Марс
МАРС – четвёртая по удалённости от Солнца планета Солнечной системы и одна из пяти планет, хорошо видимых невооружённым глазом. Назван в честь бога войны Марса за красноватый цвет (иногда Марс называют Красной планетой); астрономический знак ♂. Вместе с Меркурием, Венерой и Землёй образует семейство планет земной группы.[1]
Марс как планета Солнечной системы
- Источник раздела: Большая российская энциклопедия[1]
История исследований Марса
При наблюдении с Земли угловой размер Марса изменяется от 3,5″ в верхнем соединении до 25″ в противостоянии, поэтому телескопические наблюдения выявляют лишь наиболее крупные детали поверхности (белые полярные шапки, тёмные области). Интерес к Марсу долгое время был связан с надеждой найти на нём разумную жизнь. Это объясняется тем, что в 1877 Дж. В. Скиапарелли обнаружил сеть прямых линий на поверхности Марса, которую некоторые исследователи интерпретировали как каналы искусственного происхождения (это предположение не подтвердилось). Наземные наблюдения позволили определить общие характеристики Марса, получить информацию о широтных и сезонных изменениях температуры поверхности, проследить рост и сокращение полярных шапок, а также дать первые оценки плотности и состава атмосферы планеты.
Исследования Марса с использованием космических аппаратов начались в 1960. На протяжении 2-й половины 20 века и в начале 21 века космические аппараты к Марсу отправляли СССР (позднее Россия), США, Япония и Европейский союз. Однако значительная часть этих космических миссий потерпела неудачу на разных этапах полёта. Первым космическим аппаратом, приблизившимся к Марсу на расстояние менее 10 тыс. км, был «Mariner-4» (США, 1965). Аппарат передал на Землю фотографии поверхности Марса и ряд другиъ сведений. Первая мягкая посадка на поверхность Марса была осуществлена космическим аппаратом «Марс-3» (СССР, 1971). На поверхности Марса успешно работали посадочные модули американских космических аппаратов серии «Viking» (1976), «Mars Pathfinder» (1997), «Phoenix» (2008), марсоходы «Mars Exploration Rovers» (с 2004). Начиная с 1997 поверхность Марса и его атмосфера успешно исследовались также с околопланетных орбит американскими космическими аппаратами «Mars Global Surveyor», «Mars Odyssey», «Mars Reconnaissance Orbiter» и европейским КА «Mars Express».
Общие характеристики планеты
Марс вращается вокруг Солнца по эллиптической орбите (большая полуось 1,524 а.е., 228 млн. км) с заметным эксцентриситетом (0,0934). Расстояние Марса от Солнца изменяется от 207 млн. км в перигелии до 249 млн. км в афелии. Минимальное расстояние Марса от Земли (56 млн. км) достигается во время так называемых великих противостояний, когда Солнце, Земля и Марс располагаются на одной прямой, причём Марс находится вблизи перигелия. Суммарный поток солнечного излучения, проходящий за единицу времени через единичную площадку, ориентированную перпендикулярно потоку, на орбите Марса составляет в среднем 589 Вт/м2, то есть у поверхности Марса на ту же площадь и за то же время приходится в 2,3 раза меньше солнечной энергии, чем у поверхности Земли. Период обращения Марса вокруг Солнца (сидерический период) составляет 1,88 земного года. Плоскость орбиты Марса наклонена к плоскости эклиптики на угол 1,85°. Период осевого вращения Марса близок к земному: звёздные сутки составляют 24 ч 37 мин 23 с, средние солнечные сутки – 24 ч 39 мин 35 с. Наклон оси вращения Марса (угол между осью вращения Марса и перпендикуляром к плоскости орбиты) близок к земному – около 25,2° (около 23,4° у Земли).
Экваториальный радиус Марса составляет 3397 км (0,53 от земного), полярный радиус на 21 км меньше. Масса Марса равна 6,418· 1023 кг (около 0,11 массы Земли), средняя плотность – 3930 кг/м3 (0,71 земной плотности). Ускорение свободного падения на экваторе Марса составляет 3,71 м/с2 (0,376 земного), первая и вторая космическая скорости равны соответственно 3,6 км/с и 5,02 км/с. Поскольку на Марсе нет океанов, за поверхность нулевой высоты условно принимают воображаемую поверхность, на которой атмосферное давление составляет 610 Па (ок. 0,006 давления атмосферы Земли на уровне моря). Используется также и другая система отсчёта высот, основанная на результатах альтиметрии, проведённой лазерным высотомером MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) с борта станции «Mars Global Surveyor». В этом случае за поверхность отсчёта принимается поверхность трёхосного эллипсоида, которым описывается форма Марса. Расхождение между оценками высот в соответствии с этими системами может достигать нескольких километров. Высоты вулканов, как и глубины кратеров, часто оцениваются по отношению к окружающей местности.
Модели внутреннего строения планеты предполагают наличие горячего ядра, радиус которого составляет почти половину радиуса планеты. Ядро состоит преимущественно из железа и серы, окружено силикатной мантией. Толщина внешнего слоя планеты (коры) составляет несколько десятков километров (больше, чем у земной коры).
Марс имеет два естественных спутника, Фобос и Деймос, открытых в 1877. Это маленькие твёрдые тела неправильной формы, возможно, бывшие астероиды из Главного пояса астероидов, захваченные Марсом. Их осевое вращение происходит синхронно с орбитальным (то есть спутники всегда повёрнуты к Марсу одной стороной). На поверхности спутников множество кратеров ударного происхождения.
Поверхность Марса
Бóльшая часть поверхности Марса покрыта древними кратерами. Выделяются также другие (сравнительно молодые) элементы рельефа: хребты, долины (тектонического и эрозионного происхождения), равнины, лежащие как выше, так и ниже поверхности нулевого уровня. Поверхность Марса обладает глобальной асимметрией. Бoльшую часть северного полушария планеты занимают сравнительно молодые гладкие низменные равнины; глубина Великой Сев. равнины (Vestitas Borealis), отсчитываемая от поверхности нулевого уровня, достигает 4–5 км. Поверхность большей части южного полушария представляет собой равнины, приподнятые на высоту 1–4 км и покрытые множеством кратеров, в основном древних. В южном полушарии имеются также низменные равнины приблизительно круглой формы, называемые бассейнами: Эллада (Hellas Planitia) диаметром 2300 км и глубиной до 8 км и Аргир (Argyre Planitia) диаметром 800 км и глубиной около 3 км. Предполагается, что эти равнины имеют ударное происхождение.
В экваториальной области Марса расположена горная система Фарсида (Tharsis) протяжённостью около 6000 км со множеством потухших вулканов. В ней выделяется ряд высоких гор вулканического происхождения: самая высокая в Солнечной системе гора Олимп (Olympus Mons) высота 28 км и с диаметром основания 600 км, а также горы Аскрийская (Ascraeus Mons), Павонис (Pavonis Mons) и Арсия (Arsia Mons), имеющие диаметры основания 400–500 км и достигающие высоты 24–25 км. В низких широтах южного полушария находятся долины Маринера (Valles Marineris) – величайшая в Солнечной системе сеть каньонов глубиной более 6 км, протянувшаяся с запада на восток более чем на 4000 км.
Самые крупные марсианские кратеры: Гюйгенс (диаметр 470 км, глубина около 4 км), Скиапарелли (диаметр 465 км, глубина 2 км), Кассини (диаметр 411 км, глубина 1 км). Самый глубокий кратер (Ньютон) имеет глубину 5 км. В ударных кратерах Марса заметны следы ветровой и, возможно, водной эрозии. Под поверхностью Марса находится слой мерзлоты, содержащий водяной лёд (толщина и глубина залегания в разных местах планеты различаются). Некоторые молодые марсианские кратеры характеризуются радиальными выбросами грунта (по виду напоминающими потоки) в местах вскрытия подповерхностного льда.
Поверхность Марса состоит главным образом из базальта, местами обогащённого силикатами, обнаружены также карбонаты и глинистые минералы. Бóльшая часть поверхности покрыта слоем пыли. Красноватый цвет поверхности объясняется присутствием оксида железа (Fe2O3). Спектр инфракрасного излучения различных областей Марса позволил предположить наличие оливина – минерала, связанного с вулканической активностью и широко распространённого на Земле.
Полярные шапки
В полярных областях Марса наблюдаются так называемые полярные шапки, состоящие из водяного льда и сухого льда (твёрдой фазы диоксида углерода). Размер этих шапок зависит от времени года: шапки начинают расти осенью, достигая зимой широты 50°. Максимальный диаметр шапок составляет около 1000 км в северном полушарии и 350 км – в южном. Толщина шапок в зимний период может превышать 1 км. Верхний слой шапок состоит из сухого льда толщиной около 1 м в северном полушарии и несколько метров – в южном. Летом размеры шапок уменьшаются. Так называемые остаточные шапки, существующие в летнее время, в северном полушарии состоят из водяного льда, в южном – из сухого и водяного льдов. Радарные измерения, проведённые с космического аппарата «Mars Reconnaissance Orbiter», выявили под южной полярной шапкой отложения сухого льда, масса которого, по-видимому, превышает суммарную массу диоксида углерода в атмосфере.
Атмосфера Марса
Марс имеет сильно разреженную атмосферу, состоящую из диоксида углерода (95%), азота (3%), аргона (1,6%), кислорода (0,13%), водяного пара (около 0,1%) и оксида углерода (0,07%). Из-за большого перепада высот атмосферное давление у поверхности планеты сильно различается: на ср. уровне поверхности оно составляет 610 Па (примерно в 160 раз меньше земного), максимальное значение достигается в бассейне Эллада (более 900 Па), минимальное (менее 50 Па) – на вершине горы Олимп. Атмосферное давление на Марсе подвержено сезонным вариациям (особенно вблизи полюсов), что связано с сезонной конденсацией и последующей сублимацией в полярных областях примерно четверти общего количества атмосферного диоксида углерода. Перепад давлений вызывает сильные ветры, возникающие в период таяния полярных шапок. Сезонным вариациям подвержено и содержание водяного пара: оно максимально в полярных областях во время таяния полярных шапок.
Атмосферу Марса принято разделять на следующие слои: нижняя атмосфера (тропосфера), средняя атмосфера (мезосфера), верхняя атмосфера (термосфера) и экзосфера. Тропосфера нагревается поверхностью Марса и атмосферной пылью (которые, в свою очередь, нагреваются, поглощая солнечное излучение); температура здесь понижается с высотой. В вечерние часы поверхность остывает быстрее, чем атмосфера, поэтому наблюдаются температурные инверсии у поверхности. В мезосфере температура, как правило, также понижается с высотой, хотя нередки и температурные инверсии; здесь преобладают крупномасштабные атмосферные течения. В термосфере температура повышается с высотой. Экзосфера, лежащая выше 200 км, – наиболее разреженная часть атмосферы, откуда газы покидают планету. Стратосфера на Марсе (как и на Венере) отсутствует.
В атмосфере Марса обнаружен метан, который в условиях Марса является нестабильным газом (время жизни – несколько сотен лет). Следовательно, должен существовать постоянный (либо эпизодический) источник его пополнения. Предположительно в роли такого источника могут выступать вулканическая активность, столкновение с кометой, жизнедеятельность бактерий, а также химические процессы небиологического характера, происходящие в коре.
Аэрозоль в атмосфере Марса представлен силикатной пылью и облаками из водяного и сухого льдов. Диоксид углерода может конденсироваться в полярных районах во время полярной ночи на высоте ниже 20 км, главным образом в виде снега. Облака из водяного льда наблюдаются в полярных областях от осени до весны; космический аппарат «Phoenix» зафиксировал снегопад в северной полярной области осенью. В период, когда Марс находится вблизи афелия, на нём виден экваториальный пояс облаков, а также орографические облака над вулканами (последние могут наблюдаться также в другие сезоны, но они не такие мощные). Типичные марсианские облака напоминают перистые облака Земли.
В атмосфере Марса всегда присутствует тонкая пыль. В период, когда планета проходит перигелий, таяние полярных шапок происходит наиболее интенсивно и в атмосферу поступает много пыли и паров воды. В это время на Марсе часто происходят глобальные пылевые бури, которые захватывают всю планету и делают атмосферу непрозрачной. В отдельных районах возникают локальные пылевые бури, а также мощные пылевые смерчи.
Климат Марса
В астрологии
Видео
Ссылки
- Ученые теряются в догадках: из атмосферы Марса исчез метан — InoPressa, 25.12.2018.
Примечания
- ↑ 1,0 1,1 Засова Л. В. МАРС // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2017); 06.03.2020.
- ↑ Участник:Aqui 21.05.2018
- ↑ 3,0 3,1 Участник:Aqui 20.05.2018