Marsa planēta sena. "Bermudu trijstūris" uz Marsa. Seja uz Google marsa

Kosmoss jau sen ir piesaistījis cilvēku uzmanību. Astronomi Saules sistēmas planētas sāka pētīt jau viduslaikos, pētot tās caur primitīviem teleskopiem. Bet pamatīga klasifikācija, struktūras īpatnību un kustības apraksts debess ķermeņi To kļuva iespējams darīt tikai 20. gs. Līdz ar jaudīgu iekārtu, modernu observatoriju un kosmosa kuģu parādīšanos tika atklāti vairāki līdz šim nezināmi objekti. Tagad katrs skolēns var secībā uzskaitīt visas Saules sistēmas planētas. Gandrīz visos no tiem nolaidusies kosmiskā zonde, un līdz šim cilvēks ir apmeklējis tikai Mēnesi.

Kas ir Saules sistēma

Visums ir milzīgs un ietver daudzas galaktikas. Mūsu Saules sistēma ir daļa no galaktikas, kurā ir vairāk nekā 100 miljardi zvaigžņu. Bet ir ļoti maz tādu, kas līdzinās Saulei. Būtībā tie visi ir sarkanie punduri, kuri ir mazāki izmērā un nespīd tik spilgti. Zinātnieki ir ierosinājuši, ka Saules sistēma izveidojās pēc Saules parādīšanās. Tās milzīgais pievilcības lauks notvēra gāzes-putekļu mākoni, no kura pakāpeniskas dzesēšanas rezultātā veidojās cietās vielas daļiņas. Laika gaitā no tiem veidojās debess ķermeņi. Tiek uzskatīts, ka Saule tagad atrodas tās vidū dzīves ceļš, tāpēc tā, tāpat kā visi no tā atkarīgie debess ķermeņi, pastāvēs vēl vairākus miljardus gadu. Tuvo kosmosu astronomi ir pētījuši jau ilgu laiku, un jebkurš cilvēks zina, kādas Saules sistēmas planētas pastāv. To fotoattēlus, kas uzņemti no kosmosa satelītiem, var atrast dažādu šai tēmai veltīto informācijas resursu lapās. Visus debess ķermeņus notur spēcīgais Saules gravitācijas lauks, kas veido vairāk nekā 99% no Saules sistēmas tilpuma. Lieli debess ķermeņi griežas ap zvaigzni un ap tās asi vienā virzienā un vienā plaknē, ko sauc par ekliptikas plakni.

Saules sistēmas planētas kārtībā

Mūsdienu astronomijā ir pieņemts uzskatīt debess ķermeņus, sākot no Saules. 20. gadsimtā tika izveidota klasifikācija, kas ietver 9 Saules sistēmas planētas. Taču nesenā kosmosa izpēte un jauni atklājumi ir mudinājuši zinātniekus pārskatīt daudzus astronomijas noteikumus. Un 2006. gadā starptautiskā kongresā tā mazā izmēra (punduris, kura diametrs nepārsniedz trīs tūkstošus km) dēļ Plutons tika izslēgts no klasisko planētu skaita, un no tām bija palikušas astoņas. Tagad mūsu Saules sistēmas struktūra ir ieguvusi simetrisku, slaidu izskatu. Tajā ietilpst četras zemes planētas: Merkurs, Venera, Zeme un Marss, pēc tam nāk asteroīdu josta, kam seko četras milzu planētas: Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns. Saules sistēmas nomalē atrodas arī telpa, ko zinātnieki dēvē par Kuipera jostu. Šeit atrodas Plutons. Šīs vietas joprojām ir maz pētītas, jo tās atrodas tālu no Saules.

Zemes planētu iezīmes

Kas ļauj klasificēt šos debess ķermeņus vienā grupā? Ļaujiet mums uzskaitīt galvenos iekšējo planētu raksturlielumus:

• salīdzinoši mazs izmērs;
• cieta virsma, liels blīvums un līdzīgs sastāvs (skābeklis, silīcijs, alumīnijs, dzelzs, magnijs un citi smagie elementi);
• atmosfēras klātbūtne;
• identiska struktūra: dzelzs kodols ar niķeļa piemaisījumiem, mantija, kas sastāv no silikātiem, un silikātu iežu garoza (izņemot dzīvsudrabu - tai nav garozas);
• neliels skaits satelītu - tikai 3 četrām planētām;
• diezgan vājš magnētiskais lauks.

Milzu planētu iezīmes

Kas attiecas uz ārējām planētām jeb gāzes milžiem, tām ir šādas līdzīgas īpašības:

• lieli izmēri un svars;
• tiem nav cietas virsmas un tie sastāv no gāzēm, galvenokārt hēlija un ūdeņraža (tāpēc tos sauc arī par gāzes milžiem);
• šķidrs kodols, kas sastāv no metāliskā ūdeņraža;
• liels griešanās ātrums;
• spēcīgs magnētiskais lauks, kas izskaidro daudzu uz tiem notiekošo procesu neparasto raksturu;
• šajā grupā ir 98 satelīti, no kuriem lielākā daļa pieder Jupiteram;
• visvairāk raksturīga iezīme gāzes milži ir gredzenu klātbūtne. Tās ir uz visām četrām planētām, lai gan tās ne vienmēr ir pamanāmas.

Pirmā planēta ir Merkurs

Tas atrodas vistuvāk Saulei. Tāpēc zvaigzne no tās virsmas šķiet trīs reizes lielāka nekā no Zemes. Tas arī izskaidro spēcīgās temperatūras izmaiņas: no -180 līdz +430 grādiem. Dzīvsudrabs savā orbītā pārvietojas ļoti ātri. Varbūt tāpēc tas ieguva šādu nosaukumu, jo grieķu mitoloģijā Merkurs ir dievu vēstnesis. Šeit praktiski nav atmosfēras un debesis vienmēr ir melnas, bet Saule spīd ļoti spoži. Tomēr pie poliem ir vietas, kur tās stari nekad nesaskaras. Šo parādību var izskaidrot ar rotācijas ass slīpumu. Uz virsmas ūdens netika atrasts. Šis apstāklis, kā arī neparasti augstā dienas temperatūra (kā arī zemā nakts temperatūra) pilnībā izskaidro dzīvības neesamību uz planētas.

Venera

Ja pēta Saules sistēmas planētas secībā, tad Venēra ir otrajā vietā. Cilvēki to varēja novērot debesīs senatnē, bet, tā kā tas tika rādīts tikai no rīta un vakarā, tika uzskatīts, ka tie ir 2 dažādi objekti. Starp citu, mūsu slāvu senči to sauca par Mertsanu. Šis ir trešais spilgtākais objekts pie mums Saules sistēma. Cilvēki to mēdza dēvēt par rīta un vakara zvaigzni, jo tā vislabāk redzama pirms saullēkta un saulrieta. Venera un Zeme ir ļoti līdzīgas pēc uzbūves, sastāva, izmēra un gravitācijas. Šī planēta ļoti lēni pārvietojas ap savu asi, veicot pilnu apgriezienu 243,02 Zemes dienās. Protams, apstākļi uz Veneras ļoti atšķiras no apstākļiem uz Zemes. Tas ir divreiz tuvāk Saulei, tāpēc tur ir ļoti karsts. Augstā temperatūra skaidrojama arī ar to, ka biezi sērskābes mākoņi un atmosfēra no oglekļa dioksīds radīt siltumnīcas efektu uz planētas. Turklāt spiediens uz virsmas ir 95 reizes lielāks nekā uz Zemes. Tāpēc pirmais kuģis, kas 20. gadsimta 70. gados apmeklēja Venēru, tur uzturējās ne vairāk kā stundu. Vēl viena planētas īpatnība ir tā, ka tā griežas pretējā virzienā, salīdzinot ar lielāko daļu planētu. Astronomi joprojām neko vairāk par šo debess objektu nezina.

Trešā planēta no Saules

Vienīgā astronomiem zināmā vieta Saules sistēmā un pat visā Visumā, kur pastāv dzīvība, ir Zeme. Sauszemes grupā tam ir vislielākais izmērs. Kas vēl viņa ir

1. Vislielākā gravitācija starp sauszemes planētām.
2. Ļoti spēcīgs magnētiskais lauks.
3. Liels blīvums.
4. Tā ir vienīgā starp visām planētām, kurai ir hidrosfēra, kas veicināja dzīvības veidošanos.
5. Tam ir lielākais satelīts salīdzinājumā ar tā izmēru, kas stabilizē tā slīpumu attiecībā pret Sauli un ietekmē dabiskos procesus.

Planēta Marss

Šī ir viena no mazākajām planētām mūsu galaktikā. Ja mēs uzskatām Saules sistēmas planētas sakārtotas, tad Marss ir ceturtais no Saules. Tās atmosfēra ir ļoti reta, un spiediens uz virsmu ir gandrīz 200 reizes mazāks nekā uz Zemes. Tā paša iemesla dēļ tiek novērotas ļoti spēcīgas temperatūras izmaiņas. Planēta Marss ir maz pētīta, lai gan jau sen ir piesaistījusi cilvēku uzmanību. Pēc zinātnieku domām, šis ir vienīgais debess ķermenis, uz kura varētu pastāvēt dzīvība. Galu galā agrāk uz planētas virsmas bija ūdens. Šādu secinājumu var izdarīt no tā, ka pie stabiem ir lielas ledus cepures, un virsma ir klāta ar daudzām rievām, kas varētu būt izžuvušas upju gultnes. Turklāt uz Marsa ir daži minerāli, kas var veidoties tikai ūdens klātbūtnē. Vēl viena ceturtās planētas iezīme ir divu satelītu klātbūtne. Tos neparastus padara tas, ka Fobs pamazām palēnina savu rotāciju un tuvojas planētai, savukārt Deimos, gluži pretēji, attālinās.

Ar ko Jupiters ir slavens?

Piektā planēta ir lielākā. Jupitera tilpums atbilstu 1300 Zemēm, un tā masa ir 317 reizes lielāka par Zemes masu. Tāpat kā visiem gāzes milžiem, tā struktūra ir ūdeņraža hēlijs, kas atgādina zvaigžņu sastāvu. Jupiters ir visinteresantākā planēta, kurai ir daudz raksturīgu iezīmju:

• tas ir trešais spožākais debess ķermenis aiz Mēness un Veneras;
• Jupiteram ir spēcīgākais magnētiskais lauks no jebkuras planētas;
• tas pabeidz pilnu apgriezienu ap savu asi tikai 10 Zemes stundās – ātrāk nekā citas planētas;
• interesanta iezīme Jupiters ir liels sarkans plankums – šādi no Zemes redzams atmosfēras virpulis, kas griežas pretēji pulksteņrādītāja virzienam;
• tāpat kā visām milzu planētām, tai ir gredzeni, lai gan ne tik spilgti kā Saturnam;
• šai planētai ir vislielākais satelītu skaits. Viņam to ir 63. Slavenākie ir Eiropa, kur tika atrasts ūdens, Ganimēds - lielākais planētas Jupiters satelīts, kā arī Io un Calisto;
• Vēl viena planētas iezīme ir tā, ka ēnā virsmas temperatūra ir augstāka nekā Saules apgaismotās vietās.

Planēta Saturns

Tas ir otrs lielākais gāzes gigants, kas arī nosaukts senā dieva vārdā. Tas sastāv no ūdeņraža un hēlija, bet uz tā virsmas ir atrastas metāna, amonjaka un ūdens pēdas. Zinātnieki ir atklājuši, ka Saturns ir visretākā planēta. Tās blīvums ir mazāks nekā ūdens blīvums. Šis gāzes gigants griežas ļoti ātri – tas veic vienu apgriezienu 10 Zemes stundās, kā rezultātā planēta no sāniem tiek saplacināta. Milzīgi ātrumi uz Saturna un vēja - līdz 2000 kilometriem stundā. Tas ir ātrāks par skaņas ātrumu. Saturnam ir vēl viena atšķirīga iezīme – tas savā gravitācijas laukā notur 60 satelītus. Lielākais no tiem, Titāns, ir otrs lielākais visā Saules sistēmā. Šī objekta unikalitāte slēpjas apstāklī, ka, pētot tā virsmu, zinātnieki pirmo reizi atklāja debess ķermeni, kura apstākļi bija līdzīgi tiem, kādi pastāvēja uz Zemes pirms aptuveni 4 miljardiem gadu. Bet visvairāk galvenā iezīme Saturns ir spilgtu gredzenu klātbūtne. Tie riņķo ap planētu ap ekvatoru un atstaro vairāk gaismas nekā pati planēta. Četri ir pārsteidzošākā parādība Saules sistēmā. Neparasti ir tas, ka iekšējie gredzeni pārvietojas ātrāk nekā ārējie gredzeni.

- Urāns

Tātad, mēs turpinām secināt Saules sistēmas planētas. Septītā planēta no Saules ir Urāns. Tas ir aukstākais no visiem - temperatūra pazeminās līdz -224 °C. Turklāt zinātnieki tā sastāvā neatrada metālisku ūdeņradi, bet gan atrada modificētu ledu. Tāpēc Urāns tiek klasificēts kā atsevišķa kategorija ledus milži. Apbrīnojama šī debesu ķermeņa iezīme ir tā, ka tas griežas, guļot uz sāniem. Neparasta ir arī gadalaiku maiņa uz planētas: tur valda ziema pat 42 Zemes gadus, un Saule vispār neparādās, arī vasara ilgst 42 gadus, un Saule šajā laikā neriet. Pavasarī un rudenī zvaigzne parādās ik pēc 9 stundām. Tāpat kā visām milzu planētām, Urānam ir gredzeni un daudzi pavadoņi. Ap to riņķo veseli 13 gredzeni, bet tie nav tik spoži kā Saturnam, un uz planētas ir tikai 27 pavadoņi.Ja salīdzinām Urānu ar Zemi, tad tas ir 4 reizes lielāks par to, 14 reizes smagāks un ir atrodas tādā attālumā no Saules, kas ir 19 reizes lielāks par ceļu uz zvaigzni no mūsu planētas.

Neptūns: neredzamā planēta

Pēc tam, kad Plutons tika izslēgts no planētu skaita, Neptūns kļuva par pēdējo no Saules sistēmā. Tas atrodas 30 reizes tālāk no zvaigznes nekā Zeme, un no mūsu planētas nav redzams pat ar teleskopu. Zinātnieki to atklāja, tā teikt, nejauši: novērojot tai tuvāko planētu un to pavadoņu kustības īpatnības, secināja, ka aiz Urāna orbītas noteikti ir jābūt vēl vienam lielam debess ķermenim. Pēc atklāšanas un izpētes tika atklātas interesantas šīs planētas iezīmes:

• tā kā atmosfērā ir liels metāna daudzums, planētas krāsa no kosmosa šķiet zilganzaļa;
• Neptūna orbīta ir gandrīz ideāli apļveida;
• planēta griežas ļoti lēni – tā veic vienu apli ik pēc 165 gadiem;
• Neptūns ir 4 reizes lielāks par Zemi un 17 reizes smagāks, bet gravitācijas spēks ir gandrīz tāds pats kā uz mūsu planētas;
• lielākais no 13 šī giganta satelītiem ir Tritons. Tas vienmēr ir pagriezts pret planētu ar vienu pusi un lēnām tuvojas tai. Pamatojoties uz šīm pazīmēm, zinātnieki ierosināja, ka to notvēra Neptūna gravitācija.

Visā Piena Ceļa galaktikā ir aptuveni simts miljardu planētu. Pagaidām zinātnieki nevar izpētīt pat dažus no tiem. Bet planētu skaits Saules sistēmā ir zināms gandrīz visiem cilvēkiem uz Zemes. Tiesa, 21. gadsimtā interese par astronomiju ir nedaudz apsīkusi, taču pat bērni zina Saules sistēmas planētu nosaukumus.

Marss– Saules sistēmas ceturtā planēta: Marsa karte, interesanti fakti, satelīti, izmērs, masa, attālums no Saules, nosaukums, orbīta, pētījumi ar fotogrāfijām.

Marss ir ceturtā planēta no Saules un Saules sistēmā vislīdzīgākā Zemei. Mēs savu kaimiņu pazīstam arī pēc tā otrā vārda – “Sarkanā planēta”. Tā saņēma savu nosaukumu par godu romiešu kara dievam. Iemesls ir tā sarkanā krāsa, ko rada dzelzs oksīds. Ik pēc dažiem gadiem planēta ir mums vistuvāk un to var atrast naksnīgajās debesīs.

Tā periodiskā parādīšanās dēļ planēta ir iekļauta daudzos mītos un leģendās. Un ārējais draudīgais izskats kļuva par planētas baiļu cēloni. Uzzināsim vairāk interesantu faktu par Marsu.

Interesanti fakti par planētu Marss

Marsam un Zemei ir līdzīga virsmas masīva

• Sarkanā planēta klāj tikai 15% no Zemes tilpuma, bet 2/3 mūsu planētas klāj ūdens. Marsa gravitācija ir 37% no Zemes, kas nozīmē, ka jūsu lēciens būs trīs reizes lielāks.

Ir augstākais kalns sistēmā

• Olimpa kalns (augstākais Saules sistēmā) stiepjas 21 km garumā un aptver 600 km diametrā. Izveidojās miljardiem gadu, taču lavas plūsmas liecina, ka vulkāns joprojām var būt aktīvs.

Tikai 18 misijas bija veiksmīgas

• Ir notikušas aptuveni 40 kosmosa misijas uz Marsu, tostarp aplidojumi, orbitālās zondes un roveru nosēšanās. Starp pēdējiem bija Curiosity (2012), MAVEN (2014) un Indijas Mangalyaan (2014). 2016. gadā ieradās arī ExoMars un InSight.

Lielākās putekļu vētras

• Šīs laikapstākļu katastrofas var ilgt mēnešus un aptvert visu planētu. Gadalaiki kļūst ekstrēmi, jo eliptiskais orbitālais ceļš ir ārkārtīgi iegarens. Dienvidu puslodes tuvākajā punktā sākas īsa, bet karsta vasara, un ziemeļu puslodē iestājas ziema. Tad viņi maina vietas.

Marsa atkritumi uz Zemes

• Pētniekiem izdevās atrast nelielas Marsa atmosfēras pēdas meteorītos, kas ieradās pie mums. Viņi peldēja kosmosā miljoniem gadu, pirms sasniedza mūs. Tas palīdzēja veikt sākotnējo planētas izpēti pirms ierīču palaišanas.

Nosaukums cēlies no kara dieva Romā

• IN Senā Grieķija izmantoja vārdu Ares, kurš bija atbildīgs par visām militārajām darbībām. Romieši gandrīz visu kopēja no grieķiem, tāpēc viņi izmantoja Marsu kā savu analogu. Šo tendenci iedvesmoja objekta asiņainā krāsa. Piemēram, Ķīnā Sarkano planētu sauca par “ugunīgu zvaigzni”. Veidojas dzelzs oksīda dēļ.

Ir šķidra ūdens piezīmes

• Zinātnieki ir pārliecināti, ka ilgu laiku uz planētas Marss bija ūdens ledus nogulumu veidā. Pirmās pazīmes ir tumšas svītras vai plankumi uz krātera sienām un akmeņiem. Ņemot vērā Marsa atmosfēru, šķidrumam jābūt sāļam, lai nesasaltu un neiztvaikotu.

Gaidām, kad parādīsies gredzens

• Nākamo 20–40 miljonu gadu laikā Foboss bīstami pietuvosies un planētu gravitācijas dēļ to saplosīs. Tās fragmenti ap Marsu veidos gredzenu, kas var ilgt līdz pat simtiem miljonu gadu.

Planētas Marss izmērs, masa un orbīta

Planētas Marss ekvatoriālais rādiuss ir 3396 km, bet polārais rādiuss ir 3376 km (0,53 Zemes rādiuss). Pirms mums ir burtiski uz pusi mazāks par Zemi, bet masa ir 6,4185 x 10 23 kg (0,151 no Zemes). Planēta pēc aksiālā slīpuma atgādina mūsējo – 25,19°, kas nozīmē, ka uz tās var pamanīt arī sezonalitāti.

Marsa fiziskās īpašības

Ekvatoriālais	3396,2 km
Polārais rādiuss	3376,2 km
Vidējais rādiuss	3389,5 km
Virsmas laukums	1,4437⋅10 8 km² 0,283 zeme
Apjoms	1,6318⋅10 11 km³ 0,151 Zeme
Svars	6,4171⋅10 23 kg 0,107 zeme
Vidējais blīvums	3,933 g/cm³ 0,714 zeme
Bez paātrinājuma iekrīt pie ekvatora	3,711 m/s² 0,378 g
Pirmais bēgšanas ātrums	3,55 km/s
Otrais bēgšanas ātrums	5,03 km/s
Ekvatoriālais ātrums rotācija	868,22 km/h
Rotācijas periods	24 stundas 37 minūtes 22,663 sekundes
Ass slīpums	25.1919°
Pareizā pacelšanās Ziemeļpols	317,681°
Ziemeļpola deklinācija	52,887°
Albedo	0,250 (obligācija) 0,150 (ģeom.)
Šķietamais lielums	−2,91 m

Maksimālais attālums no Marsa līdz Saulei (afēlijs) ir 249,2 miljoni km, un tuvums (perihēlijs) ir 206,7 miljoni km. Tas noved pie tā, ka planēta orbitālajā ceļā pavada 1,88 gadus.

Planētas Marss sastāvs un virsma

Ar blīvumu 3,93 g/cm3 Marss ir zemāks par Zemi, un tam ir tikai 15% no mūsu tilpuma. Mēs jau minējām, ka sarkanā krāsa ir saistīta ar dzelzs oksīda (rūsas) klātbūtni. Bet citu minerālu klātbūtnes dēļ tas ir brūnā, zelta, zaļā utt. Izpētiet Marsa struktūru apakšējā attēlā.

Marss ir planēta zemes tips, kas nozīmē, ka tā ir augsts līmenis minerālvielas, kas satur skābekli, silīciju un metālus. Augsne ir nedaudz sārmaina un satur magniju, kāliju, nātriju un hloru.

Šādos apstākļos virsma nevar lepoties ar ūdeni. Taču plāns Marsa atmosfēras slānis ļāva ledus palikt polārajos reģionos. Un jūs varat redzēt, ka šīs cepures aptver pienācīgu teritoriju. Pastāv arī hipotēze par klātbūtni pazemes ūdens vidējos platuma grādos.

Marsa struktūra satur blīvu metālisku kodolu ar silikāta apvalku. To attēlo dzelzs sulfīds, un tas ir divreiz bagātāks ar gaismas elementiem nekā uz zemes. Garoza stiepjas 50-125 km garumā.

Kodols aptver 1700-1850 km, un to pārstāv dzelzs, niķelis un 16-17% sēra. Mazie izmēri un masa nozīmē, ka gravitācija sasniedz tikai 37,6% no Zemes. Uz virsmas esošais objekts nokritīs ar paātrinājumu 3,711 m/s 2 .

Ir vērts atzīmēt, ka Marsa ainava ir līdzīga tuksnesim. Virsma ir putekļaina un sausa. Sistēmā ir kalnu grēdas, līdzenumi un lielākās smilšu kāpas. Marss lepojas arī ar lielāko kalnu Olimpu un dziļāko bezdibeni Valles Marineris.

Fotogrāfijās redzami daudzi krāteru veidojumi, kas saglabājušies erozijas lēnuma dēļ. Hellas Planitia ir lielākais krāteris uz planētas, kura platums ir 2300 km un dziļums 9 km.

Planēta var lepoties ar gravām un kanāliem, caur kuriem iepriekš varēja plūst ūdens. Daži stiepjas 2000 km garumā un 100 km platumā.

Marsa pavadoņi

Divi no tā pavadoņiem griežas netālu no Marsa: Foboss un Deimos. 1877. gadā tos atklāja Asafs Hols, nosaucot tos grieķu mitoloģijas varoņu vārdā. Tie ir kara dieva Ares dēli: Fobs - bailes, un Deimos - šausmas. Marsa pavadoņi ir parādīti fotoattēlā.

Fobosas diametrs ir 22 km, un attālums ir 9234,42 – 9517,58 km. Orbitālai pārejai nepieciešamas 7 stundas, un šis laiks pakāpeniski samazinās. Pētnieki uzskata, ka pēc 10-50 miljoniem gadu satelīts ietrieksies Marsā vai tiks iznīcināts planētas gravitācijas ietekmē un izveidos gredzenveida struktūru.

Deimos diametrs ir 12 km, un tas griežas 23455,5 – 23470,9 km attālumā. Orbitālais maršruts ilgst 1,26 dienas. Marsam var būt arī papildu pavadoņi, kuru platums ir 50-100 m, un starp diviem lieliem var veidoties putekļu gredzens.

Tiek uzskatīts, ka iepriekš Marsa pavadoņi bija parasti asteroīdi, kas pakļāvās planētu gravitācijai. Bet tiem ir apļveida orbītas, kas ir neparasti notvertiem ķermeņiem. Tās varēja veidoties arī no materiāla, kas radīšanas sākumā bija noplēsts no planētas. Bet tad to sastāvam vajadzēja atgādināt planētas sastāvu. Varētu arī gadīties velciet, atkārtojot scenāriju ar mūsu Mēnesi.

Planētas Marsa atmosfēra un temperatūra

Sarkanajai planētai ir plāns atmosfēras slānis, ko pārstāv oglekļa dioksīds (96%), argons (1,93%), slāpeklis (1,89%) un skābekļa un ūdens piemaisījumi. Tajā ir daudz putekļu, kuru izmērs sasniedz 1,5 mikrometrus. Spiediens – 0,4-0,87 kPa.

Lielais attālums no Saules līdz planētai un plānā atmosfēra nozīmē, ka Marsam ir zema temperatūra. Tas svārstās no -46°C līdz -143°C ziemā un var sasilt līdz 35°C vasarā pie poliem un pusdienlaikā pie ekvatoriālās līnijas.

Marsu raksturo putekļu vētru darbība, kas var simulēt mini viesuļvētras. Tie veidojas saules apkures dēļ, kur paceļas siltākas gaisa straumes un veido vētras, kas stiepjas tūkstošiem kilometru.

Analizējot, atmosfērā tika atrastas arī metāna pēdas ar koncentrāciju 30 daļas uz miljonu. Tas nozīmē, ka viņš tika atbrīvots no konkrētām teritorijām.

Pētījumi liecina, ka planēta spēj radīt līdz 270 tonnām metāna gadā. Tas sasniedz atmosfēras slāni un saglabājas 0,6-4 gadus līdz pilnīgai iznīcināšanai. Pat neliela klātbūtne liecina, ka uz planētas ir paslēpts gāzes avots. Apakšējais skaitlis norāda metāna koncentrāciju uz Marsa.

Spekulācijas ietvēra mājienus par vulkānisko aktivitāti, komētas triecieniem vai mikroorganismu klātbūtni zem virsmas. Metāns var rasties arī nebioloģiskā procesā – serpentinizācijā. Tas satur ūdeni, oglekļa dioksīdu un minerālu olivīnu.

2012. gadā mēs veicām vairākus metāna aprēķinus, izmantojot Curiosity rover. Ja pirmā analīze uzrādīja noteiktu metāna daudzumu atmosfērā, tad otrā uzrādīja 0. Taču 2014. gadā roveris sastapās ar 10-kārtīgu smaili, kas liecina par lokalizētu izdalīšanos.

Satelīti arī konstatēja amonjaka klātbūtni, taču tā sadalīšanās periods ir daudz īsāks. Iespējamais avots: vulkāniskā darbība.

Planētu atmosfēru izkliedēšana

Astrofiziķis Valērijs Šematovičs par planētu atmosfēru, eksoplanetu sistēmu attīstību un Marsa atmosfēras zudumu:

Planētas Marsa izpētes vēsture

Zemieši savu sarkano kaimiņu vērojuši jau ilgāku laiku, jo planētu Marsu var atrast arī bez instrumentu izmantošanas. Pirmie ieraksti tika veikti jau gadā Senā Ēģipte 1534. gadā pirms mūsu ēras e. Viņi jau bija pazīstami ar retrogrādo efektu. Tiesa, viņiem Marss bija dīvaina zvaigzne, kuras kustība atšķīrās no pārējām.

Jau pirms Neobābilonijas impērijas parādīšanās (539. g. p.m.ē.) regulāri tika reģistrēti planētu novietojumi. Cilvēki atzīmēja izmaiņas kustībā, spilgtuma līmeņos un pat mēģināja paredzēt, kur viņi dosies.

4. gadsimtā pirms mūsu ēras. Aristotelis pamanīja, ka Marss oklūzijas periodā paslēpās aiz zemes pavadoņa, kas liecināja, ka planēta atrodas tālāk par Mēnesi.

Ptolemajs nolēma izveidot visa Visuma modeli, lai izprastu planētu kustību. Viņš ierosināja, ka planētu iekšpusē ir sfēras, kas garantē retrogrādu. Zināms, ka arī senie ķīnieši zināja par planētu tālajā 4. gadsimtā pirms mūsu ēras. e. Diametru aplēsa Indijas pētnieki 5. gadsimtā pirms mūsu ēras. e.

Ptolemaja modelis (ģeocentriskā sistēma) radīja daudzas problēmas, taču tas palika dominējošs līdz 16. gadsimtam, kad Koperniks nāca ar savu shēmu, kur centrā atrodas Saule (heliocentriskā sistēma). Viņa idejas pastiprināja Galileo Galileja novērojumi ar savu jauno teleskopu. Tas viss palīdzēja aprēķināt Marsa ikdienas paralaksi un attālumu līdz tai.

1672. gadā pirmos mērījumus veica Džovanni Kasīni, taču viņa aprīkojums bija vājš. 17. gadsimtā paralaksi izmantoja Tiho Brahe, pēc tam to izlaboja Johanness Keplers. Pirmo Marsa karti prezentēja Kristians Huigenss.

19. gadsimtā bija iespējams palielināt instrumentu izšķirtspēju un izpētīt Marsa virsmas iezīmes. Pateicoties tam, Džovanni Skjaparelli 1877. gadā izveidoja pirmo detalizēto Sarkanās planētas karti. Tas arī rādīja kanālus - garas taisnas līnijas. Vēlāk viņi saprata, ka tā bija tikai optiska ilūzija.

Karte iedvesmoja Persivalu Lovelu izveidot observatoriju ar diviem jaudīgiem teleskopiem (30 un 45 cm). Viņš rakstīja daudzus rakstus un grāmatas par Marsa tēmu. Kanāli un sezonālās izmaiņas (sarūkošās polārās ledus cepures) lika prātā domas par marsiešiem. Un pat pagājušā gadsimta sešdesmitajos gados. turpināja rakstīt pētījumus par šo tēmu.

Planētas Marsa izpēte

Uzlabota Marsa izpēte sākās ar kosmosa izpēti un transportlīdzekļu palaišanu uz citām sistēmas Saules planētām. Kosmosa zondes uz planētu sāka sūtīt 20. gadsimta beigās. Tieši ar viņu palīdzību mēs varējām iepazīties ar svešu pasauli un paplašināt savu izpratni par planētām. Un, lai gan mums neizdevās atrast marsiešus, dzīvība tur varēja pastāvēt agrāk.

Aktīva planētas izpēte sākās 1960. gados. PSRS nosūtīja 9 bezpilota zondes, kas nekad nenonāca uz Marsu. 1964. gadā NASA palaida Mariner 3 un 4. Pirmā neizdevās, bet otrā ieradās uz planētas 7 mēnešus vēlāk.

Mariner 4 spēja iegūt pirmās liela mēroga fotogrāfijas no svešas pasaules un pārraidīja informāciju par atmosfēras spiedienu, magnētiskā lauka neesamību un radiācijas joslu. 1969. gadā uz planētas ieradās jūrnieki 6 un 7.

1970. gadā sākās jaunas sacīkstes starp ASV un PSRS: kurš pirmais Marsa orbītā uzstādīs satelītu. PSRS izmantoja trīs kosmosa kuģus: Cosmos-419, Mars-2 un Mars-3. Pirmais palaišanas laikā neizdevās. Pārējie divi tika palaisti 1971. gadā, un to ierašanās bija 7 mēneši. Marss 2 avarēja, bet Marss 3 maigi nolaidās un kļuva par pirmo, kam izdevās. Taču pārraide ilga tikai 14,5 sekundes.

1971. gadā ASV nosūtīja Mariner 8 un 9. Pirmā iekrita Atlantijas okeāna ūdeņos, bet otrā veiksmīgi nostiprinājās Marsa orbītā. Kopā ar Marsu 2 un 3 viņi nonāca Marsa vētras periodā. Kad tas beidzās, Mariner 9 uzņēma vairākus attēlus, norādot uz šķidru ūdeni, kas, iespējams, tika novērots pagātnē.

1973. gadā no PSRS tika nosūtītas vēl četras ierīces, kur visas, izņemot Mars-7, piegādāja noderīgu informāciju. Lielākais ieguvums bija no Mars-5, kas nosūtīja 60 attēlus. ASV Vikingu misija sākās 1975. gadā. Tās bija divas orbitāles un divi piezemētāji. Viņiem bija jāseko biosignāliem un jāizpēta seismiskās, meteoroloģiskās un magnētiskās īpašības.

Vikingu aptauja parādīja, ka uz Marsa kādreiz bija ūdens, jo liela mēroga plūdi varēja iecirst dziļas ielejas un izgrauzt klints ieplakas. Marss palika noslēpums līdz 90. gadiem, kad Marsa ceļa meklētājs startēja ar kosmosa kuģi un zondi. Misija nolaidās 1987. gadā un tika pārbaudīta liela summa tehnoloģijas.

1999. gadā ieradās Mars Global Surveyor, izsekojot Marsam gandrīz polārā orbītā. Viņš pētīja virsmu gandrīz divus gadus. Mums izdevās notvert gravas un atkritumu plūsmas. Sensori parādīja, ka magnētiskais lauks nav izveidots kodolā, bet daļēji atrodas garozas zonās. Bija iespējams izveidot arī pirmos polārā vāciņa 3D skatus. Mēs zaudējām kontaktu 2006. gadā.

Marss Odisejs ieradās 2001. gadā. Viņam bija jāizmanto spektrometri, lai atklātu dzīvības pierādījumus. 2002. gadā tika atklātas milzīgas ūdeņraža rezerves. 2003. gadā Mars Express ieradās ar zondi. Bīgls 2 iekļuva atmosfērā un apstiprināja ūdens un oglekļa dioksīda ledus klātbūtni dienvidu polā.

2003. gadā nolaidās slavenie roveri Spirit un Opportunity, kas pētīja akmeņus un augsni. MRO sasniedza orbītu 2006. gadā. Tās instrumenti ir konfigurēti, lai meklētu ūdeni, ledu un minerālus uz virsmas/zem tās.

MRO katru dienu pēta Marsa laika apstākļus un virsmas īpatnības, lai atrastu labākās vietas par nosēšanos. Rover Curiosity nolaidās Geila krāterī 2012. gadā. Viņa instrumenti ir svarīgi, jo tie atklāj planētas pagātni. 2014. gadā MAVEN sāka pētīt atmosfēru. 2014. gadā Mangalyan ieradās no Indijas ISRO

2016. gadā sākās aktīva iekšējā sastāva un agrīnās ģeoloģiskās evolūcijas izpēte. 2018. gadā Roscosmos plāno nosūtīt savu ierīci, un 2020. gadā tai pievienosies Apvienotie Arābu Emirāti.

Valdības un privātās kosmosa aģentūras nopietni domā par apkalpes misijām nākotnē. Līdz 2030. gadam NASA plāno nosūtīt pirmos Marsa astronautus.

2010. gadā Baraks Obama uzstāja, ka Marss ir jānosaka par prioritāru mērķi. ESA plāno nosūtīt cilvēkus 2030.-2035. gadā. Ir dažas bezpeļņas organizācijas, kas gatavojas sūtīt nelielas misijas ar apkalpi līdz 4 cilvēkiem. Turklāt viņi saņem naudu no sponsoriem, kuri sapņo pārvērst ceļojumu tiešraidē.

Sāka globālas aktivitātes izpilddirektors SpaceX Īlons Masks. Viņam jau ir izdevies veikt neticamu izrāvienu – atkārtoti lietojamu palaišanas sistēmu, kas ietaupa laiku un naudu. Pirmais lidojums uz Marsu plānots 2022. gadā. Mēs jau runājam par kolonizāciju.

Marss tiek uzskatīts par visvairāk pētīto svešzemju planētu Saules sistēmā. Roveri un zondes turpina izpētīt tā funkcijas, katru reizi piedāvājot jaunu informāciju. Bija iespējams apstiprināt, ka Zeme un Sarkanā planēta saplūst raksturlielumos: polārie ledāji, sezonālās svārstības, atmosfēras slānis, tekošs ūdens. Un ir pierādījumi, ka iepriekš tur varēja būt dzīvība. Tāpēc mēs turpinām atgriezties uz Marsu, kas, visticamāk, būs pirmā planēta, kas tiks kolonizēta.

Zinātnieki joprojām nav zaudējuši cerību uz Marsa atrast dzīvību, pat ja tās ir primitīvas atliekas, nevis dzīvi organismi. Pateicoties teleskopiem un kosmosa kuģiem, mums vienmēr ir iespēja apbrīnot Marsu tiešsaistē. Vietnē jūs atradīsit daudz noderīga informācija, augstas kvalitātes, augstas izšķirtspējas Marsa fotogrāfijas un interesanti fakti par planētu. Lai sekotu līdzi, vienmēr varat izmantot Saules sistēmas 3D modeli izskats, visu zināmo debess ķermeņu, tostarp Sarkanās planētas, īpašības un orbītas kustības. Zemāk ir detalizēta Marsa karte.

Noklikšķiniet uz attēla, lai to palielinātu

Marss ir ceturtā planēta no Saules. Vidēji tas atrodas 227,4 miljonu km (1,52 AU) attālumā no Saules un apriņķo to 686,9 Zemes dienās. Marsa orbīta ir ļoti iegarena, tāpēc tās attālums no Zemes ir ļoti atšķirīgs. Vistuvāk mūsu planētai Marss nonāk tā saukto lielo opozīciju laikā, kas atkārtojas ik pēc 15-17 gadiem. Šobrīd attālums starp Zemi un Marsu ir samazināts līdz 56 miljoniem km. Tik tuvu abu planētu tikšanās laikā Marss nakts debesīs spīd intensīvāk nekā spožākās zvaigznes. Šai “zvaigznei” ir oranžsarkana krāsa, un tāpēc senie grieķi to savā iztēlē saistīja ar kara dievu Aresu (kurš romiešu mitoloģijā atbilda Marsam).

Lielās opozīcijas laikā 1877. gadā amerikāņu astronoms Astafs Hols caur teleskopu ieraudzīja divus Marsa pavadoņus. Hols labi pārzināja grieķu mitoloģiju un tāpēc pavadoņus nosauca par Deimosu un Fobu. Saskaņā ar sengrieķu mītiem Aress bija Zeva sievas Hēras pirmdzimtais dēls. Kad Āress uzauga, asiņainais karš kļuva par viņa pastāvīgo nodarbošanos. Dievi sauca Aresu par "nodevīgu", "nikns" un "cilvēku iznīcinātāju". Āress par savu nešķiramo pavadoni izvēlējās nesaskaņu dievieti Erīdu un nosauca savus dvīņu dēlus par Deimosu un Fobu, tas ir, “šausmas” un “bailes”. Nav pārsteidzoši, ka zēni pēc rakstura izturējās pēc sava kareivīgā tēva. Līdz šim astroloģijā Marss simbolizē cīņu, aktivitāti, spēku, spēku un gribu. Šī planēta tiek uzskatīta par fiziskās enerģijas, drosmes, temperamenta, apņēmības un kaujinieciskuma iemiesojumu.

Protams, Marsa pavadoņos nav nekā briesmīga. Fobosa izmēri ir 28 x 20 x 18 km, tā orbīta no planētas centra atpaliek par 9350 km. Foboss veic vienu apgriezienu ap Marsu trešdaļā Marsa dienas, kas ilgst 24 stundas 37 minūtes. Deimos izmēri ir 16 x 12 x 10 km. Tas atrodas 23,5 tūkstošu km attālumā no Marsa un apriņķo to 30 stundās 17 minūtēs. Abiem satelītiem nav atmosfēras, un tie vienmēr ir vērsti uz vienu un to pašu pusi Marsa virzienā. Deimos un Fobos virsmu klāj krāteri, no kuriem lielākā - Stickney on Fobos - diametrs sasniedz 10 km.

Arī 1877. gadā itāļu astronoms Džovanni Skjaparelli sastādīja pirmo Marsa karti un ziņoja par smalku līniju tīklu uz tās virsmas. 19. gadsimta beigās amerikāņu astronoms Persivals Lovels ierosināja, ka tie ir īpaši izrakti kanāli, ko ieskauj plašas veģetācijas joslas. Tā radās pieņēmums par saprātīgas dzīvības esamību uz Marsa.

Diemžēl Marsa “kanāli” izrādījās tikai optiskā ilūzija. Tomēr jautājums par dzīvo objektu esamību uz Marsa pagātnē paliek atklāts.

Apstākļi, kas pašlaik valda uz šīs planētas, nav īpaši piemēroti augsti attīstītiem organismiem. Planētas polārie vāciņi nav izgatavoti no ledus, bet gan no aukstumā sacietējuša oglekļa dioksīda (šādus “ledus” gabalus liek saldējuma kastēs). Ja kādreiz uz Marsa bija ūdens, tad tagad tas ir ledus veidā, kas aprakts zem planētas augsnes. Marsa plānā atmosfēra ir neelpojama un slikti saglabā siltumu. Marsa virsmas vidējā temperatūra ir -40 °C un var pazemināties līdz -125 °C.

Marsa virsmu klāj milzu defekti, aizas un sazaroti kanjoni. Visi šie iespaidīgie ģeoloģiskie veidojumi, kas var būt simtiem kilometru gari, radušies pirms vairāk nekā miljarda gadu, kad uz Marsa darbojās simtiem vulkānu un tā virsmu satricināja zemestrīces.

Marsa masa ir aptuveni viena desmitā daļa no Zemes masas. Zemākas gravitācijas dēļ uz Marsa nereti plosās putekļu vētras, paceļot gaisā miljardiem tonnu putekļu, kas steidzas ar ātrumu līdz 360 kilometriem stundā. Šo patiesi milzīgo augsnes masu kustība pa planētas virsmu izraisa optiskas parādības, kuras pagājušo gadsimtu novērotāji uzskatīja par Marsa veģetācijas pavasara izplatību.

Cilvēces lielākais noslēpums joprojām ir viss, kas atrodas ārpus mūsu planētas. Cik daudz nezināmā un neatklātā tumšā telpa slēpj sevī. Priecājos, ka šodien mēs zinām informāciju, lai arī ne visu, par tuvējām planētām. Parunāsim par Marsu šodien.

Marss ir ceturtā planēta, kas atrodas vistālāk no Saules un vistuvāk Zemei. Šī planēta, tāpat kā Zeme, Venera un pārējās Saules sistēmas planētas, ir aptuveni 4,6 miljardus gadu veca.

Planētas nosaukums cēlies no seno romiešu un grieķu kara dieva vārda ARES. Romieši un grieķi saistīja planētu ar karu, jo tā bija līdzīga asinīm. Skatoties no Zemes, Marss ir sarkanoranžā krāsā. Planētas krāsa ir saistīta ar dzelzs minerālu pārpilnību augsnē.

Nesenā pagātnē zinātnieki ir atklājuši kanālus, ielejas un grāvjus uz Marsa virsmas, un arī ziemeļu un dienvidu polā ir atrastas biezu ledus kārtu nogulsnes, kas pierāda, ka uz Marsa kādreiz pastāvējis ūdens. Ja tā ir taisnība, tad planētas pazemes akmeņu plaisās un akās joprojām var atrasties ūdens. Turklāt pētnieku grupa apgalvo, ka uz Marsa kādreiz dzīvojušas dzīvas būtnes. Kā pierādījumu viņi min noteikta veida materiālus, kas atrasti meteorītā, kas nokrita uz Zemes. Tiesa, šīs grupas apgalvojumi lielāko daļu zinātnieku nepārliecināja.

Marsa virsma ir ļoti daudzveidīga. Dažas no iespaidīgajām iezīmēm ietver kanjonu sistēmu, kas ir daudz dziļāka un garāka nekā Lielais kanjons ASV, un kalnu sistēma augstākais punkts kas ir daudz augstāks par Everestu. Marsa atmosfēras blīvums ir 100 reizes mazāks nekā Zemes blīvums. Taču tas neliedz veidoties tādām parādībām kā mākoņi un vējš. Milzīgas putekļu vētras dažkārt plosās visā planētā.

Uz Marsa ir daudz aukstāks nekā uz Zemes. Virsmas temperatūra svārstās no zemākās -125°C pēc Celsija, kas reģistrēta polu tuvumā ziemā, līdz +20°C pēc Celsija, kas reģistrēta pusdienlaikā pie ekvatora. Vidējā temperatūra ir aptuveni -60 grādi pēc Celsija.

Šī planēta daudziem cilvēkiem nav līdzīga Zemei, galvenokārt tāpēc, ka tā atrodas daudz tālāk no Saules un daudz mazāka par Zemi. Vidējais attālums no Marsa līdz Saulei ir aptuveni 227 920 000 km, kas ir 1,5 reizes lielāks nekā attālums no Zemes līdz Saulei. Marsa vidējais rādiuss ir 3390 km, kas ir aptuveni puse no Zemes rādiusa.

Marsa fiziskās īpašības

Planētas orbīta un rotācija

Tāpat kā pārējās Saules sistēmas planētas, arī Marss riņķo ap Sauli eliptiskā orbītā. Bet tā orbīta ir garāka nekā Zemes un citu planētu orbīta. Lielākais attālums no Saules līdz Marsam ir 249 230 000 km, mazākais ir 206 620 000 km. Gada garums ir 687 Zemes dienas. Dienas garums ir 24 stundas 39 minūtes un 35 sekundes.

Attālums starp Zemi un Marsu ir atkarīgs no šo planētu stāvokļa to orbītā. Tas var mainīties no 54 500 000 km līdz 401 300 000 km. Marss atrodas vistuvāk Zemei opozīcijas laikā, kad planēta atrodas pretējā virzienā pret Sauli. Opozīcijas atkārtojas ik pēc 26 mēnešiem dažādos punktos Marsa un Zemes orbītā.

Tāpat kā Zeme, arī Marsa ass ir sasvērusies attiecībā pret orbītas plakni par 25,19°, salīdzinot ar Zemes 23,45°. Tas atspoguļojas saules gaismas daudzumā, kas krīt uz dažām planētas daļām, kas savukārt ietekmē gadalaiku rašanos, kas ir līdzīgi kā uz Zemes.

Masa un blīvums

Marsa masa ir 6,42*1020 tonnas, kas ir 10 reizes mazāka par Zemes masu. Blīvums ir aptuveni 3,933 grami uz kubikcentimetru, kas ir aptuveni 70% no Zemes blīvuma.

Gravitācijas spēki

Planētas mazākā izmēra un blīvuma dēļ gravitācija uz Marsa ir par 38% no Zemes gravitācijas. Tāpēc, ja cilvēks stāv uz Marsa, viņš jutīsies tā, it kā viņa svars būtu samazinājies par 62%. Vai arī, ja viņš nometīs akmeni, tad šis akmens nokritīs daudz lēnāk nekā tas pats akmens uz Zemes.

Marsa iekšējā struktūra

Visa iegūtā informācija par planētas iekšējo uzbūvi balstās uz: aprēķiniem, kas saistīti ar planētas masu, rotāciju, blīvumu; par zināšanām par citu planētu īpašībām; par Marsa meteorītu analīzi, kas nokrita uz Zemes, kā arī par datiem, kas savākti no izpētes transportlīdzekļiem planētas orbītā. Tas viss ļauj pieņemt, ka Marss, tāpat kā Zeme, var sastāvēt no trim galvenajiem slāņiem:

1. Marsa garoza;
2. mantija;
3. kodols.

Miza. Zinātnieki liecina, ka Marsa garozas biezums ir aptuveni 50 km. Visplānākā garozas daļa atrodas ziemeļu puslodē. Pārējo garozas daļu veido vulkāniskie ieži.

Mantija. Mantija pēc sastāva ir līdzīga Zemes mantija. Tāpat kā uz Zemes, arī planētas galvenais siltuma avots ir radioaktīvā sabrukšana – tādu elementu kā urāna, kālija un torija atomu kodolu sabrukšana. Līdz radioaktīvais starojums, Marsa mantijas vidējā temperatūra var būt aptuveni 1500 grādi pēc Celsija.

Kodols. Galvenās Marsa kodola sastāvdaļas, iespējams, ir dzelzs, niķelis un sērs. Informācija par planētas blīvumu sniedz zināmu priekšstatu par kodola lielumu, kas, domājams, būs mazāks par Zemes kodolu. Iespējams, ka Marsa kodola rādiuss ir aptuveni 1500-2000 km.

Atšķirībā no Zemes kodola, kas ir daļēji izkusis, Marsa kodolam jābūt cietam, jo ​​planētai nav spēcīga magnētiskā lauka. Tomēr dati, kas iegūti no kosmosa stacija, parāda, ka daži no vecākajiem Marsa iežiem veidojās liela magnētiskā lauka ietekmē, kas liecina, ka Marsam tālā pagātnē bija izkusis kodols.

Marsa virsmas apraksts

Marsa virsma ir ļoti daudzveidīga. Papildus kalniem, līdzenumiem un polārajam ledum gandrīz visa virsma ir blīvi klāta ar krāteriem. Turklāt visa planēta ir tīta ar smalki graudainiem sarkanīgiem putekļiem.

Līdzenumi

Lielāko daļu virsmas veido līdzeni, zemi līdzenumi, kas galvenokārt atrodas planētas ziemeļu puslodē. Viens no šiem līdzenumiem ir zemākais un salīdzinoši gludais starp visiem Saules sistēmas līdzenumiem. Šis gludums, iespējams, tika panākts ar nogulšņu nogulsnēm (sīkām daļiņām, kas nosēžas šķidruma apakšā), kas radās ūdens rezultātā šajā apgabalā - viens pierādījums tam, ka Marsā kādreiz bija ūdens.

Kanjoni

Gar planētas ekvatoru atrodas viena no pasaules satriecošākajām vietām, kanjonu sistēma, kas pazīstama kā Valles Marineris, kas nosaukta pēc Marinera 9 kosmosa izpētes stacijas, kas pirmo reizi atklāja ieleju 1971. gadā. Valles Marineris stiepjas no austrumiem uz rietumiem un ir aptuveni 4000 km garš, kas ir vienāds ar Austrālijas kontinenta platumu. Zinātnieki uzskata, ka šie kanjoni veidojušies planētas garozas šķelšanās un stiepšanās rezultātā, dziļums vietām sasniedz 8-10 km.

Valles Marineris uz Marsa. Foto no astronet.ru

No ielejas austrumu daļas iznirst kanāli, un vietām konstatētas slāņainas nogulsnes. Pamatojoties uz šiem datiem, var pieņemt, ka kanjoni bija daļēji piepildīti ar ūdeni.

Vulkāni uz Marsa

Uz Marsa atrodas lielākais Saules sistēmas vulkāns – Olympus Mons vulkāns (tulkojumā no latīņu valodas: Olimpa kalns) ar 27 km augstumu. Kalna diametrs ir 600 km. Trīs citi lieli vulkāni - Arsia, Askreus un Povonis kalni - atrodas milzīgā vulkāniskā augstienē, ko sauc par Tharsis.

Visas Marsa vulkānu nogāzes pakāpeniski paceļas, līdzīgi kā Havaju vulkāni. Havaju un Marsa vulkāni ir sienas vulkāni, kas veidojas no lavas izvirdumiem. Šobrīd uz Marsa nav atrasts neviens aktīvs vulkāns. Vulkānisko pelnu pēdas citu kalnu nogāzēs liecina, ka Marss kādreiz bijis vulkāniski aktīvs.

Marsa krāteri un upju baseini

Liels skaits meteorītu nodarīja planētai bojājumus, veidojot krāterus uz Marsa virsmas. Trieciena krāteru parādība uz Zemes ir reti sastopama divu iemeslu dēļ: 1) tie krāteri, kas veidojās planētas vēstures sākumā, jau ir erodēti; 2) Zemei ir ļoti blīva atmosfēra, kas neļauj meteorītiem nokrist.

Marsa krāteri ir līdzīgi krāteriem uz Mēness un citiem Saules sistēmas objektiem, kuriem ir dziļas, bļodveida grīdas ar paceltām, riteņa formas malām. Lielos krāteros var būt centrālās virsotnes, kas veidojas triecienviļņa rezultātā.

Smaidošs krāteris. Foto no astrolab.ru

Krāteru skaits uz Marsa dažādās vietās ir atšķirīgs. Gandrīz visa dienvidu puslode ir izkaisīta ar dažāda izmēra krāteriem. Lielākais krāteris uz Marsa ir Hellas baseins (lat. Hellas Planitia) dienvidu puslodē, kura diametrs ir aptuveni 2300 km. Ieplakas dziļums ir aptuveni 9 km.

Uz Marsa virsmas ir atklāti kanāli un upju ielejas, no kurām daudzas bija izplatītas zemajos līdzenumos. Zinātnieki norāda, ka Marsa klimats bija pietiekami silts, ja ūdens pastāvēja šķidrā veidā.

Polārie noguldījumi

Visinteresantākā Marsa iezīme ir smalki kārtainu nogulumu biezie uzkrājumi, kas atrodas abos Marsa polos. Zinātnieki uzskata, ka slāņi sastāv no ūdens ledus un putekļu maisījuma. Marsa atmosfēra, iespējams, saglabāja šos slāņus ilgu laiku. Tie var sniegt pierādījumus par sezonāliem laikapstākļiem un ilgtermiņa klimata pārmaiņām. Ledus cepures abās Marsa puslodēs ir sasalušas visu gadu.

Marsa klimats un atmosfēra

Atmosfēra

Marsa atmosfēra ir plāna, skābekļa saturs atmosfērā ir tikai 0,13%, savukārt Zemes atmosfērā tas ir 21%. Oglekļa dioksīda saturs - 95,3%. Citas atmosfērā esošās gāzes ir slāpeklis - 2,7%; argons - 1,6%; oglekļa monoksīds - 0,07% un ūdens - 0,03%.

Atmosfēras spiediens

Atmosfēras spiediens uz planētas virsmas ir tikai 0,7 kPaskāli, kas ir 0,7% no atmosfēras spiediena uz Zemes virsmas. Mainoties gadalaikiem, atmosfēras spiediens svārstās.

Marsa temperatūra

Lielā augstumā 65–125 km attālumā no planētas virsmas atmosfēras temperatūra ir -130 grādi pēc Celsija. Tuvāk virsmai Marsa vidējā diennakts temperatūra svārstās no -30 līdz -40 grādiem. Tieši zem virsmas atmosfēras temperatūra dienas laikā var ievērojami atšķirties. Pat pie ekvatora vēlā naktī var sasniegt -100 grādus.

Atmosfēras temperatūra var paaugstināties, kad uz planētas plosās putekļu vētras. Putekļi uzsūcas saules gaisma un pēc tam pārraida lielākā daļa siltumu līdz atmosfēras gāzēm.

Mākoņi

Mākoņi uz Marsa veidojas tikai lielā augstumā sasalušu oglekļa dioksīda daļiņu veidā. Īpaši bieži agri no rīta parādās sals un migla. Migla, sals un mākoņi uz Marsa ir ļoti līdzīgi viens otram.

Putekļu mākonis. Foto no astrolab.ru

Vējš

Uz Marsa, tāpat kā uz Zemes, notiek vispārēja atmosfēras cirkulācija, kas izteikta vēja formā, kas raksturīga visai planētai. Galvenais vēju cēlonis ir saules enerģija un tās sadalījuma nevienmērība uz planētas virsmas. Virszemes vēja vidējais ātrums ir aptuveni 3 m/s. Zinātnieki fiksēja vēja brāzmas līdz 25 m/s. Tomēr vēja brāzmas uz Marsa ir daudz mazāk spēcīgas nekā tādas pašas brāzmas uz Zemes – tas ir saistīts ar planētas atmosfēras zemo blīvumu.

Putekļu vētras

Putekļu vētras ir visievērojamākā laikapstākļu parādība uz Marsa. Tas ir virpuļvējš, kas īsā laikā var pacelt putekļus no virsmas. Vējš izskatās pēc tornado.

Lielu putekļu vētru veidošanās uz Marsa notiek šādi: kad spēcīgi vēji sāk pacelt putekļus atmosfērā, šie putekļi absorbē saules gaismu un tādējādi sasilda gaisu ap tiem. Tiklīdz paceļas silts gaiss, saceļas vēl stiprāks vējš, kas saceļ vēl vairāk putekļu. Līdz ar to vētra kļūst vēl spēcīgāka.

Lielos mērogos putekļu vētras var aptvert vairāk nekā 320 km lielu virsmu. Lielāko vētru laikā visa Marsa virsma var tikt pārklāta ar putekļiem. Šāda izmēra vētras var ilgt vairākus mēnešus, aizsedzot visu planētu. Šādas vētras reģistrētas 1987. un 2001. gadā. Putekļu vētras biežāk rodas, kad maksimālā tuvināšana Marss pret Sauli, jo tādos brīžos saules enerģija vairāk silda planētas atmosfēru.

Marsa pavadoņi

Marsu pavada divi mazi pavadoņi – Fobs un Deimos (dieva Ares dēli), kuriem 1877. gadā nosauca un atklāja amerikāņu astronoms Asafs Hols. Abiem satelītiem ir neregulāra forma. Lielākais diametrs Fobos ir aptuveni 27 km, Deimos ir 15 km.

Uz pavadoņiem ir liels skaits krāteru, no kuriem lielākā daļa radušies meteorītu triecienu rezultātā. Turklāt Fobosā ir daudz rievu – plaisu, kas varēja veidoties, satelītam saduroties ar lielu asteroīdu.

Zinātnieki joprojām nezina, kā un kur šie satelīti tika izveidoti. Tiek uzskatīts, ka tie radušies planētas Marsa veidošanās laikā. Saskaņā ar citu versiju, satelīti agrāk bija asteroīdi, kas lidoja netālu no Marsa, un planētas gravitācijas spēks tos ievilka savā orbītā. Par pēdējo liecina tas, ka abiem pavadoņiem ir tumši pelēka krāsa, kas ir līdzīga dažu veidu asteroīdu krāsai.

Astronomiskie novērojumi no Marsa

Pēc automātisko transportlīdzekļu nolaišanās uz Marsa virsmas kļuva iespējams veikt astronomiskus novērojumus tieši no planētas virsmas. Pateicoties Marsa astronomiskajam novietojumam Saules sistēmā, atmosfēras īpašībām, Marsa un tā pavadoņu orbitālajam periodam, Marsa naksnīgo debesu attēls (un no planētas novērotās astronomiskās parādības) atšķiras no attēla uz Zemes un daudzējādā ziņā šķiet neparasts un interesants.

Saullēkta un saulrieta laikā Marsa debesīm zenītā ir sarkanīgi rozā krāsa, bet tiešā Saules diska tuvumā - no zilas līdz violetai, kas ir pilnīgi pretēja zemes rītausmu attēlam.

Pusdienlaikā Marsa debesis ir dzelteni oranžas. Iemesls šādām atšķirībām no zemes debesu krāsām ir plānās, retinātās, putekļus saturošās Marsa atmosfēras īpašības. Jādomā, ka debesu dzelteni oranžo krāsu izraisa arī 1% magnetīta klātbūtne putekļu daļiņās, kuras pastāvīgi atrodas Marsa atmosfērā un ko rada sezonālās putekļu vētras. Krēsla sākas ilgi pirms saullēkta un turpinās ilgi pēc saulrieta. Dažreiz Marsa debesu krāsa iegūst purpursarkanu nokrāsu gaismas izkliedes rezultātā uz ūdens ledus mikrodaļiņām mākoņos (pēdējā ir diezgan reta parādība). Zeme uz Marsa tiek novērota kā rīta vai vakara zvaigzne, kas paceļas pirms rītausmas vai redzama vakara debesīs pēc saulrieta. Dzīvsudrabs no Marsa ir praktiski nepieejams novērošanai ar neapbruņotu aci, jo tas ir ārkārtīgi tuvu Saulei. Spožākā planēta Marsa debesīs ir Venera, otrajā vietā ir Jupiters (tā četrus lielākos pavadoņus var redzēt ar neapbruņotu aci), bet trešajā vietā Zeme.

No Marsa virsmas novērotā satelīta Phobos šķietamais diametrs ir aptuveni 1/3 no Mēness diska Zemes debesīs. Fobs paceļas rietumos un riet austrumos un šķērso Marsa debesis divas reizes dienā. Fobosa kustība pa debesīm ir viegli pamanāma nakts laikā, tāpat kā fāzes izmaiņas. Ar neapbruņotu aci var redzēt lielāko Phobos reljefa iezīmi - Stickney krāteri.

Otrais satelīts Deimos paceļas austrumos un riet rietumos, izskatās spoza zvaigzne bez manāma redzama diska, lēnām šķērsojot debesis 2,7 Marsa dienu laikā. Abus pavadoņus naksnīgajās debesīs var novērot vienlaikus, šajā gadījumā Foboss virzīsies uz Deimos pusi. Gan Foboss, gan Deimos ir pietiekami spilgti, lai objekti uz Marsa virsmas naktī radītu skaidras ēnas.

Marsa evolūcija

Pētot Marsa virsmu, zinātnieki ir uzzinājuši, kā Marss ir attīstījies kopš tā veidošanās. Viņi salīdzināja planētas evolūcijas posmus ar dažādu virsmas reģionu vecumu. Jo lielāks ir krāteru skaits reģionā, jo vecāka ir tā virsma.

Zinātnieki ir nosacīti sadalījuši planētas dzīves ilgumu trīs posmos: Noahijas laikmetā, Hespārijas un Amazones laikmetā.

Noahijas laikmets. Noahijas laikmets ir nosaukts pēc milzīga kalnu reģiona planētas dienvidu puslodē. Šajā periodā ar Marsu sadūrās milzīgs skaits objektu, sākot no maziem meteorītiem līdz lieliem asteroīdiem, atstājot aiz sevis daudz dažādu izmēru krāterus.
Noahijas periodam bija raksturīga arī liela vulkāniskā aktivitāte. Turklāt šajā periodā varēja veidoties upju ielejas, kas atstāja nospiedumu uz planētas virsmas. Šo ieleju esamība liecina, ka Noahijas laikmetā klimats uz planētas bija siltāks nekā tagad.

Hesperijas laikmets. Hesperijas laikmets ir nosaukts līdzenuma vārdā, kas atrodas dienvidu puslodes zemajos platuma grādos. Šajā periodā meteorītu un asteroīdu intensīvie planētas bojājumi pakāpeniski mazinājās. Tomēr vulkāniskā darbība joprojām turpinājās. Vulkāna izvirdumi ir pārklājuši lielāko daļu krāteru.

Amazones laikmets. Laikmets ir nosaukts pēc līdzenuma, kas atrodas planētas ziemeļu puslodē. Šobrīd meteorītu triecieni tiek novēroti mazākā mērā. Raksturīga ir arī vulkāniskā darbība, ar izvirdumiem lielākie vulkāni notika tieši šajā periodā. Arī šajā periodā veidojās jauni ģeoloģiskie materiāli, tostarp slāņainās ledus nogulsnes.

Vai uz Marsa ir dzīvība?

Zinātnieki uzskata, ka Marsam ir trīs galvenie dzīvībai nepieciešamie komponenti:

1. ķīmiskie elementi, piemēram, ogleklis, ūdeņradis, skābeklis un slāpeklis, ar kuru palīdzību veidojas organiskie elementi;
2. enerģijas avots, ko var izmantot dzīvie organismi;
3. ūdens šķidrā veidā.

Pētnieki iesaka: ja kādreiz uz Marsa bija dzīvība, tad dzīvi organismi var pastāvēt arī šodien. Kā pierādījumu viņi min šādus argumentus: dzīvībai nepieciešamie pamata ķīmiskie elementi, visticamāk, atradās uz planētas visā tās vēsturē. Enerģijas avots varētu būt saule, kā arī pašas planētas iekšējā enerģija. Varētu pastāvēt arī ūdens šķidrā veidā, jo uz Marsa virsmas tika atklāti kanāli, grāvji un milzīgs ledus daudzums vairāk nekā 1 m augstumā, līdz ar to ūdens šķidrā veidā zem planētas virsmas joprojām var pastāvēt. Un tas pierāda dzīvības pastāvēšanas iespējamību uz planētas.

1996. gadā zinātnieki Deivida S. Makeina vadībā ziņoja, ka ir atraduši pierādījumus par mikroskopisku dzīvību uz Marsa. Viņu liecības apstiprināja meteorīts, kas uz Zemi nokrita no Marsa. Komandas pierādījumi ietvēra sarežģītas organiskās molekulas, minerālu magnetīta graudus, kas var veidoties dažu veidu baktērijās, un sīkus savienojumus, kas atgādina fosilizētus mikrobus. Tomēr zinātnieku secinājumi ir ļoti pretrunīgi. Taču joprojām nav vispārējas zinātniskas vienošanās, ka uz Marsa nekad nav bijusi dzīvība.

Kāpēc cilvēki nevar doties uz Marsu?

Galvenais iemesls, kāpēc nav iespējams lidot uz Marsu, ir astronautu starojuma iedarbība. Kosmoss ir piepildīts ar protoniem no saules uzliesmojumiem, gamma stariem no jaunizveidotajiem melnajiem caurumiem un kosmiskajiem stariem no eksplodējošām zvaigznēm. Visi šie starojumi var radīt milzīgu kaitējumu cilvēka ķermenim. Zinātnieki ir aprēķinājuši, ka vēža iespējamība cilvēkiem pēc lidojuma uz Marsu palielināsies par 20%. Tā kā veselam cilvēkam, kurš nav devies kosmosā, ir 20% iespēja saslimt ar vēzi. Izrādās, ka, aizlidojot uz Marsu, varbūtība, ka cilvēks nomirs no vēža, ir 40%.

Vislielākos draudus astronautiem rada galaktikas kosmiskie stari, kas var paātrināties līdz gaismas ātrumam. Viens no šādu staru veidiem ir smagie stari no jonizētiem kodoliem, piemēram, Fe26. Šie stari ir daudz enerģiskāki nekā parastie protoni no saules uzliesmojumiem. Tie var iekļūt kuģa virsmā, cilvēku ādā un pēc iespiešanās, tāpat kā mazi ieroči, pārrauj DNS molekulu pavedienus, nogalinot šūnas un sabojājot gēnus.

Kosmosa kuģa Apollo astronauti lidojuma uz Mēnesi laikā, kas ilga tikai dažas dienas, ziņoja, ka redzējuši kosmisko staru uzplaiksnījumus. Pēc kāda laika gandrīz vairumam no viņiem attīstījās katarakta. Šis lidojums ilga tikai dažas dienas, savukārt lidojums uz Marsu varētu ilgt gadu vai vairāk.

Lai noskaidrotu visus riskus lidošanai uz Marsu, 2003. gadā Ņujorkā tika atklāta jauna kosmosa radiācijas laboratorija. Zinātnieki modelē daļiņas, kas atdarina kosmiskos starus, un pēta to ietekmi uz dzīvām ķermeņa šūnām. Noskaidrojot visus riskus, varēs noskaidrot, no kāda materiāla kosmosa kuģis ir jābūvē. Iespējams, ka pietiks ar alumīniju, no kura tagad tiek būvēti lielākā daļa kosmosa kuģu. Bet ir vēl viens materiāls – polietilēns, kas spēj absorbēt kosmiskos starus par 20% vairāk nekā alumīnijs. Kas zina, varbūt kādreiz kuģus uzbūvēs no plastmasas...

Marss ir ceturtā planēta mūsu Saules sistēmā un otrā mazākā planēta pēc Merkura. Nosaukts seno romiešu kara dieva vārdā. Tās segvārds "Sarkanā planēta" cēlies no virsmas sarkanīgās nokrāsas, kas ir saistīta ar dzelzs oksīda pārsvaru. Ik pēc dažiem gadiem, kad Marss atrodas opozīcijā ar Zemi, tas ir visvairāk redzams nakts debesīs. Šī iemesla dēļ cilvēki ir novērojuši planētu daudzu gadu tūkstošu garumā, un tās parādīšanās debesīs ir spēlējusi lielu lomu daudzu kultūru mitoloģijā un astroloģiskajās sistēmās. Mūsdienu laikmetā tā ir kļuvusi par zinātnisku atklājumu dārgumu krātuvi, kas ir paplašinājusi mūsu izpratni par Saules sistēmu un tās vēsturi.

Marsa izmērs, orbīta un masa

Ceturtās planētas rādiuss no Saules ir aptuveni 3396 km pie ekvatora un 3376 km polārajos apgabalos, kas atbilst 53% Un, lai gan tā ir aptuveni uz pusi lielāka, Marsa masa ir 6,4185 x 10²³ kg jeb 15,1. % no mūsu planētas masas. Ass slīpums ir līdzīgs Zemes slīpumam un ir vienāds ar 25,19° attiecībā pret orbitālo plakni. Tas nozīmē, ka arī ceturtā planēta no Saules piedzīvo gadalaiku maiņu.

Vislielākajā attālumā no Saules Marss riņķo 1,666 AU attālumā. e., jeb 249,2 milj.km. Perihēlijā, kad tā ir vistuvāk mūsu zvaigznei, tā atrodas 1,3814 AU attālumā no tās. e., jeb 206,7 milj.km. Sarkanajai planētai, lai riņķotu ap Sauli, nepieciešama 686 971 Zemes diena, kas atbilst 1,88 Zemes gadiem. Marsa dienās, kas uz Zemes ir vienādas ar vienu dienu un 40 minūtēm, gads ilgst 668,5991 dienu.

Augsnes sastāvs

Ar vidējo blīvumu 3,93 g/cm³ šī Marsa īpašība padara to mazāk blīvu nekā Zeme. Tās tilpums ir aptuveni 15% no mūsu planētas tilpuma, un tā masa ir 11%. Sarkanais Marss ir sekas tam, ka uz virsmas atrodas dzelzs oksīds, kas labāk pazīstams kā rūsa. Citu minerālu klātbūtne putekļos nodrošina citu toņu klātbūtni - zelta, brūna, zaļa utt.

Šī sauszemes planēta ir bagāta ar minerāliem, kas satur silīciju un skābekli, metāliem un citām vielām, kas parasti atrodamas akmeņainās planētās. Augsne ir nedaudz sārmaina un satur magniju, nātriju, kāliju un hloru. Eksperimenti, kas veikti ar augsnes paraugiem, arī liecina, ka tās pH ir 7,7.

Lai gan šķidrais ūdens uz tā nevar pastāvēt tās plānās atmosfēras dēļ, liela ledus koncentrācija ir koncentrēta polārajos ledus cepurēs. Turklāt no staba līdz 60° platuma, josta mūžīgais sasalums pagarina. Tas nozīmē, ka ūdens atrodas zem lielākās daļas virsmas kā cietā un šķidrā stāvokļa maisījums. Radara dati un augsnes paraugi apstiprināja klātbūtni arī vidējos platuma grādos.

Iekšējā struktūra

4,5 miljardus gadu vecā planēta Marss sastāv no blīva metāliska kodola, ko ieskauj silīcija mantija. Kodols ir izgatavots no dzelzs sulfīda un satur divreiz vairāk gaismas elementu nekā Zemes kodols. Vidējais garozas biezums ir ap 50 km, maksimālais 125 km. Ja ņem vērā, ka zemes garoza, kuras vidējais biezums ir 40 km, ir 3 reizes plānāka par Marsa garozu.

Pašreizējie tā iekšējās struktūras modeļi liecina, ka serdeņa rādiuss ir 1700–1850 km, un tas galvenokārt sastāv no dzelzs un niķeļa ar aptuveni 16–17% sēra. Mazāka izmēra un masas dēļ gravitācija uz Marsa virsmas ir tikai 37,6% no Zemes virsmas. šeit tas ir 3,711 m/s², salīdzinot ar 9,8 m/s² uz mūsu planētas.

Virsmas īpašības

Sarkanais Marss no augšas ir putekļains un sauss, un ģeoloģiski tas ļoti atgādina Zemi. Tajā ir līdzenumi un kalnu grēdas, un pat lielākās smilšu kāpas Saules sistēmā. Šeit ir arī visvairāk augsts kalns- Olimpa vairoga vulkāns, un garākais un dziļākais kanjons - Valles Marineris.

Trieciena krāteri ir tipiski ainavas elementi, kas iezīmē Marsu. Viņu vecums tiek lēsts miljardos gadu. Lēnā erozijas ātruma dēļ tie ir labi saglabājušies. Lielākā no tām ir Hellas ieleja. Krātera apkārtmērs ir aptuveni 2300 km, un tā dziļums sasniedz 9 km.

Uz Marsa virsmas var saskatīt arī notekas un kanālus, un daudzi zinātnieki uzskata, ka kādreiz caur tiem plūda ūdens. Salīdzinot tos ar līdzīgiem veidojumiem uz Zemes, mēs varam pieņemt, ka tie ir vismaz daļēji veidojas ūdens erozijas rezultātā. Šie kanāli ir diezgan lieli – 100 km plati un 2 tūkstošus km gari.

Marsa pavadoņi

Marsam ir divi mazi pavadoņi, Foboss un Deimos. Tos 1877. gadā atklāja astronoms Asafs Hols, un tiem ir mītisku varoņu vārdi. Ievērojot tradīciju ņemt savus vārdus no klasiskās mitoloģijas, Fobs un Deimos ir Ares dēli, grieķu kara dievs, kurš bija Romas Marsa prototips. Pirmais no tiem personificē bailes, bet otrais - apjukumu un šausmas.

Fobosas diametrs ir aptuveni 22 km, un attālums līdz Marsam no tā ir 9234,42 km perigejā un 9517,58 km apogejā. Tas ir zem sinhronā augstuma, un satelītam nepieciešamas tikai 7 stundas, lai orbītu ap planētu. Zinātnieki lēš, ka pēc 10-50 miljoniem gadu foboss var nokrist uz Marsa virsmas vai sadalīties gredzena struktūrā ap to.

Deimos diametrs ir aptuveni 12 km, un tā attālums līdz Marsam ir 23455,5 km perigejā un 23470,9 km apogejā. Satelīts veic pilnu apgriezienu 1,26 dienās. Marsam var būt arī papildu pavadoņi, kuru izmēri ir mazāki par 50-100 m diametrā, un starp Fobosu un Deimosu atrodas putekļu gredzens.

Pēc zinātnieku domām, šie pavadoņi kādreiz bijuši asteroīdi, bet pēc tam tos notvēra planētas gravitācija. Abu pavadoņu zemais albedo un sastāvs (oglekļa hondrīts), kas ir līdzīgs asteroīda materiālam, atbalsta šo teoriju, un šķiet, ka Fobosa nestabilā orbīta liecina par nesenu notveršanu. Tomēr abu pavadoņu orbītas ir apļveida un atrodas ekvatora plaknē, kas ir neparasti notvertajiem ķermeņiem.

Atmosfēra un klimats

Laikapstākļus uz Marsa nosaka ļoti plāna atmosfēra, kas sastāv no 96% oglekļa dioksīda, 1,93% argona un 1,89% slāpekļa, kā arī skābekļa un ūdens pēdām. Tas ir ļoti putekļains un satur daļiņas, kuru diametrs ir 1,5 mikroni, kas, skatoties no virsmas, Marsa debesis padara tumši dzeltenas. Atmosfēras spiediens svārstās no 0,4 līdz 0,87 kPa. Tas atbilst aptuveni 1% no Zemes jūras līmenī.

Pateicoties plānam gāzveida apvalka slānim un lielākam attālumam no Saules, Marsa virsma sasilst daudz sliktāk nekā Zemes virsma. Vidēji tas ir -46 °C. Ziemā polos pazeminās līdz -143 °C, bet vasarā pusdienlaikā pie ekvatora sasniedz 35 °C.

Uz planētas plosās putekļu vētras, kas pārvēršas nelielos viesuļvētros. Spēcīgākas viesuļvētras rodas, kad putekļi paceļas un tos silda Saule. Vēji pastiprinās, radot vētras, kuru mērogi mērāmi tūkstošos kilometru un to ilgums ir vairāki mēneši. Tie efektīvi slēpj gandrīz visu Marsa virsmas laukumu.

Metāna un amonjaka pēdas

Planētas atmosfērā tika atrastas arī metāna pēdas, kuru koncentrācija ir 30 daļas uz miljardu. Tiek lēsts, ka Marsam vajadzētu saražot 270 tonnas metāna gadā. Kad šī gāze nonāk atmosfērā, tā var pastāvēt tikai ierobežotu laiku (0,6–4 gadi). Tā klātbūtne, neskatoties uz tā īso kalpošanas laiku, norāda, ka ir jāpastāv aktīvam avotam.

Iespējamās iespējas ietver vulkānisko aktivitāti, komētas un metanogēno mikrobu dzīvības formu klātbūtni zem planētas virsmas. Metānu var ražot nebioloģiskos procesos, ko sauc par serpentinizāciju, iesaistot ūdeni, oglekļa dioksīdu un olivīnu, kas ir izplatīts uz Marsa.

Express atklāja arī amonjaku, taču ar salīdzinoši īsu kalpošanas laiku. Nav skaidrs, kas to rada, taču kā iespējamais avots ir ierosināta vulkāniskā aktivitāte.

Planētas izpēte

Mēģinājumi noskaidrot, kas ir Marss, sākās pagājušā gadsimta sešdesmitajos gados. Laikā no 1960. līdz 1969. gadam Padomju savienība palaida 9 bezpilota kosmosa kuģus uz Sarkano planētu, taču tiem visiem neizdevās sasniegt mērķi. 1964. gadā NASA sāka palaist Mariner zondes. Pirmās bija Mariner 3 un Mariner 4. Pirmā misija neizdevās izvietošanas laikā, bet otrā, kas tika uzsākta 3 nedēļas vēlāk, veiksmīgi pabeidza 7,5 mēnešus ilgušo ceļojumu.

Mariner 4 uzņēma pirmos Marsa tuvplāna attēlus (rāda trieciena krāterus) un sniedza precīzus datus par atmosfēras spiedienu uz virsmas, kā arī atzīmēja magnētiskā lauka un starojuma jostas neesamību. NASA turpināja programmu ar vēl vienu pāri lidojošu zondu Mariner 6 un 7, kas planētu sasniedza 1969. gadā.

70. gados PSRS un ASV sacentās, kurš pirmais orbītā ap Marsu palaidīs mākslīgo pavadoni. Padomju M-71 programmā bija trīs kosmosa kuģi - Kosmos-419 (Mars-1971C), Mars-2 un Mars-3. Pirmā smagā zonde avarēja palaišanas laikā. Nākamās misijas, Mars 2 un Mars 3, bija orbītas un nolaišanās ierīces kombinācija, un tās kļuva par pirmajām ārpuszemes nosēšanās reizēm (izņemot Mēnesi).

Tie tika veiksmīgi palaisti 1971. gada maija vidū un septiņus mēnešus lidoja no Zemes uz Marsu. 27. novembrī lidmašīna Mars-2 veica avārijas nosēšanos borta datora kļūmes dēļ un kļuva par pirmo cilvēka radīto objektu, kas sasniedzis Sarkanās planētas virsmu. 2. decembrī Marss 3 veica kārtējo nosēšanos, taču tā pārraide tika pārtraukta pēc 14,5 sekunžu pārraides.

Tikmēr NASA turpināja programmu Mariner, un zondes 8 un 9 tika palaistas 1971. gadā. Mariner 8 palaišanas laikā ietriecās Atlantijas okeānā. Bet otrais kosmosa kuģis ne tikai sasniedza Marsu, bet arī kļuva par pirmo, kas veiksmīgi tika palaists savā orbītā. Kamēr tas ilga smilšu vētra planētu mērogā satelītam izdevās uzņemt vairākas Fobosa fotogrāfijas. Vētrai norimstot, zonde uzņēma attēlus, kas sniedza detalizētākus pierādījumus tam, ka kādreiz uz Marsa virsmas plūda ūdens. Objekts, ko sauc par Olimpa sniegiem (viens no nedaudzajiem objektiem, kas palika redzams planētas putekļu vētras laikā), tika noteikts arī kā augstākais objekts Saules sistēmā, kā rezultātā tā tika pārdēvēta par Olimpa kalnu.

1973. gadā Padomju Savienība nosūtīja vēl četras zondes: 4. un 5. Marsa orbiteru un Marsa 6. un 7. orbītu un desantniekus. Visas starpplanētu stacijas, izņemot Marss 7, pārraidīja datus, un Marsa-5 ekspedīcija izrādījās visveiksmīgākā. . Pirms raidītāja korpusa spiediena samazināšanas stacijai izdevās pārraidīt 60 attēlus.

Līdz 1975. gadam NASA bija palaidusi lidmašīnas Viking 1 un 2, kas sastāvēja no diviem orbītiem un diviem desantiem. Misija uz Marsu bija vērsta uz dzīvības pēdu meklēšanu un tās meteoroloģisko, seismisko un magnētisko raksturlielumu novērošanu. Bioloģisko eksperimentu rezultāti uz Vikingu nolaišanās lidmašīnām nebija pārliecinoši, taču 2012. gadā publicēto datu atkārtota analīze liecināja par mikrobu dzīvības pierādījumiem uz planētas.

Orbīti ir snieguši papildu pierādījumus, ka uz Marsa kādreiz pastāvējis ūdens – lieli plūdi radīja dziļus, tūkstošiem kilometru garus kanjonus. Turklāt pīto straumju apgabali dienvidu puslodē liecina, ka tur kādreiz ir bijuši nokrišņi.

Lidojumu atsākšana

Ceturtā planēta no Saules tika izpētīta tikai 90. gados, kad NASA nosūtīja Marsa Pathfinder misiju, kas sastāvēja no kosmosa kuģa, kas nosēdināja staciju ar ceļojošo Sojourner zondi. Ierīce nolaidās uz Marsa 1987. gada 4. jūlijā un kļuva par pierādījumu tādu tehnoloģiju dzīvotspējai, kuras tiks izmantotas turpmākajās ekspedīcijās, piemēram, nosēšanās uz gaisa spilvena un automātiska šķēršļu novēršana.

Nākamā misija uz Marsu, MGS kartēšanas satelīts, sasniedza planētu 1997. gada 12. septembrī un sāka darboties 1999. gada martā. Viena pilna Marsa gada laikā no neliela augstuma gandrīz polārajā orbītā tas pētīja visu virsmu. un atmosfērā un nosūtīja atpakaļ vairāk datu par planētu nekā visas iepriekšējās misijas kopā.

2006. gada 5. novembrī MGS zaudēja sakarus ar Zemi, un NASA centieni to atjaunot tika pārtraukti 2007. gada 28. janvārī.

2001. gadā Mars Odyssey Orbiter tika nosūtīts, lai noskaidrotu, kas ir Marss. Tās mērķis bija meklēt pierādījumus par ūdens un vulkānisko aktivitāti uz planētas, izmantojot spektrometrus un termovizorus. 2002. gadā tika paziņots, ka zonde ir atklājusi lielu daudzumu ūdeņraža, kas liecina par milzīgu ledus nogulšņu esamību augsnes augšējos trīs metros 60° no dienvidu pola.

2003. gada 2. jūnijā tika palaists Mars Express, kosmosa kuģis, kas sastāv no satelīta un Beagle 2 nolaišanās aparāta. Tā nonāca orbītā 2003. gada 25. decembrī, un tajā pašā dienā zonde iekļuva planētas atmosfērā. Pirms ESA zaudēja kontaktu ar nolaišanās ierīci, Mars Express Orbiter apstiprināja ledus un oglekļa dioksīda klātbūtni dienvidu polā.

2003. gadā NASA sāka pētīt planētu MER programmas ietvaros. Tas izmantoja divus roverus — Spirit un Opportunity. Misijas uz Marsu uzdevums bija izpētīt dažādus iežus un augsnes, lai atrastu pierādījumus par ūdens klātbūtni.

Marsa izlūkošanas orbītā (MRO) tika palaists 08/12/05 un sasniedza planētas orbītu 03/10/06. Kosmosa kuģī ir zinātniski instrumenti, kas paredzēti ūdens, ledus un minerālu noteikšanai uz virsmas un zem tās. Turklāt MRO atbalstīs nākamās paaudzes kosmosa zondes, katru dienu novērojot Marsa laikapstākļus un virsmas apstākļus, meklējot turpmākās nolaišanās vietas un testējot jaunu telekomunikāciju sistēmu, kas paātrinās sakarus ar Zemi.

2012. gada 6. augustā NASA Marsa zinātnes laboratorija MSL un roveris Curiosity nolaidās Geila krāterī. Ar viņu palīdzību tika veikti daudzi atklājumi attiecībā uz vietējo atmosfēras un virsmas apstākļi, un tika atklātas arī organiskās daļiņas.

2013. gada 18. novembrī kārtējā mēģinājumā noskaidrot, kas ir Marss, tika palaists pavadonis MAVEN, kura mērķis ir izpētīt atmosfēru un pārraidīt signālus no robotizētiem roveriem.

Pētījumi turpinās

Ceturtā planēta no Saules ir visvairāk pētīta Saules sistēmā pēc Zemes. Šobrīd uz tās virsmas darbojas stacijas Opportunity un Curiosity, un orbītā darbojas 5 kosmosa kuģi - Mars Odyssey, Mars Express, MRO, MOM un Maven.

Šīs zondes spēja pārraidīt neticami detalizētus Sarkanās planētas attēlus. Viņi palīdzēja atklāt, ka kādreiz tur bija ūdens, un apstiprināja, ka Marss un Zeme ir ļoti līdzīgi – tiem ir polārie vāciņi, gadalaiki, atmosfēra un ūdens klātbūtne. Viņi arī parādīja, ka organiskā dzīvība var pastāvēt šodien un, visticamāk, pastāvēja pagātnē.

Cilvēces apsēstība ar Marsa atklāšanu turpinās, un mūsu centieni izpētīt tā virsmu un izjaukt vēsturi vēl nebūt nav beigušies. Nākamajās desmitgadēs mēs, visticamāk, turpināsim tur sūtīt roverus un pirmo reizi nosūtīsim tur cilvēku. Un laika gaitā, ņemot vērā pieejamību nepieciešamos resursus, ceturtā planēta no Saules kādu dienu kļūs apdzīvojama.