Noslēpumainā sarkanā planēta

Kopš seniem laikiem cilvēku uzmanību naksnīgajās debesīs ir piesaistījusi maza sarkana zvaigzne. Mūsdienās katra diena paver jaunas lappuses kosmosa izpētē, un cilvēce var tikt galā ar šīs tālās pasaules izpēti. Ceturtā planēta pēc attāluma no Saules ir gandrīz 10 reizes vieglāka par Zemi, tās masa ir nedaudz mazāka par 11% no Zemes. Marss ir parādā savu nosaukumu sarkanajai nokrāsai, ko tā virsmai piešķīra dzelzs oksīds, pateicoties šai krāsai, planēta saņēma seno romiešu kara dieva vārdu. Lai gan Marss pieder pie sauszemes planētām, tam ir maz līdzības ar Zemi. Plāna atmosfēra (spiediens ir aptuveni 160 reizes mazāks nekā uz Zemes), temperatūras diapazons no -140 ° C līdz + 20 ° C, virsma ar krāteriem - neērta, bet brīnišķīga pasaule!

Marsa atmosfēra kardināli atšķiras no Zemes atmosfēras gan pēc sastāva, gan fizikālajām īpašībām. Virsmas spiediens ir tikai 1/110 zemes spiediena. Marsam, tāpat kā Venērai, ir ļoti vājš magnētiskais lauks, kā rezultātā Saules vējš pamazām iznes planētas atmosfēru kosmosā. Iepriekš tika uzskatīts, ka Marsa atmosfēra sastāv galvenokārt no slāpekļa un tikai 1947. gadā tika konstatēts, ka 95% no tā ir oglekļa dioksīds. Vidējā temperatūra uz planētas virsmas ir – 45 grādi pēc Celsija un, palielinoties augstumam, samazinās par 2,5 grādiem uz kilometru.

Ilgu laiku Marss tika uzskatīts par cilvēces rezerves māju. Taču realitāte izrādījās ļoti skarba, kas ir tikai planētas virsmas starojums. Tātad ābeles uz Marsa ļoti drīz ziedēs ...

Marss šobrīd

Marss tagad ir auksta, sausa un, iespējams, nedzīva planēta, taču tas ne vienmēr ir bijis tā. Tālumā valdīja diezgan blīva atmosfēra un liels skaitsūdens. Tā bija tik daudz. ka uz planētas virsmas atradās arī ezeri, kā arī plaša upju sistēma. Bet diemžēl Marss Saules vēja darbības rezultātā pamazām zaudēja savu atmosfēru un kļuva par tādu, kāds tas ir tagad.

Attēls uzņemts ar aparātu "Viking 1" 1976. gadā. Kreisajā pusē redzams Halles "smaidošais krāteris".

Marsa roveris "Sojourner" pie klints "Joga"

Aparāta "Phoenix" saules panelis un augsnes paraugu ņemšanas iekārta

Marsa roveris "Spirit" nofotografēja savu nosēšanās platformu

Pašportrets "Ziņkārība"

Saulriets pie Geila krātera. Bilde uzņemta ar aparātu "Curiosity" 2015. gada 15. aprīlī, 956. Sol misijā

Rītausma Olimpa vulkānā, ko piedāvā holandiešu mākslinieks Kīss Veneboss

Arsijas kalns, izdzisis vairogdziedzera vulkāns Tarsis provincē

Jautājums par to, vai uz Marsa ir dzīvība, cilvēkus vajā jau daudzus gadu desmitus. Noslēpums kļuva vēl aktuālāks pēc tam, kad radās aizdomas par upju ieleju klātbūtni uz planētas: ja caur tām reiz plūda ūdens plūsmas, tad dzīvības klātbūtni uz planētas blakus Zemei nevar noliegt.

Marss, kas atrodas starp Zemi un Jupiteru, ir septītā lielākā planēta Saules sistēmā un ceturtā no Saules. Sarkanā planēta ir divas reizes mazāka par mūsu Zemi: tās rādiuss pie ekvatora ir gandrīz 3,4 tūkstoši km (Marsa ekvatoriālais rādiuss ir divdesmit kilometrus lielāks nekā polārais).

No Jupitera, kas ir piektā planēta no Saules, Marss atrodas 486 līdz 612 miljonu km attālumā. Zeme ir daudz tuvāk: mazākais attālums starp planētām ir 56 miljoni km, lielākais attālums ir aptuveni 400 miljoni km.
Nav pārsteidzoši, ka Marss ir ļoti skaidri atšķirams zemes debesīs. Par to spožāki ir tikai Jupiters un Venera, un arī tad ne vienmēr: reizi piecpadsmit līdz septiņpadsmit gados, kad sarkanā planēta tuvojas Zemei minimālā attālumā, pusmēness laikā, Marss ir spožākais objekts debesīs.

Nosaukta ceturtā planēta pēc kārtas Saules sistēma par godu kara dievam senā Roma, tāpēc Marsa grafiskais simbols ir aplis ar bultiņu, kas vērsta pa labi un uz augšu (aplis simbolizē vitalitāti, bulta ir vairogs un šķēps).

Zemes planētas

Marss, kā arī vēl trīs planētas, kas atrodas vistuvāk Saulei, proti, Merkurs, Zeme un Venera, ir daļa no sauszemes planētām.

Visas četras šīs grupas planētas raksturo liels blīvums... Atšķirībā no gāzveida planētām (Jupiters, Urāns) tās sastāv no dzelzs, silīcija, skābekļa, alumīnija, magnija un citiem smagiem elementiem (piemēram, dzelzs oksīds piešķir Marsa virsmai sarkanu nokrāsu). Tajā pašā laikā sauszemes planētu masa ir daudz zemāka par gāzes planētām: visvairāk liela planēta Zemes grupa Zeme ir četrpadsmit reizes vieglāka par mūsu sistēmas vieglāko gāzes planētu - Urānu.

Tāpat kā pārējām sauszemes planētām, Zemei, Venērai, Merkūram un Marsam ir raksturīga šāda struktūra:

Planētas iekšpusē atrodas daļēji šķidrs dzelzs kodols ar rādiusu no 1480 līdz 1800 km, ar nenozīmīgu sēra piejaukumu;
Silikāta mantija;
Garoza, kas sastāv no dažādiem akmeņiem, galvenokārt bazalta (Marsa garozas vidējais biezums ir 50 km, maksimālais - 125).

Ir vērts atzīmēt, ka trešajai un ceturtajai zemes grupas planētai no Saules ir dabiski pavadoņi. Zemei ir viens – Mēness, bet Marsam divi – Foboss un Deimoss, kas nosaukti dieva Marsa dēlu vārdā, bet grieķu interpretācijā, kuri viņu vienmēr pavadīja kaujā.

Saskaņā ar vienu no hipotēzēm satelīti ir asteroīdi, kas iesprostoti Marsa gravitācijas laukā, tādēļ pavadoņi ir maza izmēra un neregulāras formas. Tajā pašā laikā Foboss pamazām bremzē savu kustību, kā rezultātā nākotnē tas vai nu sadalīsies, vai nokritīs uz Marsu, bet otrs pavadonis Deimos, gluži pretēji, pamazām attālinās no sarkanās planētas.

Cits interesants fakts par Fobosu ir tas, ka atšķirībā no Deimos un citiem Saules sistēmas planētu satelītiem tas paceļas no rietumu puses un pārsniedz horizontu austrumos.

Atvieglojums

Agrākos laikos uz Marsa notika litosfēras plākšņu kustība, kas izraisīja Marsa garozas celšanos un krišanu (tektoniskās plāksnes šobrīd pārvietojas, bet ne tik aktīvi). Reljefs ir ievērojams ar to, ka, neskatoties uz to, ka Marss ir viena no mazākajām planētām, šeit atrodas daudzi no lielākajiem Saules sistēmas objektiem:

Šeit ir visvairāk augsts kalns no tiem, kas atklāti uz Saules sistēmas planētām - neaktīvais vulkāns Olimps: tā augstums no pamatnes ir 21,2 km. Ja paskatās kartē, var redzēt, ka kalns ir ieskauts liela summa mazi pakalni un grēdas.

Uz sarkanās planētas atrodas lielākā sistēma kanjoni, kas pazīstami kā Mariner Valley: Marsa kartē to garums ir aptuveni 4,5 tūkstoši km, platums - 200 km, dziļums -11 km.

Planētas ziemeļu puslodē atrodas lielākais trieciena krāteris: tā diametrs ir aptuveni 10,5 tūkstoši km, platums - 8,5 tūkstoši km.

Interesants fakts: dienvidu un ziemeļu puslodes virsma ir ļoti atšķirīga. Dienvidu pusē planētas reljefs ir nedaudz paaugstināts un stipri izkaisīts ar krāteriem.

Savukārt ziemeļu puslodes virsma ir zem vidējā līmeņa. Uz tā praktiski nav krāteru, un tāpēc tie ir gludi līdzenumi, kas izveidojušies, izplatoties lavai un erozijas procesiem. Arī ziemeļu puslodē atrodas vulkāniskās augstienes, Elysium un Tarsis. Tarsis garums kartē ir aptuveni divi tūkstoši kilometru, un vidēja auguma kalnu sistēma - apmēram desmit kilometri (šeit ir Olimpa vulkāns).

Reljefa atšķirība starp puslodēm nav gluda pāreja, bet gan apzīmē plašu robežu visā planētas apkārtmērā, kas atrodas nevis gar ekvatoru, bet trīsdesmit grādus no tā, veidojot slīpumu ziemeļu virzienā (gar šo pie robežas ir visvairāk erodētie apgabali). Pašlaik zinātnieki šo parādību skaidro divu iemeslu dēļ:

Planētas veidošanās sākuma stadijā tektoniskās plāksnes, atrodoties viena otrai blakus, saplūda vienā puslodē un sastinga;
Robeža parādījās pēc tam, kad planēta sadūrās ar Plutona izmēra kosmosa objektu.

Sarkanās planētas stabi

Uzmanīgi aplūkojot dieva Marsa planētas karti, var redzēt, ka abos polios atrodas ledāji vairāku tūkstošu kilometru platībā, kas sastāv no ūdens ledus un sasaluša oglekļa dioksīda, un to biezums svārstās no viena. metra līdz četriem kilometriem.

Interesants fakts, ka Dienvidpolā ierīces atrada aktīvus geizerus: pavasarī, gaisa temperatūrai paaugstinoties, strūklakas no plkst. oglekļa dioksīds pacelties virs virsmas, paceļot smiltis un putekļus

Atkarībā no gadalaika polārie cepures katru gadu maina savu formu: pavasarī sausais ledus, apejot šķidro fāzi, pārvēršas tvaikos, un atklātā virsma sāk satumst. Ziemā ledus cepures palielinās. Tajā pašā laikā daļu teritorijas, kuras platība kartē ir aptuveni tūkstotis kilometru, pastāvīgi klāj ledus.

Ūdens

Līdz pagājušā gadsimta vidum zinātnieki uzskatīja, ka ūdeni uz Marsa var atrast šķidrā stāvoklī, un tas deva pamatu apgalvot, ka dzīvība uz sarkanās planētas pastāv. Šīs teorijas pamatā bija fakts, ka uz planētas bija skaidri redzami gaiši un tumši apgabali, kas ļoti atgādināja jūras un kontinentus, un planētas kartē tumšas garas līnijas atgādināja upju ielejas.

Bet pēc paša pirmā lidojuma uz Marsu kļuva skaidrs, ka ūdens pārāk zema atmosfēras spiediena dēļ nevar būt šķidrā stāvoklī uz septiņdesmit procentiem planētas. Tiek uzskatīts, ka tā patiešām pastāvēja: par šo faktu liecina atrastās minerāla hematīta un citu minerālu mikroskopiskās daļiņas, kas parasti veidojas tikai nogulumiežu iežos un nepārprotami padevušās ūdens iedarbībai.

Arī daudzi zinātnieki ir pārliecināti, ka tumšās svītras kalnu augstumos ir pašreizējās šķidrā sālsūdens klātbūtnes pēdas: ūdens straumes parādās vasaras beigās un pazūd ziemas sākumā.

Par to, ka tas ir ūdens, liecina fakts, ka svītras neiet pāri šķērslim, bet it kā plūst ap tām, dažkārt atšķiras un tad atkal saplūst (planētas kartē tās ir ļoti skaidri redzamas) . Atsevišķas reljefa pazīmes liecina, ka upes gultnes, pakāpeniski kāpjot virsmai, nobīdījās un turpināja tecēt sev izdevīgā virzienā.

Vēl viens interesants fakts, kas liecina par ūdens klātbūtni atmosfērā, ir biezi mākoņi, kuru parādīšanās ir saistīta ar to, ka planētas nevienmērīgais reljefs virza gaisa masas uz augšu, kur tās atdziest, un tajos esošie ūdens tvaiki kondensējas ledū. kristāli.

Mākoņi parādās virs Mariner kanjoniem aptuveni 50 km augstumā, kad Marss atrodas perihēlija punktā. Gaisa straumes, kas virzās no austrumiem, stiepj mākoņus vairākus simtus kilometru, tajā pašā laikā to platums ir vairāki desmiti.

Tumšas un gaišas zonas

Neskatoties uz to, ka nebija jūru un okeānu, gaišajiem un tumšajiem apgabaliem piešķirtie nosaukumi saglabājās. Ja paskatās kartē, tad pamanīsi, ka jūras pārsvarā atrodas dienvidu puslodē, tās ir labi redzamas un labi izpētītas.

Bet kādi ir aptumšotie apgabali Marsa kartē – šis noslēpums vēl nav atrisināts. Pirms kosmosa kuģu parādīšanās tika uzskatīts, ka tumšās vietas klāj veģetācija. Tagad ir kļuvis skaidrs, ka vietās, kur ir tumšas svītras un plankumi, virsmu veido pauguri, kalni, krāteri, kuru sadursmēs gaisa masas izpūš putekļus. Tāpēc plankumu izmēra un formas izmaiņas ir saistītas ar putekļu kustību, kam ir gaiša vai tumša gaisma.

Gruntēšana

Vēl viens pierādījums tam, ka agrākos laikos uz Marsa pastāvēja dzīvība, pēc daudzu zinātnieku domām, ir planētas augsne, kuras lielākā daļa sastāv no silīcija dioksīda (25%), kas, pateicoties tajā esošajam dzelzs saturam, piešķir augsnei sarkanīgu nokrāsu. Planētas augsnē ir daudz kalcija, magnija, sēra, nātrija, alumīnija. Augsnes skābuma attiecība un dažas citas tās īpašības ir tik tuvu sauszemes īpašībām, ka augi tajās varētu viegli iesakņoties, tāpēc teorētiski dzīvība šādā augsnē var pastāvēt.

Augsnē tika konstatēta ūdens ledus klātbūtne (šie fakti vēlāk tika apstiprināti vairāk nekā vienu reizi). Noslēpums beidzot tika atrisināts 2008. gadā, kad vienai no zondēm, uzturoties Ziemeļpolā, izdevās izvilkt ūdeni no augsnes. Pēc pieciem gadiem izskanēja informācija, ka ūdens daudzums Marsa augsnes virsmas slāņos ir aptuveni 2%.

Klimats

Sarkanā planēta griežas ap savu asi 25,29 grādu leņķī. Pateicoties tam, saules diena šeit ir 24 stundas 39 minūtes. 35 sekundes, savukārt gads uz dieva Marsa planētas orbītas pagarinājuma dēļ ilgst 686,9 dienas.
Ceturtās kārtas planētai Saules sistēmā ir gadalaiki. Tiesa, vasarīgi laikapstākļi ziemeļu puslodē ir auksti: vasara sākas, kad planēta atrodas pēc iespējas tālāk no zvaigznes. Bet dienvidos ir karsts un īss: šajā laikā Marss tuvojas zvaigznei pēc iespējas tuvāk.

Marsam raksturīgs auksts laiks. Planētas vidējā temperatūra ir -50 ° C: ziemā temperatūra pie pola ir -153 ° C, savukārt vasarā pie ekvatora ir nedaudz vairāk par +22 ° C.

Svarīgu lomu temperatūras sadalījumā uz Marsa spēlē daudzi putekļu vētras sākot pēc ledus kušanas. Šajā laikā atmosfēras spiediens strauji paaugstinās, kā rezultātā lielas gāzu masas sāk virzīties uz blakus esošo puslodi ar ātrumu no 10 līdz 100 m/s. Tajā pašā laikā no virsmas paceļas milzīgs putekļu daudzums, kas pilnībā slēpj reljefu (pat Olimpa vulkāns nav redzams).

Atmosfēra

Planētas atmosfēras slāņa biezums ir 110 km, un gandrīz 96% no tā sastāv no oglekļa dioksīda (skābeklis ir tikai 0,13%, slāpeklis ir nedaudz vairāk: 2,7%) un ir ļoti reti sastopams: sarkanās planētas atmosfēras spiediens. ir 160 reizes mazāks nekā pie Zemes, savukārt lielās augstuma starpības dēļ tas stipri svārstās.

Interesanti, ka ziemā aptuveni 20-30% no visas planētas atmosfēras koncentrējas un sasalst līdz poliem, un ledus kušanas laikā tas atgriežas atmosfērā, apejot šķidro stāvokli.

Marsa virsma ir ļoti vāji aizsargāta no debess objektu iebrukuma un viļņiem no ārpuses. Saskaņā ar vienu no hipotēzēm pēc sadursmes ar lielu objektu tā eksistences agrīnā stadijā trieciens bija tāds, ka kodola rotācija apstājās un planēta zaudēja. lielākā daļa atmosfēra un magnētiskais lauks kas bija vairogs, kas pasargāja viņu no iebrukuma debess ķermeņi un saules vējš, kas nes sev līdzi starojumu.

Tāpēc, Saulei parādoties vai atkāpjoties aiz horizonta, Marsa debesis ir sarkanīgi rozā, un Saules diska tuvumā ir manāma pāreja no zilas uz violetu. Dienas laikā debesis iekrāsojas dzelteni oranžā krāsā, ko dod planētas sarkanīgie putekļi, kas lido retinātajā atmosfērā.

Naktī spožākais objekts Marsa debesīs ir Venera, aiz tās ir Jupiters ar pavadoņiem, trešajā vietā Zeme (tā kā mūsu planēta atrodas tuvāk Saulei, Marsam tā ir iekšēja, tāpēc redzama tikai plkst. no rīta vai vakarā).

Vai uz Marsa ir dzīvība

Jautājums par dzīvības esamību uz sarkanās planētas kļuva īpaši populārs pēc Velsas romāna "Pasauļu karš" publicēšanas, pēc kura sižeta mūsu planētu sagrāba humanoīdi, un zemes iedzīvotājiem tikai brīnumainā kārtā izdevās izdzīvot. Kopš tā laika starp Zemi un Jupiteru izvietotās planētas noslēpumi ir intriģējuši ne vienu vien paaudzi, un arvien vairāk cilvēku interesējas par Marsa un tā pavadoņu aprakstu.

Ja paskatās uz Saules sistēmas karti, kļūst acīmredzams, ka Marss atrodas nelielā attālumā no mums, tāpēc, ja dzīvība varētu rasties uz Zemes, tad tā varētu parādīties uz Marsa.

Intrigu sakarsē arī zinātnieki, kuri ziņo par ūdens klātbūtni uz sauszemes grupas planētas, kā arī par dzīvības attīstībai piemērotiem apstākļiem augsnes sastāvā. Turklāt internetā un specializētos žurnālos bieži tiek publicēti attēli, kuros uz tiem attēlotie akmeņi, ēnas un citi objekti tiek salīdzināti ar ēkām, pieminekļiem un pat labi saglabājušos vietējās floras un faunas pārstāvju atliekām, cenšoties pierādīt dzīvības esamību uz šīs planētas un atklāj visus Marsa noslēpumus.

Marss, ceturtā no sauszemes planētām, ir apmēram uz pusi mazāks par Zemi (ekvatoriālais rādiuss ir 3394 km) un deviņas reizes mazāks pēc masas. Gravitācijas paātrinājums uz planētas virsmas ir 376 cm/s2. Marsa leņķiskais diametrs lielo opozīciju laikā ir 25 ", afēlijas laikā 14". Uz Marsa virsmas ir novērojamas stabilas detaļas, kas ļāva ar ļoti augstu precizitāti noteikt tā rotācijas periodu: 24h 37m 22s, 6. Planētas ekvators ir sasvērts pret orbītas plakni par 24 ° 56 ", gandrīz tikpat, cik uz Zemes. Tāpēc uz Marsa notiek gadalaiku maiņa, ļoti līdzīga kā uz Zemes, ar vienīgo atšķirību, ka vasara Marsa dienvidu puslodē ir karstāka un īsāka nekā ziemeļos, jo tā notiek netālu no planētas tās perihēlijas pārejas.Marsa gads ilgst 687 Zemes dienas.

Detaļas, kas redzamas ar teleskopu uz Marsa diska, var klasificēt šādi:

1. Spilgti apgabali vai kontinenti, kas aizņem 2/3 no diska. Tie attēlo vienmērīgus gaismas laukus oranži sarkanīgi.
2. Polārie cepures ir balti plankumi, kas veidojas ap poliem rudenī un pazūd vasaras sākumā. Šīs ir visievērojamākās detaļas. Ziemas vidū polārie cepures aizņem virsmu līdz 50 ° platuma grādiem. Vasarā ziemeļu polārais cepurītis pilnībā izzūd, ar nelielu dienvidu daļas palieku. Polārie vāciņi izceļas ar lielu kontrastu caur zilajiem filtriem.
3. Tumši apgabali (vai jūras), kas aizņem 1/3 no Diska. Tie ir redzami uz gaišo zonu fona plankumu veidā, dažāda izmēra un formas. Izolētas, neliela izmēra tumšas vietas sauc par ezeriem vai oāzēm. Iespiežoties kontinentos, jūras veido līčus. Gan kontinenti, gan jūras ir sarkanā krāsā.

Kontinentu un jūru spilgtuma attiecība ir maksimāla sarkanajā un infrasarkanajā reģionā (līdz 50% tumšākajām jūrām), dzeltenajos un zaļajos staros tas ir mazāks, zilajā Marsa diskā jūras nemaz neatšķiras.

Tumšie apgabali kopā ar polārajiem vāciņiem piedalās periodisku sezonālu izmaiņu ciklā. Ziemā tumšajos apgabalos ir vismazākais kontrasts. Pavasarī gar polārā cepures robežu veidojas tumša apmale, un ap to palielinās tumšo apgabalu kontrasts. Aptumšošanās pakāpeniski izplatās ekvatora virzienā, aptverot arvien jaunas teritorijas. Daudzas detaļas, kas ziemā neatšķiras noteiktā puslodē, kļūst skaidri redzamas vasarā. Aptumšojošais vilnis izplatās ar ātrumu aptuveni 30 km dienā. Dažās jomās izmaiņas regulāri atkārtojas gadu no gada, citviet katru pavasari tas notiek savādāk. Papildus periodiskām sezonālām izmaiņām vairākas reizes ir bijusi neatgriezeniska tumšu detaļu izzušana un parādīšanās (laicīgas izmaiņas). Gaismas zonas nepiedalās sezonas ciklā, bet var piedzīvot neatgriezeniskas laicīgās izmaiņas.

4. Mākoņi ir īslaicīgas detaļas, kas lokalizētas atmosfērā. Dažreiz tie aptver lielu diska daļu, neļaujot novērot tumšās vietas. Ir divu veidu mākoņi: dzeltenie mākoņi, pēc vispārējā viedokļa, putekļaini (ir gadījumi, kad dzelteni mākoņi klāj visu disku mēnešiem; šādas parādības sauc par "putekļu vētrām"); balti mākoņi, kas, visticamāk, sastāv no ledus kristāliem, piemēram, sauszemes cirrus.

V pēdējie gadi Marsa izpēte ir ievērojami progresējusi, pateicoties automātisko starpplanētu staciju izmantošanai. Amerikāņu lidmašīna AMS Mariner 4 pirmo reizi fotografēja Marsu no tuva attāluma (apmēram 10 000 km) 1965. gadā.

Izrādījās, ka Marss, tāpat kā Mēness, ir klāts ar krāteriem. Par "Mariner-4" lidoja netālu no Marsa un nofotografēja to "Mariner-6" un "Mariner-7", un 1971. gadā, dažus mēnešus pēc lielās opozīcijas, orbītās nonāca tā pirmie mākslīgie pavadoņi, kas izgatavoti ar zemes iedzīvotāju rokām. ap Marsu: divi padomju ("Mars-2" un "Mars-3") un viens amerikāņu ("Mariner-9"). Viņu programmas būtiski atšķīrās un savstarpēji papildināja viena otru. Amerikāņu satelīts galvenokārt bija paredzēts Marsa fotografēšanai; viņš ieguva vairākus tūkstošus fotogrāfiju ar aptuveni 1 km izšķirtspēju, kas aptver gandrīz visu Marsa virsmu.

Padomju satelīti fotografēja daudz mazākā apjomā, taču tie bija aprīkoti ar lielu skaitu iekārtu, kas paredzētas Marsa virsmas, tā atmosfēras un gandrīz planētas telpas pētīšanai. fiziskās metodes... Ar infrasarkano radiometru mērīja virsmas slāņa temperatūru un vienlaikus ar radioteleskopu zemes temperatūru vairāku desmitu centimetru dziļumā; spilgtums dažādos viļņu garumos, atmosfēras spiediens un augstums tika mērīts no CO2 joslu intensitātes, H2O satura atmosfērā, magnētiskā lauka, atmosfēras augšējo slāņu sastāva un temperatūras, elektronu koncentrācijas jonosfērā un uzvedības. starpplanētu vielu Marsa tuvumā.

Nolaišanās transportlīdzeklis atdalījās no Mars-3 kosmosa kuģa, kas pirmo reizi veica mīkstu nosēšanos uz Marsa virsmas. Saņemta padomju Marsa izpētes programma ar kosmosa kuģiem tālākai attīstībai 1974. gadā, kad uz planētas ieradās četri padomju kosmosa kuģi. Viens no tiem, Mars-6, nolaidās uz virsmas un, nolaižoties atmosfērā, pirmo reizi veica tiešus tā sastāva, temperatūras un spiediena mērījumus. Marss-5 iekļuva planētas mākslīgā pavadoņa orbītā, un Mars-4 un Mars-7 veica planētas un starpplanētu telpas pētījumus pa garāmlidošanas trajektorijām.

Virsmas fotogrāfijas, kas uzņemtas no Mariner 9, Mars 4 un Mars 5, parādīja, ka Marsa virsma ir ļoti daudzveidīga ģeoloģisko formu ziņā. Lielāko daļu no tā klāj krāteri, taču ir arī plakani apgabali, kuros krāteru gandrīz nav. Starp krāteriem ir tādi, kas atrodas milzīgu konusveida kalnu virsotnēs. Šis izkārtojums nozīmē, ka tie nav meteorītu krāteri, bet gan vulkāniskie. Nogāzēs lielākie vulkāni meteorītu krāteru ir maz un līdz ar to šie vulkāni ir "jauni", veidojušies salīdzinoši nesen. Tādējādi Marss ir ģeoloģiski aktīva planēta. Acīmredzot Marsam ir savs magnētiskais lauks, lai gan tas ir daudz vājāks nekā Zemei; sava magnētiskā lauka esamība norāda uz šķidra kodola klātbūtni planētas centrā.

Uz Marsa virsmas ir veidojumi, kas ir ļoti līdzīgi izžuvušām upju gultnēm. 1976. gada 20. jūlijā uz Marsa virsmas nolaidās amerikāņu nolaišanās lidmašīna Viking-1.

Marsa ainava ir ļoti līdzīga dažiem sauszemes tuksnešiem. Ir slīpas smilšu kāpas un daudz stūrainu akmeņu.

Marsa karte parāda trasi, pa kuru tika veikti mērījumi konkrētai pārejai. Ierīces "redzēja" pirmās Dienvidu puslode Marss un pusstundas laikā viņu optiskās asis šķērsoja visu planētu no dienvidiem uz ziemeļiem. Var redzēt, ka tumšākās vietas ir arī siltākas (tās absorbē vairāk saules siltuma).

Ziemeļu reģionos (platums j> 45 °) temperatūra pazeminās līdz ļoti zems līmenis, apmēram 150 ° C. Šī ir polārā vāciņa laukums. Tas izpaužas kā straujš spilgtuma pieaugums ultravioletie stari(0,37 mikroni), bet vispār nav redzams tuvajā infrasarkanajā reģionā (1,38 mikroni; šeit planēta joprojām spīd ar atstarotu, nevis termisko starojumu). Tas nozīmē, ka mēs redzam iekšā šajā gadījumā nevis sniegs vai ledus uz virsmas, bet atmosfērā peldoši mākoņi (no plāniem kristāliem). Kristālu izmēri ir tik mazi, ka tie vairs neizkliedē gaismu aptuveni 1 mikronu viļņa garumā. Iespējams, ka tie ir parasta H2O ledus kristāli: mēs redzam, cik strauji šeit krītas H2O tvaiku saturs. Tam jāiet cietā fāzē. Šādās temperatūrās var kondensēties arī oglekļa dioksīds.

Marsa virsmas temperatūra ir ļoti atšķirīga. Pie ekvatora tas sasniedz + 30 ° C dienā un -100 ° C naktī. Tas ir saistīts ar Marsa augsnes zemo siltumvadītspēju. Tas ir gandrīz tikpat zems kā Mēness.

Visvairāk zema temperatūra notiek ziemā uz polāro vāciņu virsmas (-125 ° C).

Marsa spektrā ir vērojamas skaidri saskatāmas CO2 joslas, lai gan tās ir vājākas nekā Venēras spektrā (skat. 166. att.). Mākoņi uz Marsa parasti klāj nenozīmīgu virsmas daļu (atšķirībā no Venēras), un tāpēc pēc spektroskopiskiem novērojumiem ir iespējams noteikt CO2 absolūto vērtību atmosfērā. Tā kā kopējais gāzes spiediens dažādos veidos ietekmē vājo un stipro līniju intensitāti, to var arī noteikt. Uz "Mars-6" un "Viking-1 un 2" uzstādītās iekārtas mērīja spiedienu Marsa atmosfērā tieši, izmantojot barometriskos sensorus. Uz virsmas tas ir vienāds ar vidēji 6 mb. Tiešie mērījumi tika veikti uz "Viking-1 un 2" ķīmiskais sastāvs caur. masas spektrometrs, kas parādīja, ka Marsa atmosfērā ir 95% CO2.

Spiediens dažādos Marsa reģionos var atšķirties vairākas reizes augstuma atšķirības dēļ. Visvairāk augstas zonas Marss atrodas 20 km virs zemākā.

Interesanti, ka tumšie un gaišie apgabali, visticamāk, ir zemi un augsti. Ziemeļu puslodē dominē zemie reģioni.

Ūdens tvaiku līnijas ir atrodamas Marsa spektrā. Uz zemes veikto novērojumu laikā tās var atdalīt no zemes līnijām tikai Doplera nobīdes dēļ, jo tās ir ļoti vājas. Novērojot no kosmosa kuģa, šīs grūtības nav. Iepriekš tika sniegts kosmosa kuģa novērojumu piemērs.

Ūdens tvaiku saturs Marsa atmosfērā laika gaitā mainās un dažādos reģionos ir atšķirīgs. Dažreiz tas ir zem noteikšanas robežas (apmēram 1 mikrons nogulsnētā ūdens mērījumiem, kas veikti uz Marsa 3), dažreiz tas sasniedz 50 mikronus. Tas ir ūdens plēves biezums, kas pārklātu planētu, ja visa tā būtu kondensēta. atmosfēras ūdens tvaiki. Uz Zemes atmosfērā ir aptuveni 1000 reižu vairāk ūdens. Marsa vidējā temperatūra (200 ° K) ir ievērojami zemāka nekā Zemes, un zem tā virsmas ir jārēķinās ar mūžīgā sasaluma slāni, kas aizkavē H2O izdalīšanos no planētas iekšpuses.

Ņemiet vērā, ka Marsa temperatūrā un spiedienā ūdens nevar pastāvēt šķidrā fāzē; tas var būt tikai ledus vai tvaika veidā.

Bez H2O Marsa atmosfērā tika atrasti vēl daži nelieli komponenti - N2 (2,5%), Ar (1,5%), CO (~ 0,01%), O2 (~ 0,01%), ozona O3 pēdas. Marsa polārie vāciņi pēc būtības ir sarežģīti. Šie mākoņi ir tikai malās un tikai noteiktos laika periodos. Liela daļa no redzamā polārā vāciņa ir cietas nogulsnes uz virsmas, un šīs nogulsnes veido sasalušais oglekļa dioksīds ar parastā ūdens ledus piejaukumu. Polārie vāciņi (galvenokārt neizzūdošajā, pilnīgi dienvidu daļā) satur vairāk CO2 un H2O nekā atmosfērā. Tika izteikts šāds ļoti interesants priekšlikums.

Marsa polārās ass precesijas dēļ reizi 50 000 gados izrādās, ka abi polārie vāciņi pilnībā pazūd un tad atmosfērā palielinās spiediens, palielinās H2O saturs un parādās šķidrums. ūdens. Varbūt šajos periodos plūda upe, atstājot kanālu.

Amerikāņu un padomju lidojuma laikā kosmosa stacijas netālu no Marsa tika veikti eksperimenti, lai skenētu tās atmosfēru ar radioviļņiem, tāpat kā Venēras izpētē. Tie ļāva noteikt atmosfēras spiedienu un temperatūru augstumā< 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.

Tagad, kad esam izklāstījuši pamata novērojumu datus par Marsa virsmu un atmosfēru, mēs apsvērsim iespējamos skaidrojumus periodiskajām sezonālajām izmaiņām tumšajos reģionos, kas laika gaitā ir saistītas ar polārā vāciņa kušanu. Viens no tiem ir tas, ka pavasarī, kad sākas polāro cepuru sublimācija, augsne atkūst un palielinās mitrums. Laika gaitā šis atkušanas process izplatās tālāk līdz ekvatoram, izraisot jūras un oāžu satumstību. Ja aptumšošanas procesi ir saistīti ar augsnes mitruma palielināšanos, tad ir divas iespējas:

1) tumšās zonas aizņem veģetācija, kas, tāpat kā zeme, sākoties pavasarim, temperatūras un mitruma paaugstināšanās dēļ nonāk aktīvā fāzē;
2) tumšās vietas ir pārklātas ar kādu minerālu materiālu, kas kļūst tumšāks, palielinoties temperatūrai vai mitrumam.

Tomēr periodiskais brūnināšanas process var nebūt saistīts ar mitrumu. Piemēram, to var izraisīt periodiskas sezonālas vēja virzienu izmaiņas. Pavasarī vējš no jūras teritorijām aiznes mazākas daļiņas, un jūras satumst, rudenī sīkas daļiņas pārvietojas pretējā virzienā.

Tumšo zonu spēja atgūties jau sen ir atzīmēta. Uz Marsa bieži ir putekļu vētras, kurām, šķiet, jau sen vajadzēja pārklāt jūras.

Nekas tamlīdzīgs nenotiek. Drīz pēc putekļu vētras beigām pilnībā atjaunojas tumšo zonu kontrasts. Šī īpašība ir viegli izskaidrojama, ja pieņemam, ka tumšās zonas ir klātas ar veģetāciju. Bet atkal, ja pieņemam, ka jūras ir apgabali, no kuriem vējš viegli izpūš mazākas daļiņas, kontrasta atjaunošanos var izskaidrot, neizsaucot veģetācijas hipotēzi.

Tātad parādības, kuras var uzskatīt par Marsa biosfēras aktivitātes indikatoru, ir:

1) periodiskas sezonālas izmaiņas tumšās vietās;
2) tumšo apgabalu periodisko sezonālo izmaiņu saistība ar polāro cepuru sublimāciju;
3) tumšo zonu spēja atjaunoties (atjaunot kontrastu).

Visiem tiem, kā mēs redzējām, var būt izskaidrojums, kas ir ļoti tālu bioloģiskie procesi... Zems atmosfēras spiediens un milzīgas dienas temperatūras svārstības (vismaz 100 °) daudziem pētniekiem rada negatīvu attieksmi pret biosfēras pastāvēšanas iespējamību uz Marsa. No otras puses, ir zināma arī dzīvo organismu milzīgā pielāgošanās spēja. Mikroorganismi ( anaerobās baktērijas) spēj nest zems spiediens un temperatūrai un nav nepieciešams skābeklis. Tāpēc dzīvo organismu meklēšana uz Marsa nešķiet gluži bezcerīga. Šādas meklēšanas acīmredzot tiks veiktas, izmantojot AMS, kas spēj viegli nolaisties uz Marsa virsmas.

Marsam ir divi satelīti Foboss un Deimos, kurus 1877. gadā atklāja amerikāņu astronoms Hols. Tie atrodas ļoti tuvu planētai un ir vāji (+ 11m, 5 un + 12m, 5), tāpēc tos ir grūti novērot. Foboss atrodas 2,77 planētas rādiusa attālumā no tās centra un tā orbītas periods ir 7h 39m 14s, t.i. daudz mazāk nekā Marsa rotācijas periods. Tā rezultātā Fobs paceļas rietumos, neskatoties uz to, ka tā cirkulācijas virziens ir tiešs. Deimos riņķo vidēji 6,96 planētu rādiusu attālumā ar periodu 30h 17m 55s. attēlā. 177 ir redzama Fobosa fotogrāfija, kas uzņemta no "Mariner-9" dēļa. Tā virsma ir daudz krāteriskāka nekā Marsa virsma pilnīga prombūtne atmosfēras erozija. Abi satelīti ir neregulāras formas. Fobos ir aptuveni 22-25 km pāri, Deimos ir aptuveni 13 km.

Četrām sauszemes planētām ir daudz kopīga to īpašībās. Gandrīz visa matērija ir koncentrēta litosfērā. Masas ir diapazonā no 1,510-7 līdz 3; 10-6 M¤ un rādiusi aptuveni no 3,510-3 līdz 9,0 × 10-3 R¤. Vidējais blīvums atrodas vēl šaurākās robežās - no 4,0 (Marss) līdz 5,4-5,5 g / cm3 (pārējām trim planētām). Acīmredzot visu šīs grupas planētu dziļumos notiek ķīmiskā diferenciācija: smagie elementi (īpaši Fe) ir koncentrēti virzienā uz centru, viegli un tajā pašā laikā kausējamāki - ārējos apvalkos; garoza un mantija sastāv no silikāta iežiem. Varbūt visām četrām planētām ir šķidrs kodols. Autors vismaz uz divām planētām (Zeme un Marss) atrodas vulkāni. Uz visu četru planētu virsmas vienā vai otrā mērogā ir tektoniskās aktivitātes (kalnu veidošanas procesu) pēdas.

Visi tika pakļauti spēcīgai meteorīta bombardēšanai, kas bija viens no galvenajiem faktoriem Marsa un Merkura virsmas veidošanā. Uz Zemes meteorītu krāterus gandrīz pilnībā izdzēš tektoniskie un erozijas procesi; šķiet, ka uz Venēras tie ir daudz labāk saglabājušies. Vienīgais enerģijas avots, kas nosaka sauszemes planētu temperatūru un klimatu, ir saules starojums. Iekšējā siltuma plūsma ir niecīga salīdzinājumā ar saules starojuma plūsmu.

Trīs no četrām planētām ir atmosfēra. Venera un Marss atmosfēras sastāvā ir līdzīgi: abos gadījumos galvenā sastāvdaļa ir oglekļa dioksīds, taču tā daudzumi ir ļoti atšķirīgi. Zemes atmosfēras sastāvs ir pilnīgi atšķirīgs: slāpeklis, skābeklis, oglekļa dioksīds ir ļoti mazi, turklāt uz Zemes ir hidrosfēra - milzīgs ūdens daudzums (kas, gluži pretēji, ir ļoti mazs uz Veneras un Marsa). ). Atšķirības ir lielas, taču ir arī ļoti svarīgas. kopīgas iezīmes: vieglās gāzes - ūdeņradis un hēlijs, visizplatītākie elementi (kas ir daļa no Saules, zvaigznēm un starpzvaigžņu gāze) ir tikai kā mazi komponenti; visas gāzes, kas ir galvenās atmosfēras sastāvdaļas – (CO2, N2) un ūdens ir vulkānisko gāzu evolūcijas produkti. Skābeklis uz Zemes ir sekundārs produkts, kas rodas H2O sadalīšanās rezultātā fotoķīmisko un bioloģisko procesu rezultātā. Mūsdienu zemes planētu (un Zemes hidrosfēras) atmosfēras noteikti ir sekundāras izcelsmes - tādā nozīmē, ka tās atdalīja litosfēra pēc tās veidošanās.

Primārā atmosfēra, kas sastāvēja galvenokārt no vieglajām gāzēm, kas palika pāri no protoplanetārā miglāja, varēja izdzīvot (ja tāda vispār pastāvētu) tikai ļoti. īsu laiku un nācās ātri izklīst.

Planētu pastāvēšanas laikā (5109 gadi) izdalītais CO2 un N2 daudzums ir aptuveni vienāds uz Zemes un uz Veneras, un acīmredzot uz Zemes izdalījās daudz vairāk ūdens. Šķidrais ūdensļoti labi izšķīdina CO2 un pārvērš to karbonāta iežos. Rezultātā hidrosfēra uz Zemes noņēma gandrīz visu oglekļa dioksīdu, bet uz Veneras tas neveidojās, un CO2 pilnībā palika atmosfērā. Uz Marsa kopējais gāzu izdalīšanās ātrums acīmredzot ir par divām kārtām mazāks nekā uz Veneras, un turklāt lielākā daļa atbrīvotā CO2 un H2O daudzuma ir saistīta polāros vāciņos un zemē (kā rezultātā adsorbcija un mūžīgā sasaluma veidošanās).

Dzīvsudrabam gandrīz pilnībā nav atmosfēras. Tikmēr gravitācijas paātrinājums uz tā virsmas ir gandrīz tāds pats kā uz Marsa, un tas, iespējams, varētu noturēt CO2, ja tas uzkrātos tikpat daudz kā uz Marsa. Daudz kas planētu atmosfēru veidošanās un evolūcijas procesos vēl nav izprasts, tas ir viens no interesantākās problēmas planētu fizika, kuras attīstība tikai sākas.

Ņemiet vērā, ka tai ir zināma praktiska vērtība, jo tai vajadzētu paredzēt turpmāko Zemes atmosfēras un klimata attīstību.

Marsa orbīta ir iegarena, tāpēc attālums līdz Saulei gada laikā mainās par 21 miljonu km. Attālums līdz Zemei arī nav nemainīgs. Lielajās planētu opozīcijās, kas notiek reizi 15-17 gados, kad Saule, Zeme un Marss sarindojas vienā līnijā, Marss tuvojas Zemei pēc iespējas tuvāk 50-60 miljonu km attālumā. Pēdējā Lielā opozīcija bija 2003. gadā. Marsa maksimālais attālums no Zemes sasniedz 400 miljonus km.

Gads uz Marsa ir gandrīz divas reizes ilgāks par Zemes — 687 Zemes dienas. Ass ir noliekta uz orbītu - 65 °, kas noved pie gadalaiku maiņas. Rotācijas periods ap savu asi ir 24,62 stundas, tas ir, tikai par 41 minūti garāks nekā Zemes griešanās periods. Ekvatora slīpums orbītai ir gandrīz tāds pats kā Zemei. Tas nozīmē, ka dienas un nakts maiņa un gadalaiku maiņa uz Marsa ir gandrīz tāda pati kā uz Zemes.

Pēc aprēķiniem, Marsa kodola masa ir līdz 9% no planētas masas. Tas sastāv no dzelzs un tā sakausējumiem un ir šķidrā stāvoklī. Marsam ir 100 km bieza bieza garoza. Starp tiem ir silikāta mantija, kas bagātināta ar dzelzi. Marsa sarkanā krāsa ir tieši tāpēc, ka tā augsne daļēji sastāv no dzelzs oksīdiem. Šķita, ka planēta ir "ierūsējusi".

Debesis virs Marsa ir dziļi purpursarkanas, un spožas zvaigznes redzams pat dienas laikā mierīgā, mierīgā laikā. Atmosfērā ir šāds sastāvs (46. att.): oglekļa dioksīds - 95%, slāpeklis - 2,5%, atomu ūdeņradis, argons - 1,6%, pārējais - ūdens tvaiki, skābeklis. Ziemā oglekļa dioksīds sasalst sausā ledū. Atmosfērā reti sastopami mākoņi, virs zemienēm un krāteru apakšā diennakts aukstajā laikā miglas.

Rīsi. 46. Marsa atmosfēras sastāvs

Vidējais atmosfēras spiediens virsmas līmenī ir aptuveni 6,1 mbar. Tas ir 15 000 reižu mazāk nekā Zemes virsma un 160 reizes mazāk. Dziļākajās ieplakās spiediens sasniedz 12 mbar. Marsa atmosfēra ir ļoti izlādējusies. Marss ir auksta planēta. Zemākā reģistrētā temperatūra uz Marsa ir -139 ° C. Planētai raksturīgs straujš temperatūras kritums. Temperatūras diapazons var būt 75-60 ° C. Marsam ir klimatiskās zonas tāpat kā zemes. Ekvatoriālajā zonā pusdienlaikā temperatūra paaugstinās līdz + 20-25 ° С, un naktī tā nokrītas līdz -40 ° С. Mērenajā joslā no rīta temperatūra ir 50-80 ° С.

Tiek uzskatīts, ka pirms vairākiem miljardiem gadu uz Marsa bija atmosfēra ar blīvumu 1-3 bāri. Pie šāda spiediena ūdenim jābūt šķidrā stāvoklī, un oglekļa dioksīdam ir jāiztvaiko, un var rasties siltumnīcas efekts (kā uz Veneras). Tomēr Marss pamazām zaudēja atmosfēru tā mazās masas dēļ. Siltumnīcas efekts samazinās, mūžīgais sasalums un polārie cepures, kas tiek novēroti joprojām.

Marsā atrodas Saules sistēmas augstākais vulkāns - Olimps. Tā augstums ir 27 400 m, un vulkāna pamatnes diametrs sasniedz 600 km. Tas ir izdzisis vulkāns, kas, visticamāk, izsvieda lavu pirms aptuveni 1,5 miljardiem gadu.

Marsa planētas vispārīgie raksturojumi

Šobrīd uz Marsa nav atrasts neviens aktīvs vulkāns. Netālu no Olimpa atrodas arī citi milzu vulkāni: Askriyskaya, Peacock un Arsia kalns, kuru augstums pārsniedz 20 km. Lava, kas no tiem iztecēja, pirms sacietēšanas, izplatījās uz visām pusēm, tāpēc vulkāni pēc formas vairāk atgādina kūkas, nevis čiekurus. Uz Marsa ir arī smilšu kāpas, milzu kanjoni un lūzumi, kā arī meteorītu krāteri. Grandiozākā kanjonu sistēma ir Marinera ieleja 4 tūkstošus km garumā. Agrāk uz Marsa varētu būt plūdušas upes, kas atstāja mūsdienās novērojamos kanālus.

1965. gadā amerikāņu zonde Mariner 4 pārraidīja pirmos Marsa attēlus. Pirmā Marsa karte. Un 1997. gadā amerikāņu kosmosa kuģis uz Marsu nogādāja robotu - sešu riteņu ratiņus, kas bija 30 cm gari un sver 11 kg. Robots atradās uz Marsa no 1997. gada 4. jūlija līdz 27. septembrim un pētīja šo planētu. Raidījumi par viņa kustību tika pārraidīti televīzijā un internetā.

Marsam ir divi pavadoņi - Deimos un Foboss.

Hipotēzi par divu satelītu eksistenci uz Marsa 1610. gadā izteica vācu matemātiķis, astronoms, fiziķis un astrologs. Johanness Keplers (1571 — 1630), kurš atklāja planētu kustības likumus.

Taču Marsa pavadoņus tikai 1877. gadā atklāja kāds amerikāņu astrologs Asafa zāle (1829-1907).

klase = "1. daļa">

Detalizēti:

Planēta Marss

Galvenās Marsa īpašības

Marsa atmosfēra

Marsa atmosfēras sastāvs un citi parametri līdz šim ir noteikti diezgan precīzi. Marsa atmosfēru veido oglekļa dioksīds (96%), slāpeklis (2,7%) un argons (1,6%). Skābeklis ir nenozīmīgā daudzumā (0,13%). Ūdens tvaiki ir uzrādīti pēdu veidā (0,03%). Spiediens uz virsmas ir tikai 0,006 (sešas tūkstošdaļas) no spiediena uz Zemes virsmas. Marsa mākoņi sastāv no ūdens tvaikiem un oglekļa dioksīda, un tie izskatās aptuveni kā spalvu mākoņi virs Zemes.

Marsa debesu krāsa ir sarkanīga, jo gaisā ir putekļi. Īpaši retināts gaiss slikti pārnes siltumu, tāpēc dažādās planētas vietās ir liela temperatūras atšķirība.

Neskatoties uz atmosfēras retumu, tās apakšējie slāņi ir diezgan nopietns šķērslis kosmosa kuģiem. Tātad nolaižamo transportlīdzekļu koniskie aizsargapvalki "Mariner-9"(1971), Marsa atmosfērai pārejot no tās augšējiem slāņiem līdz 5 km attālumā no planētas virsmas, tie uzkarsa līdz 1500 °C temperatūrai. Marsa jonosfēra stiepjas no 110 līdz 130 km virs planētas virsmas.

Par Marsa kustību

Marsu no Zemes var redzēt ar neapbruņotu aci. Tā šķietamais zvaigžņu lielums sasniedz –2,9 m (vistuvākajā pieejā Zemei), kas pēc spilgtuma ir otrais pēc Venēras, Mēness un Saules, taču lielāko daļu laika Jupiters Zemes novērotājam ir spožāks nekā Marss. Marss pārvietojas ap Sauli pa eliptisku orbītu, pēc tam attālinās no zvaigznes par 249,1 miljonu km, pēc tam tuvojas tai 206,7 miljonu km attālumā.

Uzmanīgi vērojot Marsa kustību, pamanīsiet, ka gada laikā mainās tā kustības virziens pa debesīm. Starp citu, to pamanīja senie novērotāji. Šķiet, ka noteiktā brīdī Marss virzās pretējā virzienā. Bet šī kustība ir redzama tikai no Zemes. Protams, Marss savā orbītā nevar veikt nekādu apgrieztu kustību. Un reversās kustības redzamība rodas tāpēc, ka Marsa orbīta ir ārēja attiecībā pret Zemes orbītu, un vidējais kustības ātrums orbītā ap Sauli Zemes tuvumā ir lielāks (29,79 km/s) nekā Marsam (24,1). km/s). Brīdī, kad Zeme savā kustībā ap Sauli sāk apdzīt Marsu un šķiet, ka Marss uzsāka pretējo jeb, kā sauc astronomi, retrogrādo kustību. Reversās (retrogrādas) kustības diagramma labi ilustrē šo parādību.

Galvenās Marsa īpašības

Parametra nosaukums	Kvantitatīvie rādītāji
Vidējais attālums līdz Saulei	227,9 miljoni km
Minimālais attālums līdz Saulei	206,7 miljoni km
Maksimālais attālums līdz Saulei	249,1 miljons km
Ekvatora diametrs	6786 km (Marss ir gandrīz uz pusi mazāks par Zemi - tā ekvatoriālais diametrs ir ~ 53% no Zemes)
Vidējais orbītas rotācijas ātrums ap Sauli	24,1 km/s
Rotācijas periods ap savu asi (sidereālais ekvatoriālais rotācijas periods)	24 h 37 min 22,6 s
Revolūcijas periods ap Sauli	687 dienas
Zināmi dabiskie pavadoņi	2
Masa (Zeme = 1)	0,108 (6,418 x 10 23 kg)
Skaļums (Zeme = 1)	0,15
Vidējais blīvums	3,9 g / cm³
Vidējā virsmas temperatūra	mīnus 50 ° С (temperatūras atšķirība ir no –153 ° C polā ziemā un līdz +20 ° C pie ekvatora pusdienlaikā)
Ass slīpums	25 ° 11"
Orbītas slīpums attiecībā pret ekliptiku	1 ° 9"
Virsmas spiediens (Zeme = 1)	0,006
Atmosfēras sastāvs	CO 2 - 96%, N - 2,7%, Ar - 1,6%, O 2 - 0,13%, H 2 O (tvaiki) - 0,03%
Brīvā kritiena paātrinājums pie ekvatora	3,711 m/s² (0,378 sauszemes)
Paraboliskais ātrums	5,0 km/s (Zemei 11,2 km/s)

Tabulā parādīts ar ko augsta precizitāte tiek noteikti planētas Marsa galvenie parametri. Tas nav pārsteidzoši, ja paturam prātā, ka astronomiskajos novērojumos un pētījumos tagad tiek izmantotas vismodernākās zinātniskās metodes un augstas precizitātes aprīkojums. Bet ar pavisam citu sajūtu mēs attiecamies pret tādiem zinātnes vēstures faktiem, kad pagājušo gadsimtu zinātnieki, kuru rīcībā bieži vien nebija astronomisku instrumentu, izņemot lielāko daļu. vienkārši teleskopi ar nelielu palielinājumu (maksimums 15-20 reizes) viņi veica precīzus astronomiskus aprēķinus un pat atklāja debess ķermeņu kustības likumus.

Piemēram, atcerēsimies, ka itāļu astronoms Džandomeniko Kasīni jau 1666. gadā (!) noteica planētas Marsa griešanās laiku ap savu asi. Viņa aprēķini deva rezultātu 24 stundas 40 minūtes. Salīdziniet šo rezultātu ar Marsa rotācijas periodu ap savu asi, kas noteikts ar mūsdienu tehnisko līdzekļu palīdzību (24 stundas 37 minūtes 23 sekundes). Vai mums šeit ir vajadzīgi mūsu komentāri?

Vai šāds piemērs. pašā 17. gadsimta sākumā viņš atklāja planētu kustības likumus, kam nebija ne precīzu astronomisku instrumentu, ne matemātiska aparāta tādu ģeometrisku figūru kā elipses un ovāla laukumu aprēķināšanai. Ciešot no redzes traucējumiem, viņš veica visprecīzākos astronomiskos mērījumus.

Tādi piemēri kā šis rāda liela nozīme aktivitāte un entuziasms zinātnē, kā arī nodošanās lietai, kam cilvēks kalpo.

Cienījamie apmeklētāji!

Jūsu darbs ir atspējots JavaScript... Lūdzu, ieslēdziet skriptus savā pārlūkprogrammā, un jūs redzēsiet visas vietnes funkcionalitātes!