguvad väikesed osakesed vastupidises suunas.

Pimedate alade taastumisvõimet on juba ammu täheldatud. Marsil on sageli tolmutormid, mis oleks pidanud mered juba ammu katma.

Midagi sellist ei juhtu. Varsti pärast tolmutormi lõppu taastub täielikult tumedate alade kontrastsus. Seda omadust on lihtne seletada, kui eeldame, et tumedad alad on kaetud taimestikuga. Kuid jällegi, kui eeldada, et mered on alad, kust tuul puhub kergesti väiksemaid osakesi välja, saab kontrasti taastumist seletada ilma taimestiku hüpoteesi kasutamata.

Niisiis, nähtused, mida võib pidada Marsi biosfääri aktiivsuse näitajaks, on järgmised:

1) perioodilised hooajalised muutused pimedatel aladel;
2) pimedate alade perioodiliste hooajaliste muutuste seos polaarmütside sublimatsiooniga;
3) tumedate alade võime taastuda (taastada kontrasti).

Kõigil neil, nagu nägime, võib olla seletus, mis on väga kaugel bioloogilised protsessid... Madal atmosfäärirõhk ja suured ööpäevased temperatuurikõikumised (vähemalt 100 °) panevad paljud teadlased negatiivselt suhtuma biosfääri olemasolusse Marsil. Teisest küljest on teada ka elusorganismide tohutu kohanemisvõime. Mikroorganismid ( anaeroobsed bakterid) kandmisvõimeline madalad rõhud ja temperatuur ning ei vaja hapnikku. Seetõttu ei tundu elusorganismide otsimine Marsil päris lootusetu. Sellised otsingud tehakse ilmselt AMS-i abil, mis suudab Marsi pinnale pehmelt maanduda.

Marsil on kaks satelliiti, Phobos ja Deimos, mille avastas Ameerika astronoom Hall aastal 1877. Need on planeedile väga lähedal ja nõrgad (+ 11m, 5 ja + 12m, 5), seetõttu on neid raske jälgida. Phobos asub planeedi keskpunktist 2,77 raadiuses ja selle tiirlemisperiood on 7h 39m 14s, s.o. palju vähem kui Marsi pöörlemisperiood. Selle tulemusena tõuseb Phobos läänes, hoolimata asjaolust, et selle ringluse suund on otsene. Deimos tiirleb keskmiselt 6,96 planeediraadiuse kaugusel, perioodiga 30h 17m 55s. Joonisel fig. 177 on "Mariner-9" tahvlilt tehtud foto Phobosest. Selle pind on palju kraatrilisem kui Marsi oma täielik puudumine atmosfääri erosioon. Mõlemad satelliidid on ebakorrapärase kujuga. Phobose laius on umbes 22-25 km, Deimos on umbes 13 km.

Neljal maapealsel planeedil on nende omadustes palju ühist. Peaaegu kogu aine on koondunud litosfääri. Massid on vahemikus 1,510-7 kuni 3; 10-6 M¤ ja raadiused ligikaudu 3,510-3 kuni 9,0 × 10-3 R¤. Keskmine tihedus on veelgi kitsamates piirides - 4,0 (Marss) kuni 5,4–5,5 g / cm3 (ülejäänud kolm planeeti). Ilmselt on selle rühma kõigi planeetide sügavustes keemiline diferentseerumine: rasked elemendid (eriti Fe) on koondunud keskmesse, kerged ja samal ajal sulavamad - väliskestadesse; maakoor ja vahevöö koosnevad silikaatkivimitest. Võib-olla on kõigil neljal planeedil vedel tuum. Kõrval vähemalt kahel planeedil (Maal ja Marsil) on vulkaanid. Kõigi nelja planeedi pinnal on ühel või teisel skaalal tektoonilise aktiivsuse jälgi (mägede ehitusprotsessid).

Kõik olid allutatud tugevale meteoriidipommitamisele, mis oli üks peamisi tegureid Marsi ja Merkuuri pinna kujunemisel. Maal on meteoriidikraatrid peaaegu täielikult kustutatud tektooniliste ja erosiooniprotsesside tõttu; Veenusel näivad need olevat palju paremini säilinud. Ainus energiaallikas, mis määrab maapealsete planeetide temperatuuri ja kliima, on päikesekiirgus. Sisemine soojusvoog on päikesekiirguse vooga võrreldes tühine.

Neljast planeedist kolmel on atmosfäär. Veenus ja Marss on atmosfääri koostiselt sarnased: süsihappegaas on mõlemal juhul põhikoostisosa, kuid selle kogused on väga erinevad. Maa atmosfääri koostis on täiesti erinev: lämmastik, hapnik, süsinikdioksiid on väga väikesed ja lisaks on Maal hüdrosfäär - tohutul hulgal vett (mis Veenusel ja Marsil on vastupidi väga väike ). Erinevused on suured, kuid on ka väga olulisi. ühiseid jooni: kerged gaasid - vesinik ja heelium, kõige enam esinevad elemendid (mis on osa Päikesest, tähed ja tähtedevaheline gaas) esinevad vaid väikeste komponentidena; kõik gaasid, mis on atmosfääri põhikomponendid – (CO2, N2) ja vesi on vulkaanilise gaasi eraldumise saadused. Maal asuv hapnik on fotokeemiliste ja bioloogiliste protsesside tulemusena H2O lagunemisel tekkiv sekundaarne saadus. Maapealsete planeetide (ja Maa hüdrosfääri) tänapäevased atmosfäärid on kindlasti sekundaarset päritolu – selles mõttes, et litosfäär eraldas need pärast selle tekkimist.

Esmane atmosfäär, mis koosnes peamiselt protoplanetaarsest udukogust järele jäänud kergetest gaasidest, suutis ellu jääda (kui selline atmosfäär üldse eksisteeris) lühikest aega ja pidi kiiresti laiali minema.

Planeetide eksisteerimise ajal (5109 aastat) eraldunud CO2 ja N2 kogus on Maal ja Veenusel ligikaudu sama ning ilmselt vabanes Maale palju rohkem vett. Vedel vesi lahustab väga hästi CO2 ja muudab selle karbonaatkivimiteks. Selle tulemusena eemaldas hüdrosfäär Maalt peaaegu kogu süsihappegaasi, kuid Veenusel seda ei tekkinud ja CO2 jäi täielikult atmosfääri. Marsil on gaasi eraldumise üldine kiirus ilmselt kaks suurusjärku madalam kui Veenusel ning lisaks on suurem osa vabanenud CO2 ja H2O kogusest seotud polaarmütsides ja maapinnas (tulemusena adsorptsioon ja igikeltsa teke).

Elavhõbedal puudub peaaegu täielikult atmosfäär. Samal ajal on selle pinnal gravitatsioonikiirendus peaaegu sama, mis Marsil ja tõenäoliselt suudaks see CO2 kinni hoida, kui seda koguneks sama palju kui Marsil. Planeediatmosfääri moodustumise ja evolutsiooni protsessidest ei ole paljuski veel aru saadud, see on üks kõige huvitavamad probleemid planeetide füüsika, mille areng alles algab.

Pange tähele, et sellel on teatav praktiline väärtus, kuna see peaks ennustama Maa atmosfääri ja kliima edasist arengut.

Marsi orbiit on piklik, mistõttu kaugus Päikesest muutub aasta jooksul 21 miljoni km võrra. Ka kaugus Maast ei ole konstantne. Planeetide suurtes vastandustes, mis esinevad kord 15–17 aasta jooksul, kui Päike, Maa ja Marss reastuvad ühte ritta, läheneb Marss Maale võimalikult lähedale 50–60 miljoni km kaugusel. Viimane Suur vastasseis oli aastal 2003. Marsi maksimaalne kaugus Maast ulatub 400 miljoni km-ni.

Aasta Marsil on peaaegu kaks korda pikem kui Maal – 687 Maa päeva. Telg on kallutatud orbiidile - 65 °, mis toob kaasa aastaaegade muutumise. Pöörlemisperiood ümber oma telje on 24,62 tundi, see tähendab vaid 41 minutit pikem kui Maa pöörlemisperiood. Ekvaatori kalle orbiidi suhtes on peaaegu nagu Maa oma. See tähendab, et päeva ja öö ning aastaaegade vaheldumine on Marsil peaaegu sama, mis Maal.

Arvutuste kohaselt moodustab Marsi tuuma mass kuni 9% planeedi massist. See koosneb rauast ja selle sulamitest ning on vedelas olekus. Marsil on 100 km paksune paks maakoor. Nende vahel on rauaga rikastatud silikaatmantel. Marsi punane värvus tuleneb just sellest, et selle pinnas koosneb pooleldi raudoksiididest. Planeet tundus olevat "roostetanud".

Taevas Marsi kohal on sügavlilla ja heledad tähed nähtav ka päeval vaikse, tuulevaikse ilmaga. Atmosfäär on järgmise koostisega (joonis 46): süsinikdioksiid - 95%, lämmastik - 2,5, aatomi vesinik, argoon - 1,6%, ülejäänud - veeaur, hapnik. Talvel külmub süsihappegaas kuivaks jääks. Atmosfääris on haruldasi pilvi, madalal päeval ja kraatrite põhjas on külmal ajal udu.

Riis. 46. Marsi atmosfääri koostis

Keskmine õhurõhk pinnatasandil on umbes 6,1 mbar. Seda on 15 000 korda vähem kui Maa pind ja 160 korda vähem. Kõige sügavamates lohkudes ulatub rõhk 12 mbar-ni. Marsi atmosfäär on väga tühjenenud. Marss on külm planeet. Madalaim registreeritud temperatuur Marsil on -139 ° C. Planeeti iseloomustab järsk temperatuuri langus. Temperatuurivahemik võib olla 75-60 ° C. Marsil on kliimavööndid nagu maised. Ekvatoriaalvööndis tõuseb temperatuur keskpäeval + 20-25 ° C-ni ja öösel langeb -40 ° C-ni. Parasvöötmes on hommikuti temperatuur 50-80 °C.

Arvatakse, et mitu miljardit aastat tagasi oli Marsil atmosfäär, mille tihedus oli 1-3 baari. Sellel rõhul peab vesi olema vedelas olekus ja süsihappegaas aurustuma ning võib tekkida kasvuhooneefekt (nagu Veenuse puhul). Marss oli aga oma väikese massi tõttu tasapisi oma atmosfääri kaotamas. Kasvuhooneefekt vähenes, igikeltsa ja polaarmütsid, mida täheldatakse tänapäevalgi.

Marsil asub Päikesesüsteemi kõrgeim vulkaan - Olympus. Selle kõrgus on 27 400 m ja vulkaani aluse läbimõõt ulatub 600 km-ni. See on kustunud vulkaan, mis suure tõenäosusega väljutas laavat umbes 1,5 miljardit aastat tagasi.

Marsi planeedi üldised omadused

Praegu ei ole Marsil leitud ühtegi aktiivset vulkaani. Olümpose lähedal on teisigi hiiglaslikke vulkaane: Askriyskaya mägi, Peacocki mägi ja Arsia mägi, mille kõrgus ületab 20 km. Neist välja voolanud laava, enne tahkumist, levis igas suunas, mistõttu on vulkaanid kujult pigem koogid kui käbid. Samuti on Marsil liivaluited, hiiglaslikud kanjonid ja murtud ning meteoriidikraatrid. Kõige grandioossem kanjonite süsteem on 4 tuhande km pikkune Mariner Valley. Varem võisid Marsil voolata jõed, mis lahkusid tänapäeval vaadeldavatest kanalitest.

1965. aastal edastas Ameerika sond Mariner 4 esimesed pildid Marsist. Esimene Marsi kaart. Ja 1997. aastal toimetas Ameerika kosmoseaparaat Marsile roboti - kuuerattalise käru pikkusega 30 cm ja kaaluga 11 kg. Robot viibis Marsil 4. juulist 27. septembrini 1997 ja uuris seda planeeti. Tema liikumist käsitlevaid saateid edastati televisioonis ja Internetis.

Marsil on kaks kuud – Deimos ja Phobos.

Hüpoteesi kahe satelliidi olemasolust Marsil väljendas 1610. aastal saksa matemaatik, astronoom, füüsik ja astroloog. Johannes Kepler (1571 — 1630), kes avastas planeetide liikumise seadused.

Marsi satelliidid avastas aga alles 1877. aastal Ameerika astroloog Asafi saal (1829-1907).

klass = "osa1">

Üksikasjalikult:

Planeet Marss

Marsi peamised omadused

Marsi atmosfäär

Marsi atmosfääri koostis ja muud parameetrid on praeguseks üsna täpselt määratud. Marsi atmosfäär koosneb süsinikdioksiidist (96%), lämmastikust (2,7%) ja argoonist (1,6%). Hapnikku on ebaolulises koguses (0,13%). Veeaur esineb jälgede kujul (0,03%). Pinna rõhk on ainult 0,006 (kuus tuhandikku) Maa pinnal olevast rõhust. Marsi pilved koosnevad veeaurust ja süsihappegaasist ning näevad ligikaudu välja nagu kiudpilved Maa kohal.

Marsi taeva värvus on õhus oleva tolmu tõttu punakas. Äärmiselt haruldane õhk ei kanna soojust hästi edasi, mistõttu on planeedi eri osades suur temperatuuride erinevus.

Vaatamata atmosfääri vähenemisele on selle alumised kihid kosmoselaevade jaoks üsna tõsiseks takistuseks. Niisiis, laskumissõidukite koonilised kaitsekestad "Mariner-9"(1971) Marsi atmosfääri läbimisel selle ülemistest kihtidest 5 km kaugusele planeedi pinnast kuumenesid need temperatuurini 1500 ° C. Marsi ionosfäär ulatub planeedi pinnast 110–130 km kõrgusele.

Marsi liikumisest

Marsi on Maalt näha palja silmaga. Selle näiv tähesuurus ulatub –2,9 meetrini (Maale lähimal lähenemisel), mis on heleduse poolest teine Veenuse, Kuu ja Päikese järel, kuid enamasti on Jupiter Maa vaatleja jaoks heledam kui Marss. Marss liigub ümber Päikese elliptilisel orbiidil, eemaldudes seejärel tähest 249,1 miljoni km võrra, seejärel lähenedes sellele 206,7 miljoni km kaugusele.

Kui jälgite tähelepanelikult Marsi liikumist, märkate, et aasta jooksul muutub selle liikumise suund taevas. Muide, seda märkasid iidsed vaatlejad. Teatud hetkel tundub, et Marss liigub vastupidises suunas. Kuid see liikumine on nähtav ainult Maalt. Loomulikult ei saa Mars oma orbiidil sooritada ühtegi vastupidist liikumist. Ja vastupidise liikumise nähtavus tekib seetõttu, et Marsi orbiit on Maa orbiidi suhtes väline ja keskmine liikumiskiirus Päikese orbiidil Maa lähedal on suurem (29,79 km/s) kui Marsil (24,1). km/s). Hetkel, mil Maa hakkab oma liikumisel ümber Päikese Marsist mööduma ja tundub, et Marss alustas vastupidist ehk nagu astronoomid nimetavad retrograadset liikumist. Tagurpidi (retrograadne) liikumise diagramm illustreerib seda nähtust hästi.

Marsi peamised omadused

Parameetri nimi	Kvantitatiivsed näitajad
Keskmine kaugus Päikesest	227,9 miljonit km
Minimaalne kaugus Päikesest	Läbisõit 206,7 miljonit km
Maksimaalne kaugus Päikesest	249,1 miljonit km
Ekvaatori läbimõõt	6786 km (Marss on peaaegu poole väiksem kui Maa – selle ekvaatori läbimõõt on ~ 53% Maa omast)
Keskmine orbiidi pöörlemiskiirus ümber Päikese	24,1 km/s
Pöörlemisperiood ümber oma telje (sideer ekvatoriaalne pöörlemisperiood)	24 h 37 min 22,6 s
Revolutsiooni periood Päikese ümber	687 päeva
Tuntud looduslikud satelliidid	2
Mass (Maa = 1)	0,108 (6,418 x 10 23 kg)
Helitugevus (Maa = 1)	0,15
Keskmine tihedus	3,9 g / cm³
Keskmine pinnatemperatuur	miinus 50 ° С (temperatuuri erinevus on -153 ° C poolusel talvel ja kuni +20 ° C ekvaatoril keskpäeval)
Telje kalle	25 ° 11"
Orbiidi kalle ekliptika suhtes	1 ° 9"
Pinnarõhk (maa = 1)	0,006
Atmosfääri koostis	CO 2 - 96%, N - 2,7%, Ar - 1,6%, O 2 - 0,13%, H2O (aur) - 0,03%
Vabalangemise kiirendus ekvaatoril	3,711 m / s² (0,378 maapealne)
Paraboolne kiirus	5,0 km/s (Maa puhul 11,2 km/s)

Tabelis on näha, millega kõrge täpsusega määratakse planeedi Marsi peamised parameetrid. See pole üllatav, kui arvestada, et astronoomilisteks vaatlusteks ja uurimiseks kasutatakse nüüd kõige kaasaegsemaid teaduslikke meetodeid ja ülitäpseid seadmeid. Kuid hoopis teistsuguse tundega suhtume sellistesse faktidesse teaduse ajaloost, mil möödunud sajandite teadlased, kelle käsutuses polnud sageli ühtegi astronoomilist instrumenti, välja arvatud lihtsad teleskoobid väikese suurendusega (maksimaalselt 15-20 korda) tegid nad täpseid astronoomilisi arvutusi ja avastasid isegi taevakehade liikumisseadused.

Näiteks meenutagem, et Itaalia astronoom Giandomenico Cassini määras juba 1666. aastal (!) kindlaks planeedi Marsi pöörlemisaja ümber oma telje. Tema arvutused andsid tulemuseks 24 tundi 40 minutit. Võrrelge seda tulemust Marsi pöörlemisperioodiga ümber oma telje, mis on määratud kaasaegsete tehniliste vahenditega (24 tundi 37 minutit 23 sekundit). Kas me vajame siin oma kommentaare?

Või selline näide. 17. sajandi algul avastas ta planeetide liikumise seadused, kuna tal ei olnud täpseid astronoomilisi instrumente ega matemaatilist aparaati selliste geomeetriliste kujundite pindalade arvutamiseks nagu ellips ja ovaal. Nägemispuude all kannatades tegi ta kõige täpsemaid astronoomilisi mõõtmisi.

Näited nagu see näitab suur tähtsus aktiivsus ja entusiasm teaduses, samuti pühendumine eesmärgile, mida inimene teenib.

Kallid külastajad!

Teie töö on keelatud JavaScript... Palun lülitage oma brauseris skriptid sisse ja näete saidi kõiki funktsioone!