Планета марс

Марс — четвёртая по удалённости от Солнца (после Меркурия, Венеры и Земли) и седьмая по размерам (превосходит по массе и диаметру только Меркурий) планета Солнечной системы. Масса Марса составляет 10,7 % массы Земли (6,423·1023 кг против 5,9736·1024 кг для Земли), объём — 0,15 объёма Земли, а средний линейный диаметр — 0,53 диаметра Земли (6800 км).

Планета марс

Планета марс

Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший вулкан гора Олимп — самая высокая гора в Солнечной системе, а долины Маринер — самый крупный каньон. Помимо этого, в июне 2008 года три статьи, опубликованные в журнале «Nature», представили доказательства существования в северном полушарии Марса самого крупного известного ударного кратера в Солнечной системе. Его длина — 10,6 тыс. км, а ширина — 8,5 тыс. км, что примерно в четыре раза больше, чем крупнейший ударный кратер, до того также обнаруженный на Марсе, вблизи его южного полюса.

Планета марс

В дополнение к схожести поверхностного рельефа, Марс имеет период вращения и смену времён года аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного.

Вплоть до первого пролёта к Марсу космического аппарата «Маринер-4» в 1965 году многие исследователи полагали, что на его поверхности есть вода в жидком состоянии. Это мнение было основано на наблюдениях за периодическими изменениями в светлых и тёмных участках, особенно в полярных широтах, которые были похожи на континенты и моря. Тёмные борозды на поверхности Марса интерпретировались некоторыми наблюдателями как ирригационные каналы для жидкой воды. Позднее было доказано, что эти борозды были оптической иллюзией.

Из-за низкого давления вода не может существовать в жидком состоянии на поверхности Марса, но вполне вероятно, что в прошлом условия были иными, и поэтому наличие примитивной жизни на планете исключать нельзя. 31 июля 2008 года вода в состоянии льда была обнаружена на Марсе космическим аппаратом НАСА «Феникс».

В феврале 2009 орбитальная исследовательская группировка на орбите Марса насчитывала три функционирующих космических аппарата: «Марс Одиссей», «Марс-экспресс» и «Марсианский разведывательный спутник», это больше, чем около любой другой планеты, помимо Земли.

Поверхность Марса в настоящий момент исследовали два марсохода: «Спирит» и «Оппортьюнити». На поверхности Марса находятся также несколько неактивных посадочных модулей и марсоходов, завершивших исследования.

Собранные ими геологические данные позволяют предположить, что большую часть поверхности Марса ранее покрывала вода. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабую гейзерную активность. По наблюдениям с космического аппарата «Марс Глобал Сервейор», некоторые части южной полярной шапки Марса постепенно отступают.

Марс можно увидеть с Земли невооружённым глазом. Его видимая звёздная величина достигает 2,91m (при максимальном сближении с Землёй), уступая по яркости лишь Юпитеру (и то далеко не всегда во время великого противостояния) и Венере (но лишь утром или вечером). Как правило, во время великого противостояния, оранжевый Марс является ярчайшим объектом земного ночного неба, но это происходит лишь один раз в 15-17 лет в течение одной — двух недель.По линейному размеру Марс почти вдвое меньше Земли — его экваториальный радиус равен 3396,9 км (53,2 % земного). Площадь поверхности Марса примерно равна площади суши на Земле.

Полярный радиус Марса примерно на 20 км меньше экваториального, хотя период вращения у планеты больший, чем у Земли, что даёт повод предположить изменение скорости вращения Марса со временем.

Масса планеты — 6,418·1023 кг (11 % массы Земли). Ускорение свободного падения на экваторе равно 3,711 м/с (0,378 земного); первая космическая скорость составляет 3,6 км/с и вторая — 5,027 км/с.

Период вращения планеты — 24 часа 37 минут 22,7 секунд (относительно звёзд), длина средних солнечных суток (называемых солами) составляет 24 часа 39 минут 35,24409 секунды, всего на 2,7 % длиннее земных суток. Таким образом, марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных суток.

Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к перпендикуляру плоскости орбиты под углом 25,19°. Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времён года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности — так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, то есть заметно больше половины марсианского года. В то же время, они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное — короткое и жаркое.Температура на планете колеблется от -153 на полюсе зимой и до более +20 °C на экваторе в полдень. Средняя температура составляет 50 °C.

Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного — 6,1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км.

По данным НАСА (2004), атмосфера Марса состоит на 95,32 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 210 ppm водяного пара, 0,08 % угарного газа, оксид азота (NO) — 100 ppm, неон (Ne) — 2,5 ppm, полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) — 0,08 ppm (состав приведён в объёмных долях).

По данным спускаемого аппарата АМС «Викинг» (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1—2 % аргона, 2—3 % азота, а 95 % — углекислый газ. Согласно данным АМС «Марс-2» и «Марс-3», нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 1,7·105 электрон/см3 расположен на высоте 138 км, другие два максимума находятся на высотах 85 и 107 км.

Радиопросвечивание атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см АМС «Марс-4» 10 февраля 1974 года показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов 4,6·103 электрон/см3, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185 км .Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями. Моря сосредоточены, в основном, в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии есть только два крупных моря — Ацидалийское и Большой Сырт.

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время, это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле, тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере большая часть поверхности находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся предметом дискуссий. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эродированные участки марсианской поверхности.

Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты «съехались» (возможно, случайно) в одно полушарие, подобно континенту Пангея на Земле, а затем «застыли» в этом положении. Другая гипотеза предполагает столкновение Марса с космическим телом размером с Плутон.

Топографическая карта Марса, по данным Mars Global Surveyor (1999)

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса — кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является равнина Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние подповерхностного льда.

Долины Маринер на Марсе

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов — Фарсида и Элизий. Фарсида — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп. Олимп достигает 27 км высоты по отношению к его основанию и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор.

По другим данным, высота Олимпа составляет 21287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания — примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282600 км. Кальдера (углубление в центре вулкана) имеет ширину 70 км и глубину 3 км.

Возвышенность Фарсида также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долины Маринер — тянется в широтном направлении почти на 4000 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 и глубины 7—10 км; по размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни. Долины Маринер являются самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Каньон, который был открыт космическим аппаратом «Маринер-9» в 1971 году, мог бы занять всю территорию США, от океана до океана.

Show More
Добавить комментарий