Paslaptinga raudona planeta

Nuo senų senovės žmonių dėmesį naktiniame danguje patraukė maža raudona žvaigždė. Šiais laikais kiekviena diena atveria naujus kosmoso tyrimo puslapius ir žmonija gali susidoroti su šio tolimo pasaulio studijomis. Ketvirtoji planeta pagal atstumą nuo Saulės yra beveik 10 kartų lengvesnė už Žemę, jos masė yra šiek tiek mažesnė nei 11% Žemės masės. Marsas savo pavadinimą skolingas raudonam atspalviui, kurį jo paviršiui suteikė geležies oksidas, dėl šios spalvos planeta gavo senovės romėnų karo dievo vardą. Nors Marsas priklauso sausumos planetoms, jis mažai panašus į Žemę. Plona atmosfera (slėgis yra apie 160 kartų mažesnis nei Žemės), temperatūros diapazonas nuo -140 ° C iki + 20 ° C, krateriais nusėtas paviršius - nemalonus, bet nuostabus pasaulis!

Marso atmosfera tiek sudėtimi, tiek fizinėmis savybėmis kardinaliai skiriasi nuo žemės. Paviršiaus slėgis yra tik 1/110 Žemės slėgio. Marsas, kaip ir Venera, turi labai silpną magnetinį lauką, dėl to saulės vėjas pamažu neša planetos atmosferą į kosmosą. Anksčiau tuo buvo tikima Marso atmosfera daugiausia susideda iš azoto ir tik 1947 metais buvo nustatyta, kad 95% jo sudaro anglies dioksidas. Vidutinė temperatūra planetos paviršiuje yra – 45 laipsniai Celsijaus ir, didėjant aukščiui, mažėja 2,5 laipsnio vienam kilometrui.

Ilgą laiką Marsas buvo laikomas atsarginiais žmonijos namais. Tačiau tikrovė pasirodė labai atšiauri, o tai yra tik planetos paviršiaus spinduliuotė. Taigi obelys Marse žydės labai greitai ...

Marsas šiuo metu

Marsas dabar yra šalta, sausa ir tikriausiai negyva planeta, tačiau taip buvo ne visada. Toli buvo gana tanki atmosfera ir didelis vandens kiekis. Jo buvo tiek daug. kad planetos paviršiuje taip pat buvo ežerų, taip pat plati upių sistema. Bet, deja, Marsas dėl saulės vėjo pamažu prarado atmosferą ir tapo tuo, kas yra dabar.

Vaizdas padarytas aparatu „Viking 1“ 1976 m. Kairėje matosi Halės „šypsantis krateris“.

Marsaeigis „Sojourner“ prie uolos „Joga“

"Phoenix" aparato saulės kolektorė ir grunto mėginių ėmimo įrenginys

Marsaeigis „Spirit“ nufotografavo savo nusileidimo platformą

Autoportretas „Smalsumas“

Saulėlydis prie Gale kraterio. Nuotrauka padaryta aparatu „Curiosity“ 2015 m. balandžio 15 d., 956-ojoje Sol misijoje.

Aušra Olimpo ugnikalnyje, kaip pristatė olandų menininkas Keesas Venebosas

Arsijos kalnas, užgesęs skydliaukės ugnikalnis Tarsio provincijoje

Klausimas, ar Marse yra gyvybės, žmones persekioja daugelį dešimtmečių. Paslaptis tapo dar aktualesnė po to, kai kilo įtarimų dėl upių slėnių buvimo planetoje: jeigu jais kadaise tekėjo vandens srautai, tai gyvybės buvimo planetoje šalia Žemės negalima.

Marsas, esantis tarp Žemės ir Jupiterio, yra septinta pagal dydį planeta Saulės sistemoje ir ketvirta nuo saulės. Raudonoji planeta yra du kartus mažesnė už mūsų Žemę: jos spindulys ties pusiauju yra beveik 3,4 tūkst. km (Marso pusiaujo spindulys yra dvidešimt kilometrų didesnis nei poliarinio).

Nuo Jupiterio, kuris yra penktoji planeta nuo Saulės, Marsas yra 486–612 milijonų km atstumu. Žemė yra daug arčiau: mažiausias atstumas tarp planetų yra 56 milijonai km, didžiausias - apie 400 milijonų km.
Nenuostabu, kad Marsas labai aiškiai išsiskiria žemiškajame skliaute. Už ją ryškesni tik Jupiteris ir Venera, ir net tada ne visada: kartą per penkiolika-septyniolika metų, raudonajai planetai priartėjus prie Žemės minimaliu atstumu, pusmėnulio metu, Marsas yra ryškiausias dangaus objektas.

Ketvirtąją eilės Saulės sistemos planetą jie pavadino senovės Romos karo dievo garbei, todėl grafinis Marso simbolis yra apskritimas su rodykle, nukreipta į dešinę ir aukštyn (apskritimas simbolizuoja gyvybingumą, rodyklė yra skydas ir ietis).

Sausumos planetos

Marsas kartu su dar trimis arčiausiai Saulės esančiomis planetomis, būtent Merkurijumi, Žeme ir Venera, yra antžeminių planetų dalis.

Visos keturios šios grupės planetos pasižymi dideliu tankiu. Skirtingai nuo dujinių planetų (Jupiterio, Urano), jos sudarytos iš geležies, silicio, deguonies, aliuminio, magnio ir kitų sunkiųjų elementų (pavyzdžiui, geležies oksidas Marso paviršiui suteikia raudoną atspalvį). Tuo pačiu metu antžeminių planetų masė yra daug prastesnė nei dujinių: didžiausia antžeminės grupės planeta Žemė yra keturiolika kartų lengvesnė už lengviausią mūsų sistemos dujinę planetą - Uraną.

Kaip ir likusioms antžeminėms planetoms, Žemei, Venerai, Merkurijui ir Marsui būdinga tokia struktūra:

Planetos viduje yra iš dalies skystos geležies šerdis, kurios spindulys nuo 1480 iki 1800 km, su nereikšminga sieros priemaiša;
Silikatinė mantija;
Pluta, susidedanti iš įvairių uolienų, daugiausia iš bazalto (vidutinis Marso plutos storis – 50 km, didžiausias – 125).

Verta paminėti, kad trečioji ir ketvirtoji antžeminės grupės planetos nuo Saulės turi natūralius palydovus. Žemė turi vieną – Mėnulį, bet Marsas turi du – Fobą ir Deimą, kurie buvo pavadinti dievo Marso sūnumis, tačiau graikų aiškinimu, kurie visada lydėjo jį mūšyje.

Remiantis viena iš hipotezių, palydovai yra asteroidai, įstrigę Marso gravitaciniame lauke, todėl palydovai yra mažo dydžio ir netaisyklingos formos. Tuo pačiu metu „Phobos“ pamažu sulėtina savo judėjimą, dėl ko ateityje jis arba suirs, arba nukris į Marsą, tačiau antrasis palydovas „Deimos“, atvirkščiai, palaipsniui tolsta nuo raudonosios planetos.

Kitas įdomus faktas apie Fobą yra tai, kad skirtingai nei Deimos ir kiti Saulės sistemos planetų palydovai, jis pakyla iš vakarų pusės ir išeina už horizonto rytuose.

Palengvėjimas

Ankstesniais laikais Marse vykdavo litosferos plokščių judėjimas, dėl kurio kilo ir krito Marso pluta (tektoninės plokštės dabar juda, bet ne taip aktyviai). Reljefas išsiskiria tuo, kad nepaisant to, kad Marsas yra viena mažiausių planetų, čia yra daug didžiausių Saulės sistemos objektų:

Čia yra aukščiausias Saulės sistemos planetose aptiktas kalnas – neveikiantis Olimpo ugnikalnis: jo aukštis nuo pagrindo siekia 21,2 km. Jei pažvelgsite į žemėlapį, pamatysite, kad kalną supa daugybė mažų kalvų ir kalnagūbrių.

Raudonojoje planetoje yra didžiausia kanjonų sistema, vadinama Marinerio slėniu: Marso žemėlapyje jų ilgis siekia apie 4,5 tūkst. km, plotis – 200 km, gylis – 11 km.

Šiauriniame planetos pusrutulyje yra didžiausias smūginis krateris: jo skersmuo yra apie 10,5 tūkst. km, plotis - 8,5 tūkst.

Įdomus faktas: pietų ir šiaurės pusrutulių paviršius labai skiriasi. Pietinėje pusėje planetos reljefas yra šiek tiek pakilęs ir smarkiai nusėtas krateriais.

Kita vertus, šiaurinio pusrutulio paviršius yra žemesnis už vidutinį. Jame kraterių praktiškai nėra, todėl tai yra lygios lygumos, susidariusios plintant lavai ir erozijos procesams. Taip pat šiauriniame pusrutulyje yra vulkaninės aukštumos, Eliziejus ir Tarsis. Tarsio ilgis žemėlapyje yra apie du tūkstančius kilometrų, o vidutinis kalnų sistemos aukštis – apie dešimt kilometrų (čia yra ir Olimpo ugnikalnis).

Reljefo skirtumas tarp pusrutulių nėra sklandus perėjimas, o reiškia plačią ribą per visą planetos perimetrą, kuri yra ne išilgai pusiaujo, o trisdešimt laipsnių nuo jo, sudaranti nuolydį šiaurės kryptimi (palei tai pasienio ten yra labiausiai eroduotos vietos). Šiuo metu mokslininkai šį reiškinį aiškina dėl dviejų priežasčių:

Ankstyvoje planetos formavimosi stadijoje tektoninės plokštės, būdamos viena šalia kitos, susiliejo viename pusrutulyje ir užšalo;
Riba atsirado po to, kai planeta susidūrė su Plutono dydžio kosminiu objektu.

Raudonosios planetos poliai

Jei atidžiai pažvelgsite į dievo Marso planetos žemėlapį, pamatysite, kad abiejuose ašigaliuose yra kelių tūkstančių kilometrų ploto ledynai, susidedantys iš vandens ledo ir sušalusio anglies dioksido, o jų storis svyruoja nuo vieno. metro iki keturių kilometrų.

Įdomus faktas, kad Pietų ašigalyje prietaisai aptiko aktyvių geizerių: pavasarį, pakilus oro temperatūrai, virš paviršiaus kyla anglies dvideginio fontanai, keliantys smėlį ir dulkes.

Priklausomai nuo sezono, poliarinės kepurės kasmet keičia savo formą: pavasarį sausas ledas, aplenkdamas skystąją fazę, virsta garais, o atviras paviršius pradeda tamsėti. Žiemą ledo kepurės didėja. Tuo pačiu metu dalis teritorijos, kurios plotas žemėlapyje yra apie tūkstantį kilometrų, nuolat yra padengta ledu.

Vanduo

Iki praėjusio amžiaus vidurio mokslininkai manė, kad Marse galima rasti vandens skysto pavidalo, ir tai davė pagrindo teigti, kad gyvybė raudonojoje planetoje egzistuoja. Ši teorija buvo pagrįsta tuo, kad planetoje buvo aiškiai matomos šviesios ir tamsios sritys, kurios labai priminė jūras ir žemynus, o tamsios ilgos linijos planetos žemėlapyje priminė upių slėnius.

Tačiau po pirmojo skrydžio į Marsą tapo akivaizdu, kad vanduo dėl per žemo atmosferos slėgio septyniasdešimtyje procentų planetos negali būti skystos būsenos. Spėjama, kad ji egzistavo: šį faktą liudija rastos mikroskopinės mineralinio hematito ir kitų mineralų dalelės, kurios dažniausiai susidaro tik nuosėdinėse uolienose ir aiškiai pasiduoda vandeniui.

Be to, daugelis mokslininkų yra įsitikinę, kad tamsios juostos kalnų aukštyje yra skysto sūraus vandens buvimo pėdsakai šiuo metu: vandens srovės atsiranda vasaros pabaigoje ir išnyksta žiemos pradžioje.

Kad tai vanduo, liudija ir tai, kad juostelės nepereina kliūties, o teka aplink jas, kartais išsiskiria, o paskui vėl susilieja (planetos žemėlapyje jos labai aiškiai matomos). Kai kurios reljefo ypatybės rodo, kad upės vagos, palaipsniui kylant paviršiui, pasislinko ir toliau tekėjo joms patogia kryptimi.

Kitas įdomus faktas, rodantis vandens buvimą atmosferoje, yra tiršti debesys, kurių atsiradimas susijęs su tuo, kad netolygus planetos reljefas nukreipia oro mases į viršų, kur jos atšąla, o juose esantys vandens garai kondensuojasi į ledą. kristalai.

Debesys pasirodo virš Mariner kanjonų maždaug 50 km aukštyje, kai Marsas yra perihelio taške. Iš rytų judančios oro srovės debesis tempia kelis šimtus kilometrų, tuo pačiu jų plotis – keliasdešimt.

Tamsios ir šviesios zonos

Nepaisant jūrų ir vandenynų nebuvimo, šviesioms ir tamsioms vietovėms priskirti pavadinimai išliko. Jei pažvelgsite į žemėlapį, pastebėsite, kad jūros daugiausia yra pietiniame pusrutulyje, jos yra gerai matomos ir gerai ištirtos.

Tačiau kokios yra patamsėjusios sritys Marso žemėlapyje – ši paslaptis dar neįminta. Prieš atsirandant erdvėlaiviams buvo manoma, kad tamsias vietas dengia augmenija. Dabar tapo akivaizdu, kad vietose, kur yra tamsių dryžių ir dėmių, paviršius susideda iš kalvų, kalnų, kraterių, kurių susidūrimu oro masės išpučia dulkes. Todėl dėmių dydžio ir formos pasikeitimas yra susijęs su dulkių, turinčių šviesią arba tamsią šviesą, judėjimu.

Gruntavimas

Kitas įrodymas, kad ankstesniais laikais Marse egzistavo gyvybė, daugelio mokslininkų teigimu, yra planetos dirvožemis, kurio didžiąją dalį sudaro silicio dioksidas (25%), kuris dėl jame esančio geležies suteikia dirvožemiui rausvą atspalvį. Planetos dirvožemyje yra daug kalcio, magnio, sieros, natrio, aliuminio. Dirvožemio rūgštingumo santykis ir kai kurios kitos jo savybės yra taip artimos sausumos savybėms, kad augalai galėtų lengvai įsišaknyti, todėl teoriškai gyvybė tokiame dirvožemyje gali egzistuoti.

Dirvožemyje rasta vandens ledo (šie faktai vėliau buvo patvirtinti ne kartą). Mįslė galutinai buvo išspręsta 2008 m., kai vienas iš zondų, apsistojęs Šiaurės ašigalyje, sugebėjo išgauti vandenį iš dirvožemio. Po penkerių metų buvo paskelbta informacija, kad Marso dirvožemio paviršiniuose sluoksniuose vandens yra apie 2%.

Klimatas

Raudonoji planeta apie savo ašį sukasi 25,29 laipsnių kampu. Dėl šios priežasties saulės diena čia trunka 24 valandas 39 minutes. 35 sekundes, o metai dievo Marso planetoje dėl orbitos pailgėjimo trunka 686,9 dienos.
Ketvirtos eilės planeta Saulės sistemoje turi metų laikus. Tiesa, vasariški orai šiauriniame pusrutulyje šalti: vasara prasideda tada, kai planeta yra kuo toliau nuo žvaigždės. Tačiau pietuose karšta ir trumpa: šiuo metu Marsas kuo arčiau žvaigždės.

Marsui būdingas šaltas oras. Vidutinė planetos temperatūra yra –50 °C: žiemą ašigalyje –153 °C, o prie pusiaujo vasarą – kiek daugiau nei +22 °C.

Svarbų vaidmenį temperatūros pasiskirstymui Marse vaidina daugybė dulkių audrų, kurios prasideda ištirpus ledui. Šiuo metu atmosferos slėgis sparčiai kyla, todėl didelės dujų masės pradeda judėti link gretimo pusrutulio 10–100 m/s greičiu. Tuo pačiu metu nuo paviršiaus pakyla didžiulis dulkių kiekis, kuris visiškai paslepia reljefą (net Olimpo ugnikalnio nesimato).

Atmosfera

Planetos atmosferos sluoksnio storis yra 110 km, o beveik 96% jo sudaro anglies dioksidas (deguonis tik 0,13%, azoto šiek tiek daugiau: 2,7%) ir labai retas: raudonosios planetos atmosferos slėgis. yra 160 kartų mažesnis nei prie Žemės, tuo tarpu dėl didelio aukščio skirtumo stipriai svyruoja.

Įdomu tai, kad žiemą apie 20-30% visos planetos atmosferos susikaupia ir sušąla iki ašigalių, o tirpstant ledui grįžta į atmosferą, aplenkdama skystąją būseną.

Marso paviršius labai prastai apsaugotas nuo įsiveržusių dangaus objektų ir bangų iš išorės. Remiantis viena iš hipotezių, po susidūrimo su dideliu objektu ankstyvoje jo egzistavimo stadijoje smūgis buvo tokios jėgos, kad šerdies sukimasis sustojo, o planeta prarado didžiąją dalį atmosferos ir magnetinio lauko, kurie buvo skydas, apsaugantis jį nuo dangaus kūnų invazijos ir saulės vėjo, kuris su savimi neša spinduliuotę.

Todėl Saulei pasirodžius arba pasitraukiant už horizonto, Marso dangus būna rausvai rausvas, o šalia Saulės disko pastebimas perėjimas iš mėlynos į violetinę. Dieną dangus nusidažo geltonai oranžine spalva, o tai suteikia išretėjusioje atmosferoje skraidančios rausvos planetos dulkės.

Naktį ryškiausias objektas Marso danguje yra Venera, už jos – Jupiteris su palydovais, trečioje vietoje – Žemė (kadangi mūsų planeta yra arčiau Saulės, tai Marsui ji vidinė, todėl matoma tik m. ryte arba vakare).

Ar Marse yra gyvybės

Gyvybės egzistavimo raudonojoje planetoje klausimas ypač išpopuliarėjo pasirodžius Velso romanui „Pasaulių karas“, pagal kurio siužetą mūsų planetą užgrobė humanoidai, o žemiečiams tik per stebuklą pavyko išgyventi. Nuo tada tarp Žemės ir Jupiterio išsidėsčiusios planetos paslaptys intriguoja jau ne vieną kartą, o Marso ir jo palydovų aprašymu domisi vis daugiau žmonių.

Jei pažvelgsite į Saulės sistemos žemėlapį, paaiškės, kad Marsas yra nedideliu atstumu nuo mūsų, todėl, jei Žemėje galėtų atsirasti gyvybė, ji galėtų atsirasti ir Marse.

Intrigą kaitina ir mokslininkai, pranešantys apie vandens buvimą antžeminės grupės planetoje, taip pat apie sąlygas, tinkamas gyvybei vystytis dirvožemio sudėtyje. Be to, internete ir specializuotuose žurnaluose dažnai publikuojamos nuotraukos, kuriose ant jų pavaizduoti akmenys, šešėliai ir kiti objektai lyginami su pastatais, paminklais ir net gerai išsilaikiusių vietinės floros ir faunos atstovų palaikais, bandant įrodyti gyvybės egzistavimą šioje planetoje ir atskleisti visas Marso paslaptis.

Marsas, ketvirtoji iš antžeminių planetų, yra maždaug perpus mažesnė už Žemę (pusiaujo spindulys 3394 km), o masė yra devynis kartus mažesnė. Gravitacijos pagreitis planetos paviršiuje yra 376 cm/s2. Kampinis Marso skersmuo didžiųjų opozicijų metu yra 25 ", afelio metu 14". Marso paviršiuje stebimos stabilios detalės, kurios leido labai tiksliai nustatyti jo sukimosi periodą: 24h 37m 22s, 6. Planetos pusiaujas į savo orbitos plokštumą pasviręs 24° 56 ", beveik tiek pat, kaip ir Žemės. Todėl Marse vyksta metų laikų kaita, labai panaši į Žemės, su vienintelis skirtumas, kad pietiniame Marso pusrutulyje vasara yra karštesnė ir trumpesnė nei šiaurėje, nes ji vyksta netoli planetos perėjimo per perihelį.Marso metai trunka 687 Žemės dienas.

Detalės, matomos teleskopu Marso diske, gali būti klasifikuojamos taip:

1. Šviesios sritys arba žemynai, užimantys 2/3 disko. Jie žymi vienodus oranžinės-raudonos spalvos šviesius laukus.
2. Poliarinės kepurės – tai baltos dėmės, kurios rudenį susidaro aplink ašigalius, o vasaros pradžioje išnyksta. Tai yra labiausiai pastebimos detalės. Žiemos viduryje poliarinės kepurės užima paviršių iki 50 ° platumos. Vasarą šiaurinė poliarinė kepurė visiškai išnyksta, o pietinės dalies liekana. Poliariniai dangteliai išsiskiria dideliu kontrastu per mėlynus filtrus.
3. Tamsios zonos (arba jūros), kurios užima 1/3 disko. Jie matomi šviesių sričių fone dėmių pavidalu, skirtingo dydžio ir formos. Atskiros mažo dydžio tamsios vietos vadinamos ežerais arba oazėmis. Išsikišusios į žemynus, jūros sudaro įlankas. Ir žemynai, ir jūros yra rausvos spalvos.

Žemynų ir jūrų ryškumo santykis didžiausias raudonojoje ir infraraudonojoje srityje (tamsiausioms jūroms iki 50%), geltonuose ir žaliuose spinduliuose mažesnis, mėlyname Marso diske jūros visiškai nesiskiria.

Tamsiosios sritys kartu su poliariniais dangteliais dalyvauja periodinių sezoninių pokyčių cikle. Žiemą tamsios sritys turi mažiausiai kontrasto. Pavasarį palei poliarinės kepurės kraštą susidaro tamsus kraštas, o aplink jį didėja tamsių sričių kontrastas. Tamsėjimas palaipsniui plinta pusiaujo link, apimdamas vis naujas sritis. Daugelis detalių, kurios nesiskiria tam tikrame pusrutulyje žiemą, tampa aiškiai matomos vasarą. Tamsėjanti banga per parą sklinda apie 30 km greičiu. Vienose srityse pokyčiai reguliariai kartojasi metai iš metų, kitose tai vyksta kiekvieną pavasarį vis kitaip. Be pasikartojančių sezoninių pokyčių, nemažai kartų negrįžtamai išnyko ir atsirado tamsios detalės (pasaulietiniai pokyčiai). Šviesios zonos nedalyvauja sezoniniame cikle, tačiau gali patirti negrįžtamų pasaulietinių pokyčių.

4. Debesys yra laikinos detalės, lokalizuotos atmosferoje. Kartais jie apima didelę disko dalį, neleidžiant stebėti tamsių vietų. Debesys būna dviejų tipų: geltoni debesys, pagal bendrą nuomonę, dulkėtieji (pasitaiko atvejų, kai geltoni debesys uždengia visą diską mėnesius; tokie reiškiniai vadinami „dulkių audromis“); balti debesys, greičiausiai sudaryti iš ledo kristalų, pavyzdžiui, sausumos cirrus.

Pastaraisiais metais Marso tyrimas padarė didelę pažangą naudojant robotizuotas tarpplanetines stotis. Amerikietiškas AMS Mariner 4 pirmą kartą Marsą nufotografavo iš arti (apie 10 000 km) 1965 m.

Paaiškėjo, kad Marsas, kaip ir Mėnulis, yra padengtas krateriais. Mat „Mariner-4“ skrido netoli Marso ir jį nufotografavo „Mariner-6“ ir „Mariner-7“, o 1971 m., praėjus keliems mėnesiams po didžiosios opozicijos, į orbitas pateko pirmieji jo dirbtiniai palydovai, pagaminti žemiečių rankomis. aplink Marsą: du sovietiniai („Mars-2“ ir „Mars-3“) ir vienas amerikietiškas („Mariner-9“). Jų programos labai skyrėsi ir viena kitą papildė. Amerikos palydovas pirmiausia buvo skirtas Marsui fotografuoti; jis gavo kelis tūkstančius maždaug 1 km raiškos nuotraukų, apimančių beveik visą Marso paviršių.

Sovietiniai palydovai fotografavo daug mažesniu tūriu, tačiau juose buvo įrengta daug įrangos, skirtos fiziniais metodais tirti Marso paviršių, jo atmosferą ir beveik planetinę erdvę. Infraraudonųjų spindulių radiometru buvo matuojama paviršinio sluoksnio temperatūra, o kartu su radijo teleskopu – žemės temperatūra kelių dešimčių centimetrų gylyje; šviesumas esant skirtingiems bangos ilgiams, atmosferos slėgis ir aukštis virš jūros lygio buvo matuojamas pagal CO2 juostų intensyvumą, H2O kiekį atmosferoje, magnetinį lauką, viršutinių atmosferos sluoksnių sudėtį ir temperatūrą, elektronų koncentraciją jonosferoje ir elgesį. tarpplanetinės medžiagos Marso apylinkėse.

Nusileidusi transporto priemonė atsiskyrė nuo erdvėlaivio Mars-3, kuris pirmą kartą švelniai nusileido Marso paviršiuje. Sovietinė Marso erdvėlaivių tyrinėjimo programa buvo toliau plėtojama 1974 m., kai į planetą atvyko keturi sovietiniai erdvėlaiviai. Vienas iš jų, Mars-6, nusileido ant paviršiaus ir nusileisdamas į atmosferą pirmą kartą atliko tiesioginius jo sudėties, temperatūros ir slėgio matavimus. „Mars-5“ pateko į dirbtinio planetos palydovo orbitą, o „Mars-4“ ir „Mars-7“ praskridimo trajektorijomis atliko planetos ir tarpplanetinės erdvės tyrimus.

Paviršiaus nuotraukos, darytos iš Mariner 9, Mars 4 ir Mars 5, parodė, kad Marso paviršius yra labai įvairus pagal geologines formas. Didžioji jo dalis padengta krateriais, tačiau yra ir plokščių vietų, kuriose kraterių beveik nėra. Tarp kraterių yra ir tokių, kurie išsidėstę didžiulių kūgio formos kalnų viršūnėse. Toks išdėstymas reiškia, kad tai ne meteoritų krateriai, o vulkaniniai. Didžiausių ugnikalnių šlaituose meteoritų kraterių yra nedaug, todėl šie ugnikalniai yra „jauni“, susiformavo palyginti neseniai. Taigi, Marsas yra geologiškai aktyvi planeta. Marsas, matyt, turi savo magnetinį lauką, nors ir daug silpnesnį už Žemę; savo magnetinio lauko egzistavimas rodo skystos šerdies buvimą planetos centre.

Marso paviršiuje yra darinių, labai panašių į išdžiūvusias upių vagas. 1976 metų liepos 20 dieną amerikiečių desantas Viking-1 nusileido Marso paviršiuje.

Marso kraštovaizdis labai panašus į kai kurias sausumos dykumas. Yra nuožulnios smėlio kopos ir daug kampuotų akmenų.

Marso žemėlapyje rodomas takelis, kuriuo buvo atlikti tam tikro pravažiavimo matavimai. Instrumentai pirmiausia „pamatė“ pietinį Marso pusrutulį ir per pusvalandį jų optinės ašys kirto visą planetą iš pietų į šiaurę. Matyti, kad tamsesnėse vietose būna ir šiltesnė (jos sugeria daugiau saulės šilumos).

Šiauriniuose regionuose (platuma j> 45 °) temperatūra nukrenta iki labai žemo lygio, apie 150 °K. Tai yra poliarinio dangtelio sritis. Tai pasireiškia kaip staigus ultravioletinių spindulių ryškumo padidėjimas (0,37 mikrono), bet visai nesimato artimoje infraraudonojoje šviesoje (1,38 mikrono; čia planeta vis dar šviečia atsispindėjusia, o ne termine spinduliuote). Tai reiškia, kad tokiu atveju paviršiuje matome ne sniegą ar ledą, o atmosferoje plaukiančius debesis (susidarančius iš plonų kristalų). Kristalų dydžiai yra tokie maži, kad jie nebesklaido šviesos, kurios bangos ilgis yra apie 1 mikronas. Gali būti, kad tai paprasto H2O ledo kristalai: matome, kaip smarkiai čia krenta H2O garų kiekis. Jis turi pereiti į kietą fazę. Tokioje temperatūroje anglies dioksidas taip pat gali kondensuotis.

Marso paviršiaus temperatūra labai skiriasi. Prie pusiaujo jis pasiekia + 30 ° C dieną ir -100 ° C naktį. Taip yra dėl žemo Marso dirvožemio šilumos laidumo. Jis yra beveik toks pat žemas kaip mėnulis.

Žemiausia temperatūra žiemą būna poliarinių dangtelių paviršiuje (-125 °C).

Marso spektre pastebimos aiškiai matomos CO2 juostos, nors jos yra silpnesnės nei Veneros spektre (žr. 166 pav.). Debesys Marse dažniausiai dengia nežymią paviršiaus dalį (priešingai nei Venera), todėl iš spektroskopinių stebėjimų galima nustatyti absoliučią CO2 reikšmę atmosferoje. Kadangi bendras dujų slėgis skirtingai veikia silpnų ir stiprių linijų intensyvumą, jį taip pat galima nustatyti. „Mars-6“ ir „Viking-1 ir 2“ sumontuota įranga slėgį Marso atmosferoje matavo tiesiogiai naudojant barometrinius jutiklius. Paviršiuje jis lygus vidutiniškai 6 mb. „Viking-1 ir 2“ buvo atlikti tiesioginiai cheminės sudėties matavimai. masės spektrometras, kuris parodė, kad Marso atmosferoje yra 95% CO2.

Slėgis skirtinguose Marso regionuose dėl aukščio skirtumo gali skirtis kelis kartus. Aukščiausi Marso regionai yra 20 km aukščiau už žemiausius.

Įdomu tai, kad tamsios ir šviesios sritys vienodai gali būti žemos ir aukštos. Šiauriniame pusrutulyje vyrauja žemi regionai.

Vandens garų linijos randamos Marso spektre. Antžeminių stebėjimų metu jie gali būti atskirti nuo žemės linijų tik dėl Doplerio poslinkio, nes jie yra labai silpni. Stebint iš erdvėlaivio šio sunkumo nėra. Aukščiau buvo pateiktas erdvėlaivio stebėjimų pavyzdys.

Vandens garų kiekis Marso atmosferoje laikui bėgant skiriasi ir skirtinguose regionuose yra skirtingas. Kartais jis yra žemiau aptikimo ribos (apie 1 mikronas iškritusio vandens matavimams Marse 3), kartais siekia 50 mikronų. Tai yra vandens plėvelės storis, kuris padengtų planetą, jei visa kondensuotųsi. atmosferos vandens garai. Žemėje atmosferoje yra apie 1000 kartų daugiau vandens. Vidutinė Marso temperatūra (200 °K) yra pastebimai žemesnė nei Žemės, o po jo paviršiumi reikėtų tikėtis amžinojo įšalo sluoksnio, kuris atitolina H2O išsiskyrimą iš planetos vidaus.

Atkreipkite dėmesį, kad vanduo negali egzistuoti skystoje fazėje esant Marso temperatūrai ir slėgiui; jis gali būti tik ledo arba garų pavidalo.

Be H2O, Marso atmosferoje rasta ir kitų smulkių komponentų – N2 (2,5%), Ar (1,5%), CO (~ 0,01%), O2 (~ 0,01%), ozono O3 pėdsakų. Marso poliarinės kepurės yra sudėtingos. Šie debesys yra tik pakraščiuose ir tik tam tikrais laikotarpiais. Didžioji dalis matomo poliarinio dangtelio yra kietos paviršiuje esančios nuosėdos, kurias sudaro sušalęs anglies dioksidas su įprasto vandens ledo priemaiša. Poliarinės kepurės (daugiausia neišnykstančiame visiškai pietiniame) turi daugiau CO2 ir H2O nei atmosferoje. Buvo pateiktas toks labai įdomus pasiūlymas.

Dėl Marso poliarinės ašies precesijos kartą per 50 000 metų paaiškėja, kad abu poliariniai dangteliai visiškai išnyksta ir tada atmosferoje padidėja slėgis, padidėja H2O kiekis, atsiranda skystis. vandens. Galbūt šiais laikotarpiais upė tekėjo, palikdama kanalą.

Amerikiečių ir sovietų kosminių stočių skrydžio metu netoli Marso buvo atlikti eksperimentai, kuriais radijo bangomis skenuojama jo atmosfera, kaip ir tiriant Venerą. Jie leido nustatyti atmosferos slėgį ir temperatūrą aukštyje< 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.

Dabar, kai apibūdinome pagrindinius Marso paviršiaus ir atmosferos stebėjimo duomenis, apsvarstysime galimus periodinių sezoninių pokyčių tamsiuosiuose regionuose, susijusių su poliarinio dangtelio tirpimu, paaiškinimus. Vienas iš jų – pavasarį, prasidėjus poliarinių kepurių sublimacijai, dirva atšyla, padidėja drėgmė. Laikui bėgant šis atšilimo procesas plinta toliau iki pusiaujo, todėl jūros ir oazės tamsėja. Jei tamsėjimo procesai yra susiję su dirvožemio drėgmės padidėjimu, yra dvi galimybės:

1) tamsias vietas užima augmenija, kuri, kaip ir žemė, prasidėjus pavasariui, dėl temperatūros ir drėgmės padidėjimo pereina į aktyviąją fazę;
2) tamsios vietos padengiamos kažkokia mineraline medžiaga, kuri tamsėja didėjant temperatūrai ar drėgmei.

Tačiau periodiškas skrudinimo procesas gali būti visiškai nesusijęs su drėgme. Pavyzdžiui, tai gali sukelti periodiniai sezoniniai vėjo krypčių pokyčiai. Pavasarį vėjas iš jūros plotų neša smulkesnes daleles, o jūros tamsėja, rudenį smulkios dalelės juda priešinga kryptimi.

Tamsiųjų zonų gebėjimas atsigauti jau seniai buvo pastebėtas. Marse dažnai kyla dulkių audros, kurios, atrodytų, jau seniai turėjo uždengti jūras.

Nieko panašaus nevyksta. Netrukus po dulkių audros pabaigos visiškai atkuriamas tamsių sričių kontrastas. Ši savybė lengvai paaiškinama, jei darome prielaidą, kad tamsios vietos yra padengtos augmenija. Bet vėlgi, jei darysime prielaidą, kad jūros yra sritys, iš kurių vėjas lengvai išpučia mažesnes daleles, kontrasto atkūrimą galima paaiškinti nesiremiant augmenijos hipoteze.

Taigi, reiškiniai, kurie gali būti laikomi Marso biosferos aktyvumo rodikliu, yra šie:

1) periodiniai sezoniniai pokyčiai tamsiose vietose;
2) periodinių sezoninių pokyčių tamsiose vietose ryšys su poliarinių dangtelių sublimacija;
3) tamsių zonų gebėjimas atsinaujinti (atstatyti kontrastą).

Visi jie, kaip matėme, gali turėti labai nutolusį nuo biologinių procesų paaiškinimą. Žemas atmosferos slėgis ir didžiuliai dienos temperatūros svyravimai (mažiausiai 100 °) verčia daugelį tyrinėtojų neigiamai vertinti biosferos egzistavimą Marse. Kita vertus, žinomas ir didžiulis gyvų organizmų prisitaikymas. Žemės dirvožemyje yra mikroorganizmų (anaerobinių bakterijų), kurie gali atlaikyti žemą slėgį ir temperatūrą ir kuriems nereikia deguonies. Todėl gyvų organizmų paieškos Marse neatrodo visiškai beviltiškos. Tokios paieškos, matyt, bus atliekamos naudojant AMS, galinčią švelniai nusileisti ant Marso paviršiaus.

Marse yra du palydovai Fobos ir Deimos, kuriuos 1877 m. atrado amerikiečių astronomas Holas. Jie yra labai arti planetos ir yra silpni (+ 11 m, 5 ir + 12 m, 5), todėl juos stebėti sunku. Fobas yra 2,77 planetos spindulio atstumu nuo savo centro, o jo orbitos periodas yra 7h 39m 14s, t.y. daug mažiau nei Marso sukimosi periodas. Dėl to Fobas pakyla vakaruose, nepaisant to, kad jo cirkuliacijos kryptis yra tiesioginė. Deimos skrieja vidutiniškai 6,96 planetų spindulių atstumu, o laikotarpis yra 30 h 17 m 55 s. Fig. 177 rodoma nuo „Mariner-9“ lentos paimta Fobo nuotrauka. Jo paviršius yra daug labiau krateriuotas nei Marso, nes visiškai nėra atmosferos erozijos. Abu palydovai yra netaisyklingos formos. Fobo skersmuo yra apie 22-25 km, Deimos - apie 13 km.

Keturios antžeminės planetos turi daug bendro savo charakteristikomis. Beveik visa medžiaga yra sutelkta litosferoje. Masės svyruoja nuo 1,510-7 iki 3; 10-6 M¤ ir spinduliai maždaug nuo 3,510-3 iki 9,0 × 10-3 R¤. Vidutinis tankis yra dar siauresnėse ribose - nuo 4,0 (Marsas) iki 5,4-5,5 g / cm3 (kitos trys planetos). Matyt, visų šios grupės planetų gelmėse vyksta cheminė diferenciacija: sunkieji elementai (ypač Fe) susitelkę link centro, lengvi ir tuo pačiu labiau tirpūs – išoriniuose apvalkaluose; pluta ir mantija sudaryti iš silikatinių uolienų. Galbūt visos keturios planetos turi skystą šerdį. Mažiausiai dvi planetos (Žemė ir Marsas) turi ugnikalnius. Visų keturių planetų paviršiuje vienokiu ar kitokiu mastu yra tektoninio aktyvumo (kalnų statybos procesų) pėdsakų.

Visi buvo paveikti stipraus meteorito bombardavimo, kuris buvo vienas pagrindinių Marso ir Merkurijaus paviršiaus formavimosi veiksnių. Žemėje meteoritų kraterius beveik visiškai ištrina tektoniniai ir eroziniai procesai; Veneroje jie, atrodo, buvo daug geriau išsilaikę. Vienintelis energijos šaltinis, lemiantis sausumos planetų temperatūrą ir klimatą, yra saulės spinduliuotė. Vidinis šilumos srautas yra nereikšmingas, palyginti su saulės spinduliuotės srautu.

Trys iš keturių planetų turi atmosferą. Veneros ir Marso atmosferos sudėtis yra panaši: abiem atvejais pagrindinė sudedamoji dalis yra anglies dioksidas, tačiau jo kiekiai labai skiriasi. Žemės atmosferos sudėtis visiškai kitokia: azoto, deguonies, anglies dioksido yra labai mažai, be to, Žemėje yra hidrosfera - didžiulis vandens kiekis (kuris, priešingai, yra labai mažas Veneroje ir Marse). ). Skirtumai dideli, tačiau yra labai svarbių bendrų bruožų: lengvosios dujos – vandenilis ir helis, gausiausi elementai (kurie yra Saulės dalis, žvaigždės ir tarpžvaigždinės dujos) yra tik kaip smulkūs komponentai; visos dujos, kurios yra pagrindiniai atmosferos komponentai – (CO2, N2) ir vanduo yra vulkaninių dujų išsiskyrimo produktai. Žemėje esantis deguonis yra antrinis produktas, atsirandantis dėl H2O irimo dėl fotocheminių ir biologinių procesų. Šiuolaikinės antžeminių planetų (ir Žemės hidrosferos) atmosferos neabejotinai yra antrinės kilmės – ta prasme, kad susidarius jas skyrė litosfera.

Pirminė atmosfera, kurią daugiausia sudarė lengvosios dujos, likusios iš protoplanetinio ūko, galėjo išlikti (jei tokia atmosfera apskritai egzistavo) tik labai trumpą laiką ir turėjo greitai išsisklaidyti.

Per planetų egzistavimą (5109 metus) išsiskiria maždaug vienodas CO2 ir N2 kiekis Žemėje ir Veneroje, ir, matyt, Žemėje buvo išleista daug daugiau vandens. Skystas vanduo labai gerai ištirpdo CO2 ir paverčia jį karbonatinėmis uolienomis. Dėl to Žemės hidrosfera pašalino beveik visą anglies dioksidą, tačiau Veneroje jis nesusidarė, o CO2 visiškai liko atmosferoje. Marse bendras dujų išsiskyrimo greitis, matyt, yra dviem eilėmis mažesnis nei Veneroje, be to, didžioji išmetamo CO2 ir H2O kiekio dalis yra susijusi su poliariniais dangteliais ir žeme (dėl to adsorbcija ir amžinojo įšalo susidarymas).

Gyvsidabris beveik visiškai neturi atmosferos. Tuo tarpu gravitacijos pagreitis jo paviršiuje yra beveik toks pat, kaip ir Marse, ir jis tikriausiai galėtų išlaikyti CO2, jei jo sukauptų tiek pat, kiek Marse. Daug kas iš planetų atmosferų formavimosi ir evoliucijos procesų dar nesuvokta, tai viena įdomiausių planetų fizikos problemų, kurios vystymasis tik prasideda.

Atkreipkite dėmesį, kad jis turi tam tikrą praktinę vertę, nes turėtų numatyti tolesnę Žemės atmosferos ir klimato raidą.

Marso orbita pailga, todėl atstumas iki Saulės per metus pasikeičia 21 mln. Atstumas iki Žemės taip pat nėra pastovus. Didžiosiose planetų priešpriešose, atsirandančiose kartą per 15-17 metų, kai Saulė, Žemė ir Marsas išsirikiuoja vienoje linijoje, Marsas kuo arčiau Žemės artėja 50-60 mln. Paskutinė Didžioji opozicija buvo 2003 m. Didžiausias Marso atstumas nuo Žemės siekia 400 mln. km.

Metai Marse yra beveik dvigubai ilgesni nei Žemės – 687 Žemės dienos. Ašis pakreipta į orbitą - 65 °, o tai lemia sezonų kaitą. Sukimosi aplink savo ašį laikotarpis yra 24,62 valandos, tai yra tik 41 minute ilgesnis nei Žemės sukimosi periodas. Pusiaujo posvyris į orbitą yra beveik toks pat kaip Žemės. Tai reiškia, kad dienos ir nakties kaita bei metų laikų kaita Marse yra beveik tokia pati kaip Žemėje.

Remiantis skaičiavimais, Marso šerdies masė sudaro iki 9% planetos masės. Jis susideda iš geležies ir jos lydinių ir yra skystos būsenos. Marsas turi storą 100 km storio plutą. Tarp jų yra silikatinė mantija, praturtinta geležimi. Raudona Marso spalva yra būtent dėl to, kad jo dirvožemis yra pusiau sudarytas iš geležies oksidų. Atrodė, kad planeta „surūdijo“.

Dangus virš Marso yra giliai violetinis, o ryškios žvaigždės matomos net dieną esant ramiam, ramiam orui. Atmosfera yra tokios sudėties (46 pav.): anglies dioksidas - 95%, azotas - 2,5, atominis vandenilis, argonas - 1,6%, likusi dalis - vandens garai, deguonis. Žiemą anglies dioksidas užšąla į sausą ledą. Atmosferoje reti debesys, virš žemumų ir kraterių dugne šaltuoju paros metu tvyro rūkai.

Ryžiai. 46. Marso atmosferos sudėtis

Vidutinis atmosferos slėgis paviršiaus lygyje yra apie 6,1 mbar. Tai yra 15 000 kartų mažiau ir 160 kartų mažiau nei Žemės paviršius. Giliausiose įdubose slėgis siekia 12 mbar. Marso atmosfera yra labai iškrauta. Marsas yra šalta planeta. Žemiausia Marse užfiksuota temperatūra –139 °C. Planetai būdingas staigus temperatūros kritimas. Temperatūros diapazonas gali būti 75-60 ° C. Marso klimato zonos yra panašios į Žemės. Pusiaujo zonoje vidurdienį temperatūra pakyla iki + 20-25 ° С, o naktį nukrenta iki -40 ° С. Vidutinio klimato zonoje ryte temperatūra siekia 50–80 °C.

Manoma, kad prieš kelis milijardus metų Marse buvo 1-3 barų tankio atmosfera. Esant tokiam slėgiui, vanduo turi būti skystos būsenos, o anglies dioksidas turi išgaruoti ir gali atsirasti šiltnamio efektas (kaip ir Veneroje). Tačiau dėl mažos masės Marsas palaipsniui prarado atmosferą. Sumažėjo šiltnamio efektas, atsirado amžinasis įšalas ir poliarinės kepurės, kurios stebimos ir šiandien.

Marse yra aukščiausias Saulės sistemos ugnikalnis – Olimpas. Jo aukštis siekia 27 400 m, o ugnikalnio pagrindo skersmuo siekia 600 km. Tai užgesęs ugnikalnis, kuris greičiausiai išspjovė lavą maždaug prieš 1,5 milijardo metų.

Bendrosios Marso planetos charakteristikos

Šiuo metu Marse aktyvaus ugnikalnio nerasta. Netoli Olimpo yra ir kitų milžiniškų ugnikalnių: Askriyskaya, Peacock ir Arsia kalnų, kurių aukštis viršija 20 km. Iš jų ištekėjusi lava, kol nesustingo, pasklido į visas puses, todėl ugnikalniai savo forma panašesni į pyragus, o ne į kūgius. Taip pat Marse yra smėlio kopų, milžiniškų kanjonų ir lūžių, taip pat meteoritų kraterių. Grandioziškiausia kanjonų sistema – 4 tūkst. km ilgio Marinerio slėnis. Anksčiau Marse galėjo tekėti upės, kurios paliko šiandien stebimus kanalus.

1965 metais amerikiečių zondas Mariner 4 perdavė pirmuosius Marso vaizdus. Pirmasis Marso žemėlapis. O 1997 metais amerikiečių erdvėlaivis į Marsą atgabeno robotą – 30 cm ilgio ir 11 kg sveriantį šešiaratį vežimėlį. Robotas Marse buvo nuo 1997 m. liepos 4 d. iki rugsėjo 27 d., tyrinėdamas šią planetą. Laidos apie jo judėjimą buvo transliuojamos per televiziją ir internete.

Marse yra du palydovai – Deimos ir Fobos.

Hipotezę apie dviejų palydovų egzistavimą Marse 1610 metais išsakė vokiečių matematikas, astronomas, fizikas ir astrologas. Johanesas Kepleris (1571 — 1630), atradęs planetų judėjimo dėsnius.

Tačiau Marso palydovus amerikiečių astrologas atrado tik 1877 m Asafo salė (1829-1907).

klasė = "1 dalis">

Detaliai:

Marso planeta

Pagrindinės Marso savybės

Marso atmosfera

Marso atmosferos sudėtis ir kiti parametrai iki šiol nustatyti gana tiksliai. Marso atmosferą sudaro anglies dioksidas (96%), azotas (2,7%) ir argonas (1,6%). Deguonies yra nežymiai (0,13%). Vandens garai pateikiami pėdsakų pavidalu (0,03%). Slėgis paviršiuje yra tik 0,006 (šešios tūkstantosios) slėgio Žemės paviršiuje. Marso debesys yra sudaryti iš vandens garų ir anglies dioksido ir atrodo maždaug kaip plunksniniai debesys virš Žemės.

Marso dangaus spalva yra rausva dėl ore esančių dulkių. Itin retas oras prastai perduoda šilumą, todėl įvairiose planetos vietose yra didelis temperatūrų skirtumas.

Nepaisant retėjančios atmosferos, jos apatiniai sluoksniai yra gana rimta kliūtis erdvėlaiviams. Taigi, nusileidžiančių transporto priemonių kūginiai apsauginiai apvalkalai „Mariner-9“(1971) Marso atmosferai pereinant iš viršutinių sluoksnių į 5 km atstumą nuo planetos paviršiaus, jie įkaisdavo iki 1500 °C temperatūros. Marso jonosfera tęsiasi nuo 110 iki 130 km virš planetos paviršiaus.

Apie Marso judėjimą

Marsą iš Žemės galima pamatyti plika akimi. Jo tariamas žvaigždžių dydis siekia –2,9 m (arčiausiai Žemės priartėjus), ryškumu nusileidžia tik Venerai, Mėnuliui ir Saulei, tačiau dažniausiai Jupiteris Žemės stebėtojui yra ryškesnis nei Marsas. Marsas skrieja aplink Saulę elipsės formos orbita, tada nutolsta nuo žvaigždės 249,1 milijono km, o tada artėja prie jos iki 206,7 milijono km atstumo.

Jei atidžiai stebėsite Marso judėjimą, pastebėsite, kad per metus keičiasi jo judėjimo dangumi kryptis. Beje, tai pastebėjo senovės stebėtojai. Tam tikru momentu Marsas, atrodo, juda priešinga kryptimi. Tačiau šis judėjimas matomas tik iš Žemės. Natūralu, kad Marsas negali atlikti jokio atvirkštinio judėjimo savo orbitoje. O atvirkštinio judėjimo matomumas susidaro dėl to, kad Marso orbita yra išorinė Žemės orbitos atžvilgiu, o vidutinis judėjimo greitis orbitoje aplink Saulę šalia Žemės yra didesnis (29,79 km/s) nei Marso (24,1). km/s). Tuo momentu, kai Žemė savo judėjime aplink Saulę pradeda aplenkti Marsą ir atrodo, kad Marsas pradėjo priešingą, arba, kaip vadina astronomai, retrogradinį judėjimą. Atvirkštinio (retrogradinio) judėjimo diagrama gerai iliustruoja šį reiškinį.

Pagrindinės Marso savybės

Parametrų pavadinimas	Kiekybiniai rodikliai
Vidutinis atstumas iki Saulės	227,9 mln km
Minimalus atstumas iki Saulės	206,7 mln km
Didžiausias atstumas iki saulės	249,1 mln km
Pusiaujo skersmuo	6786 km (Marsas yra beveik perpus mažesnis už Žemę – pusiaujo skersmuo yra ~ 53% Žemės)
Vidutinis orbitos sukimosi aplink Saulę greitis	24,1 km/s
Sukimosi apie savo ašį laikotarpis (Sideralinis ekvatorinis sukimosi periodas)	24 val. 37 min. 22,6 s
Revoliucijos aplink Saulę laikotarpis	687 dienos
Žinomi natūralūs palydovai	2
Masė (Žemė = 1)	0,108 (6,418 x 10 23 kg)
Tūris (Earth = 1)	0,15
Vidutinis tankis	3,9 g / cm³
Vidutinė paviršiaus temperatūra	minus 50 ° С (temperatūros skirtumas yra nuo –153 ° C ašigalyje žiemą ir iki +20 ° C prie pusiaujo vidurdienį)
Ašies pakreipimas	25 ° 11"
Orbitos polinkis ekliptikos atžvilgiu	1 ° 9 "
Paviršiaus slėgis (Žemėje = 1)	0,006
Atmosferos kompozicija	CO 2 – 96 %, N – 2,7 %, Ar – 1,6 %, O 2 – 0,13 %, H 2 O (garai) – 0,03 %
Laisvo kritimo pagreitis ties pusiauju	3,711 m / s² (0,378 antžeminis)
Parabolinis greitis	5,0 km/s (Žemėje 11,2 km/s)

Lentelėje parodytas didelis tikslumas, kuriuo nustatomi pagrindiniai Marso planetos parametrai. Tai nenuostabu, jei turėsime omenyje, kad dabar astronominiams stebėjimams ir tyrimams naudojami moderniausi moksliniai metodai ir itin tiksli įranga. Tačiau visai kitaip mes siejame su tokiais faktais iš mokslo istorijos, kai praeitų amžių mokslininkai, dažnai neturėję dispozicijoje jokių astronominių instrumentų, išskyrus pačius paprasčiausius teleskopus su nedideliu padidinimu (daugiausia 15-20 kartų). ), atliko tikslius astronominius skaičiavimus ir net atrado dangaus kūnų judėjimo dėsnius.

Pavyzdžiui, prisiminkime, kad italų astronomas Giandomenico Cassini jau 1666 metais (!) Nustatė Marso planetos sukimosi aplink savo ašį laiką. Jo skaičiavimai davė rezultatą 24 valandos 40 minučių. Palyginkite šį rezultatą su Marso sukimosi aplink savo ašį periodu, nustatytu šiuolaikinių techninių priemonių pagalba (24 val. 37 min. 23 sekundės). Ar čia reikia mūsų komentarų?

Arba toks pavyzdys. pačioje XVII amžiaus pradžioje jis atrado planetų judėjimo dėsnius, neturėdamas nei tikslių astronominių instrumentų, nei matematinio aparato tokių geometrinių figūrų kaip elipsės ir ovalo plotams apskaičiuoti. Turėdamas regėjimo sutrikimų, jis atliko tiksliausius astronominius matavimus.

Tokie pavyzdžiai rodo, kad labai svarbu būti aktyviam ir entuziastingam moksle, taip pat atsidavimo reikalui, kuriam tarnauja žmogus.

Mieli lankytojai!

Jūsų darbas išjungtas JavaScript... Įjunkite scenarijus savo naršyklėje ir pamatysite visas svetainės funkcijas!