Температурний режим й атмосфера

План

Загальна характеристика Марса

2.Фізична характеристика Марса

Темпаратурний режим та атмосфера

4.Рельєф

5.Магнітне поле й магнітосфера

6.Долина Марінер

7.Льодові утворення

8.Життя на Марсі

Супутники Марса

Загальна характеристика

Марс — четверта планета Сонячної системи за відстанню від Сонця й сьома за розміром і масою. Названа на честь Марса – давньоримського бога війни. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червонуватий колір поверхні, спричинений наявністю оксиду заліза.

Марс — планета земного типу з розрідженою атмосферою. На Марсі є метеоритні кратери, як на Місяці, вулкани, долини і пустелі, подібні до земних. Тут розташована гора Олімп, найвища відома гора в Сонячній системі, і Долина Марінер, найбільший каньйон. На додаток до географічних особливостей - період обертання Марса і сезонні цикли також подібні до земних.

Орбіта Марса приблизно у 1,5 рази віддаленіша від Сонця, ніж орбіта Землі. Через відносно видовжену орбіту, відстань між Марсом і Сонцем змінюється від 207 млн. км у перигелії до 250 млн. км в афелії. Тривалість марсіанського року становить 687 земних днів. Марс обертається навколо своєї осі з періодом 24 години 37 хвилин, що лише трохи довше ніж на Землі.

На Марсі спостерігається також зміна пір року. Через еліптичну орбіту сезони в північній і південній півкулі мають різну тривалість: літо в північній півкулі триває 177 марсіанських діб, а в південній воно на 21 день коротше й на 20 градусів тепліше.

Орбіти Марса й Землі лежать практично в одній площині (кут між ними становить 2°). Вісь обертання Марса нахилена під кутом 25,2° до перпендикуляра до площини орбіти й спрямована у Сузір'я Лебедя.

Через кожні 780 днів Земля і Марс опиняються на мінімальній відстані одна від одної, що змінюється від 56 до 101 млн. км. Такі зближення планет називають протистояннями. Якщо відстань між планетами менша 60 млн. км, то такі протистояння називають великими. Великі протистояння відбуваються кожні 15-17 років.

Марс — невелика планета, більша за Меркурій, але майже вдвічі менша від Землі за діаметром. Марс має екваторіальний радіус 3 396 км і середній полярний радіус 3 379 км, обидва значення точно визначені космічним апаратом «Mars Global Surveyor», який почав свою місію на орбіті навколо планети 1999 року. Маса Марса становить 6418×1023 кг, що вдесятеро менше за масу Землі, а прискорення вільного падіння на його поверхні — 3,72 м/с². Це означає, що об'єкти на Марсі важать лише третину своєї земної ваги.

Через криваво-червоний колір його іноді називають Червоною планетою. Марс довго асоціювали з війною і кровопролиттям, і тому його назвали на честь римського бога війни. У планети є два супутники, Фобос (грец. «Страх») і Деймос («Жах»), які були названі на честь двох синів Ареса і Афродіти (римські варіанти назв — Марс і Венера відповідно).

Протягом минулого сторіччя Марс посідав спеціальне місце в популярній культурі. Він служив натхненням для поколінь фантастів. Загадковість планети і багато таємниць залишаються стимулом для наукових досліджень і людської уяви до цього дня.

2.Фізична характеристика

Згідно з орбітальними спостереженнями й експертизою марсіанських метеоритів, поверхня Марса складається в основному з базальту. Деякі докази свідчать, що частина поверхні Марса багатша на кварц, ніж типовий базальт. Більша частина поверхні вкрита оксидом заліза(III).

Марсіанські породи представлені уламковими пористими породами і еоловими пісками. Густина марсіанських порід на піщаних рівнинах — 1-1,6; на скелястих рівнинах — 1,8 (для порівняння, на Місяці, відповідно: 1-1,3 і 1,5-2,1). Розмір частинок на поверхні планети: 10-100 мкм — від 60% (піщані рівнини) до 30% (скелясті рівнини), 100—2000 мкм — відповідно від 10% до 30%. Основні компоненти марсіанських порід% — залізо (в деяких пробах — до 14%), кальцій, алюміній, кремній, сірка. Є також стронцій, цирконій, рубідій, титан. Ґрунт Марса згідно з наявними даними, представлений сумішшю силікатів і мінералів класу оксидів зі значним вмістом сульфатів (можливо, гідратованих). Сірка, очевидно, наявна в сульфатах. Велика кількість червоного пилу з діаметром часточок близько 1 мкм надає поверхні планети червонястого відтінку. Характерна особливість поверхні Марса — наявність кріосфери — льоду Н2О в полярних шапках і в ґрунті. Сучасні дані з марсіанських порід свідчать про існування на Марсі хімічно диференційованої кори, аналогічної земній корі.

У центрі Марса розташоване ядро, діаметром близько 2968 кілометрів, яке складається в основному з заліза із вмістом сірки близько 14-17%. Ядро перебуває в рідкому стані й має вдвічі більшу концентрацію легких елементів, ніж ядро Землі. Ядро оточено мантією з силікатів, яка cформувала багато тектонічних і вулканічних особливостей на планеті, але зараз вже не діє. Середня товщина кори планети — близько 50 км, максимальна товщина — 125 км.

Планетологічну історію Марса можна поділити на багато епох, але найголовніші з них три[Джерело?]:

Нойанська епоха (названа в честь Ноя; 3,8-3,5 мільярдів років назад): Сформувалися найстаріші наявні об'єкти на поверхні Марса.

Гесперійська епоха (3,5-1,8 мільярдів років назад): У цю епоху сформувалися обширні рівнини з лави.

Амазонська епоха (1,8 мільярдів років назад до теперішнього часу): Сформувалася гора Олімп разом з іншими вулканічними об'єктами на Марсі.

Температурний режим й атмосфера

Через більшу віддаленість від Сонця Марс отримує на 57% менше енергії, у порівнянні з тією, що одержує Земля. Середньорічна температура там −60° С. Температура поверхні протягом доби істотно змінюється. Наприклад, у південній півкулі на широті 50 градусів температура в середині осені змінюється від −18 градусів (опівдні) до −63 градусів (увечері). Однак, на глибині 25 м під поверхнею температура практично постійна −60° С і не залежить від сезону. Максимальні значення температури поверхні не перевищують декількох градусів вище 0, а мінімальні значення, зареєстровані на північній полярній шапці, − мінус 138 °C.

Атмосфера Марса досить розріджена. Атмосферний тиск на поверхні змінюється від 0,3 мбар (на горі Олімп) до 12 мбар, із середнім тиском на поверхні близько 6,1 мбар. Це в 160 разів менше тиску на рівні моря нашої планети (1 бар). Висота однорідної атмосфери становить близько 11 км, вона більша, ніж на Землі (6 км), через нижчу гравітацію.

Атмосфера на Марсі складається з 95% вуглекислого газу, 3% азоту, 1,6% аргону й містить сліди кисню й води. Атмосфера дуже запилена через велику кількість мікрочастинок близько 1,5 µm у діаметрі, які надають марсіанському небу рудувато-коричневого відтінку, якщо дивитися з поверхні планети.

4.Рельєф

У потужний телескоп на поверхні Марса можна розрізнити лише великі темні та світлі ділянки діаметром у сотні й тисячі кілометрів. Добре видно білі полярні шапки Марса. Ще наприкінці XVIII століття видатний англійський астроном В.Гершель помітив, що розміри білих полярних шапок періодично змінюються зі зміною сезону. Улітку шапки випаровуються й зменшуються в розмірах, причому одночасно з полярних ділянок у помірні широти поширюється «хвиля потемніння» ділянок поверхні

Наприкінці XIX століття італійські астрономи А.Секкі і Дж. Скіапареллі повідомили, що неодноразово спостерігали на Марсі довгі тонкі темні лінії, які нагадують мережу каналів, і наче зв'язують полярні й помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тому, що ці лінії спостерігалися на межі роздільної здатності. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно безліч долин і тріщин, однак сполучити їх з каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося.

Під поверхнею Марса на окремих ділянках є шар вічної мерзлоти товщиною кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видно незвичайні для планет земної групи застиглі флюїдизовані потоки, за якими можна зробити висновок про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери, здебільшого, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.

Обробка збурень в орбітальному русі космічних апаратів дозволили отримати мапу ареоїда — рівневої поверхні Марса. Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марса, що свідчить про слабкий прояв ізостазії. Особливо добре «видний» Олімп. Ареоїд оконтурює гору западинами глибиною від −300 м до −400 м. Усередині гори ареоїд піднімається до 500 м. Гравітаційні аномалії в гірському регіоні Тарсис досягають 344 мГал на висоті супутника (275 км). Взагалі, гравітаційні аномалії на Марсі перевищують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів. Питання про ізостазію залишається поки відкритим.

Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок — рівнин, — що становлять 35% усієї поверхні, і піднесених, вкритих безліччю кратерів районів. Значна частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в ряді випадків представлена особливим типом рельєфу — столовими горами, складеними плосковершинними гірками і хребтами.

Над горами Фарсиди, що мають висоту близько 9 км, на висоту до 17 км піднімаються чотири гігантських згаслих вулкани. Найбільший серед них — гора Олімп, розташований на західній околиці гір Фарсида. Він має основу діаметром 600 км і кальдеру на вершині поперечником 60 км. Три вулкани: Аскрійська гора, гора Павлина й гора Арсія розташовано на одній прямій на вершині гір Фарсида. Загалом вулкани підіймаються над середнім рівнем поверхні майже на 26 км. На Марсі знайдено більше 70 згаслих вулканів, але вони набагато менші як за площею, так і за висотою.

На сучасних картах Марса поряд із новими назвами, що надано формам рельєфу, які виявлено за космічними знімками, вживаються стародавні географічні й міфологічні назви, запропоновані Скіапареллі. Найбільша піднесена ділянка, поперечником близько 6000 км і висотою до 9 км, отримала назву гір Фарсида (так на стародавніх картах називався Іран), а величезну кільцеву низину на півдні діаметром більше 2000 км названо Елладою (Греція). Сильно кратеровані ділянки поверхні одержали назви земель: Земля Прометея, Земля Ніючі та інші. Долинам планети Марс дають назви, які вживалися різними народами. Великі кратери названо на честь науковців, а невеликі кратери мають назви населених пунктів Землі.

5.Магнітне поле й магнітосфера

У Марса є магнітне поле, але воно дуже слабке й нестійке. У різних місцях планети напруженість цього поля може відрізнятися від 1,5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з ареографічними.

Якщо говорити, що залізне ядро Марса перебуває у відносній нерухомості по відношенню до його кори, то механізм планетарного динамо, який відповідає за магнітне поле на Землі, на Марсі не працює. Вважається, що планета мала магнітне поле, але після зіткнення з великим небесним тілом ядро втратило майже весь обертальний момент. Сталось це біля 4 млрд. років тому.

Магнітне поле й магнітосфера Марса була досліджена космічними апаратами «Марс-2, −3» (1972) і «Марс-5» (1974). Зважаючи на те що вони перетинали лише межу магнітосфери, їх дані не можна однозначно інтерпретувати. Досить надійно було встановлено існування беззіткнювальної ударної хвилі й ділянки з регулярним магнітним полем на денному і нічному боці поблизу планети. Саме ця ділянка ототожнена з магнітосферою Марса.

У літературі наводяться величини магнітного моменту Марса від значень, що відповідають виникненню наведеної магнітосфери (1022 Гс*см³), до значень, відповідних утворенню власної магнітосфери.Більшість дослідників вважають найреальнішою величину магнітного моменту (1 −1,5)×1022 Гc*см³[Джерело?], при якій можна чекати виникнення у Марса комбінованої магнітосфери, принаймні в тих випадках, коли тиск сонячного вітру великий. Немає одностайності і у визначенні орієнтації марсіанського диполя. У комбінованій магнітосфері можна очікувати існування роздільних ділянок наведеного і власного магнітних полів. Лінії наведеного магнітного поля повинні огортати Марс. Найпростіша модель комбінованої магнітосфери у разі міжпланетного магнітного поля, коли вона перпендикулярна до осі диполя. У цьому випадку меридіональні перетини магнітосфери виявляють топологію поля, характерну для власної магнітосфери, а наведене поле локалізується в екваторіальній частині магнітосфери.

6.Долина Марінер

Гігантська долина довжиною більше 4000 км і глибиною до 6 км розташована на південь від екватора. Її назвали Долиною МарінерНа поверхні Марса виявлено багато долин менших розмірів, борозни й тріщини, що свідчить про те, що в минулому на Марсі була вода[Джерело?], а отже, атмосфера була щільнішою.

7.Льодові утворення

Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар товщиною в кілька кілометрів утворений звичайним водяним льодом, змішаним з пилом, що зберігається й у літній період. Це постійні шапки. Сезонні зміни полярних шапок, що спостерігаються, відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої вуглекислоти, так званого «сухого льоду».

Площа, вкрита цим шаром, інтенсивно збільшується в зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді й долаючи цю межу. Навесні, з підвищенням температури, цей шар випаровується й залишається лише постійна шапка. Хвиля потемніння ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною напрямку вітрів, що постійно дмуть у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер здуває верхній шар сипучого матеріалу — світлий пил, оголюючи ділянки темніших порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, рівновага марсіанського середовища порушується. Вітер підсилюється до 69 км/год., починаються бурі. Більше мільярда тонн пилу піднімається й утримується в зваженому стані, різко змінюється кліматичний стан всієї марсіанській кулі. Тривалість пилових вітрів іноді досягає 50 — 100 діб. Під час пилових буревіїв на Марсі виникає так званий «антипарниковий ефект», коли хмари пилу не пропускають сонячне випромінювання до поверхні, але пропускають теплове випромінювання, що іде від неї, тому поверхня сильно охолоджується, а атмосфера розігрівається.

Уточнення космічними апаратами складу атмосфери дало змогу виявити роль полярних шапок у формуванні буревіїв. Під час танення полярних шапок утворюються величезні маси вуглекислого газу й збільшується тиск над ними, внаслідок чого виникають потужні вітри, що піднімають з поверхні дрібні частки ґрунту.

8.Життя на Марсі

Наразі немає наукових доказів існування життя на Марсі. Хоча припускають, що воно там може бути. Ще до початку польотів на Марс він був першим кандидатом на виявлення там позаземного життя. На Марсі було знайдено зразки льоду, що є однією з умов існування життя. За останніми відомостями, в минулому на Марсі існувала вода в рідкому стані, поверхню планети вкривали моря. Однак внаслідок нез'ясованих досі причин вона практично зникла. Цілком можливо, що ще кілька мільйонів років тому клімат на Марсі був вологішим. Доказом цього слугує рельєф планети.

Супутники Марса

Першим передбачив, що Марс має супутники, Йоганн Кеплер 1610 року. У спробах розшифрувати анаграму Галілея про кільця Сатурна («Найвищу планету потрійною спостерігаю») Кеплер вирішив, що Галілей виявив супутники Марса. 1643 року монах-капуцин Антон Марія Ширл стверджував, що бачив «марсіанські місяці». 1727 Джонатан Свіфт у «Пригодах Гуллівера» описав два маленьких супутники Марса, які були відомі астрономам острова Лапута. Вони оберталися навколо Марса за 10 і 21,5 годин. Про ці ж супутники 1750 року згадав Вольтер у романі «Мікромегас». 10 липня 1744 року німецький капітан Кіндерман повідомив, що обчислив орбітальний період марсіанського супутника, котрий дорівнював 59 годинам 50 хвилинам і 6 секундам. 1877 року американській астроном Асаф Холл, працюючи у військово-морський обсерваторії США з найбільшим у країні 26 дюймовим рефрактором Кларка, нарешті знайшов Фобос та Деймос, два маленьких супутники Марса. Їх орбітальні періоди виявились близькими до періодів, які запропонував Свіфт на 150 років раніше.

До другої половини ХХ століття про два супутники Марса Фобос і Деймос було відомо небагато. Потім їх спостерігали орбітальні космічні апарати: «Вікінг-1» пролетів на відстані 100 км від поверхні Фобоса, а «Вікінг-2» — на відстані 30 км від Деймоса.

Фобос робить повний оберт навколо Марса кожні 7 годин 39 хвилин. Супутник перебуває на відстані 6000 кілометрів від поверхні планети. Це ближче межі Роша, і без внутрішнього опору супутник було б розірвано на частини припливними силами. Ці сили також сповільнюють рух Фобоса і, можливо, призведуть до зіткнення супутника з Марсом менше, ніж через 100 мільйонів років. Деймос розташований на віддаленішій орбіті, і припливні сили зумовлюють подальше віддалення від планети. Фобос і Деймос видно на Марсі не з усіх місць через їх невеликі розміри, близькість до планети й приекваторіальні орбіти. Обидва супутники — шматки гірської породи неправильної, приблизно еліпсоїдальної форми. Нерівна поверхня Фобоса повністю вкрита метеоритними кратерами. Найбільший кратер Стікні охоплює половину супутника. Його поверхня також вкрита системою лінійних переломів, або заглиблень, багато з яких геометрично пов'язані з кратером Стікні. Поверхня Деймоса, навпаки, здається гладенькою, бо багато кратерів майже повністю вкрито уламками порід.

Альбедо обох супутників дуже низьке, як у найпростіших типів метеоритів.

2010 року група італійських астрономів з Національного інституту астрофізики Італії дійшла висновку, що Фобос сформувався із численних уламків, викинутих на орбіту в результаті надпотужного вибуху на поверхні планети. До цього була популярна інша теорія походження супутників. Суть її в тому, що вони — астероїди, які було захоплено Марсом, коли він тільки починав формуватися.

Список літератури:

ü Марс // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів.2003р

ü http://ua.korrespondent.net/tech/1118086 Вчені встановили, що один із супутників Марса народився в результаті надпотужного вибуху