Марс - четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая (предпоследняя) по размерам планета Солнечной системы; масса планеты составляет 10,7 % массы Земли. Названа в честь Марса - древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Иногда Марс называют «красной планетой» из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей оксидом железа.
Марс - планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.
У Марса есть два естественных спутника - Фобос и Деймос (в переводе с древнегреческого - «страх» и «ужас» - имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос - 26x21 км, Деймос - 13 км в поперечнике) и имеют неправильную форму.
Великие противостояния Марса, 1830-2035 гг.
| Год | Дата | Расстояние, а. е. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 сентября | 0,388 |
| 1845 | 18 августа | 0,373 |
| 1860 | 17 июля | 0,393 |
| 1877 | 5 сентября | 0,377 |
| 1892 | 4 августа | 0,378 |
| 1909 | 24 сентября | 0,392 |
| 1924 | 23 августа | 0,373 |
| 1939 | 23 июля | 0,390 |
| 1956 | 10 сентября | 0,379 |
| 1971 | 10 августа | 0,378 |
| 1988 | 22 сентября | 0,394 |
| 2003 | 28 августа | 0,373 |
| 2018 | 27 июля | 0,386 |
| 2035 | 15 сентября | 0,382 |
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).
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 - 10 600 км, а ширина - 8500 км, что примерно в четыре раза больше, чем крупнейший ударный кратер, до того также обнаруженный на Марсе, вблизи его южного полюса.
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 у Марса 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» (англ. «Phoenix»).
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.
Орбитальные характеристики
Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,76 млн км (когда Земля находится точно между Солнцем и Марсом), максимальное - около 401 млн км (когда Солнце находится точно между Землёй и Марсом).
Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 млн км (1,52 а. е.), период обращения вокруг Солнца равен 687 земным суткам. Орбита Марса имеет довольно заметный эксцентриситет (0,0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн км. Наклонение орбиты Марса равно 1,85°.
Марс ближе всего к Земле во время противостояния, когда планета находится в направлении, противоположном Солнцу. Противостояния повторяются каждые 26 месяцев в разных точках орбиты Марса и Земли. Но раз в 15-17 лет противостояния приходятся на то время, когда Марс находится вблизи своего перигелия; в этих так называемых великих противостояниях (последнее было в августе 2003 года) расстояние до планеты минимально, и Марс достигает наибольшего углового размера 25,1" и яркости 2,88m.
Сравнение размеров Земли (средний радиус 6371 км) и Марса (средний радиус 3386,2 км)
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. Таким образом, марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных суток (называемых солами).
Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к перпендикуляру плоскости орбиты под углом 24°56?. 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.
Атмосфера и климат
Атмосфера Марса, фото орбитера «Викинг», 1976 г. Слева виден «кратер-смайлик» Галле
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.
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 г. 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.
Атмосферное давление
По данным НАСА на 2004 год, давление атмосферы на среднем радиусе составляет 6,36 мб. Плотность у поверхности ~0,020 кг/м3, общая масса атмосферы ~2,5·1016 кг.
Изменение атмосферного давления на Марсе в зависимости от времени суток, зафиксированное посадочным модулем Mars Pathfinder в 1997 году.
В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ. Во время зимы 20-30 процентов всей атмосферы намораживается на полярной шапке, состоящей из углекислоты. Сезонные перепады давления, по разным источникам, составляют следующие значения:
По данным НАСА (2004): от 4.0 до 8.7 мбар на среднем радиусе;
По данным Encarta (2000): от 6 до 10 мбар;
По данным Zubrin и Wagner (1996): от 7 до 10 мбар;
По данным посадочного аппарата Викинг-1: от 6,9 до 9 мбар;
По данным посадочного аппарата Mars Pathfinder: от 6,7 мбар.
Ударная впадина Эллада (Hellas Impact Basin) - самое глубокое место, где можно обнаружить самое высокое атмосферное давление на Марсе
В месте посадки зонда АМС Марс-6 в районе Эритрейского моря было зафиксировано давление у поверхности 6,1 миллибара, что на тот момент считалось средним давлением на планете, и от этого уровня было условлено отсчитывать высоты и глубины на Марсе. По данным этого аппарата, полученным во время спуска, тропопауза находится на высоте примерно 30 км, где давление составляет 5·10-7 г/см3 (как на Земле на высоте 57 км).
Область Эллада (Марс) настолько глубока, что атмосферное давление достигает примерно 12,4 миллибара, что выше тройной точки воды (~6,1 мб) и ниже точки кипения. При достаточно высокой температуре вода могла бы существовать там в жидком состоянии; при таком давлении, однако, вода закипает и превращается в пар уже при +10 °C.
На вершине высочайшего 27-километрового вулкана Олимп давление может составлять от 0,5 до 1 мбар (Zurek 1992).
До высадки на поверхность Марса посадочных модулей давление было измерено за счет ослабления радиосигналов с АМС Маринер-4, Маринер-6 и Маринер-7 при их захождении за марсианский диск - 6,5 ± 2,0 мб на среднем уровне поверхности, что в 160 раз меньше земного; такой же результат показали спектральные наблюдения АМС Марс-3. При этом в расположенных ниже среднего уровня областях (например, в марсианской Амазонии) давление, согласно этим измерениям, достигает 12 мб.
Начиная с 1930-х гг. советские астрономы пытались определять давление атмосферы методами фотографической фотометрии - по распределению яркости вдоль диаметра диска в разных диапазонах световых волн. Французские ученые Б.Лио и О.Дольфюс производили с этой целью наблюдения поляризации рассеянного атмосферой Марса света. Сводку оптических наблюдений опубликовал американский астроном Ж.-де Вокулер в 1951 году, и по ним получалось давление 85 мб, завышенное почти в 15 раз из-за помех со стороны атмосферной пыли.
Климат
Микроскопическое фото конкреции гематита размером 1,3 см, снятое марсоходом «Оппортьюнити» 2 марта 2004 г., показывает присутствие в прошлом жидкой воды
Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности.
По сведениям НАСА (2004 г.), средняя температура составляет ~210 K (-63 °C). По данным посадочных аппаратов Викинг, суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от -89 до -31 °C) (Викинг-1), а скорость ветра: 2-7 м/с (лето), 5-10 м/с (осень), 17-30 м/с (пылевой шторм).
По данным посадочного зонда Марс-6, средняя температура тропосферы Марса составляет 228 K, в тропосфере температура убывает в среднем на 2,5 градуса на километр, а находящаяся выше тропопаузы (30 км) стратосфера имеет почти постоянную температуру 144 K.
По данным исследователей из Центра имени Карла Сагана, в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Другие специалисты считают, что такие выводы делать пока рано.
Существуют сведения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат - тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкая вода и шли дожди. Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита ALH 84001, показавший, что около 4 миллиардов лет назад температура Марса составляла 18 ± 4 °C.
Пылевые вихри
Пыльные вихри, сфотографированные марсоходом «Оппортьюнити» 15 мая 2005 г. Цифры в левом нижнем углу отображают время в секундах с момента первого кадра
Начиная с 1970-х гг. в рамках программы «Викинг», а также марсоходом «Оппортьюнити» и другими аппаратами были зафиксированы многочисленные пыльные вихри. Это воздушные завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие в воздух большое количество песка и пыли. Вихри часто наблюдаются и на Земле (в англоязычных странах их называют пыльными демонами - dust devil), однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в 10 раз выше и в 50 раз шире земных. В марте 2005 года вихрь очистил солнечные батареи у марсохода «Спирит».
Поверхность
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 г.
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 (Faure и Mensing, 2007), высота Олимпа составляет 21287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания - примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282600 км2. 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.
Панорама кратера Виктория, снятая марсоходом «Оппортьюнити». Она была заснята за три недели, в период с 16 октября по 6 ноября, 2006.
Панорама поверхности Марса в районе Husband Hill, снятая марсоходом «Спирит 23-28 ноября 2005».
Лёд и полярные шапки
Северная полярная шапка в летний период, фото Марс Глобал Сервейор. Длинный широкий разлом, рассекающий шапку слева - Северный разлом
Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Южная полярная шапка может достигать широты 50°, северная - также 50°. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет 1000 км. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть.
Полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной - углекислого газа и вековой - водяного льда. По данным со спутника Марс Экспресс толщина шапок может составлять от 1 м до 3,7 км. Аппарат «Марс Одиссей» обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.
Фотографии Марса, на которых видна пыльная буря. Июнь - сентябрь 2001 г.
Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газа в противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10-40 м/с, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит к пылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса.
В 1784 г. астроном У. Гершель обратил внимание на сезонные изменения размера полярных шапок, по аналогии с таянием и намерзанием льдов в земных полярных областях. В 1860-е гг. французский астроном Э.Лиэ наблюдал волну потемнения вокруг тающей весенней полярной шапки, что тогда было истолковано гипотезой о растекании талых вод и росте растительности. Спектрометрические измерения, которые были проведены в начале XX в. в обсерватории Ловелла во Флагстаффе В. Слайфером, однако, не показали наличия линии хлорофилла - зелёного пигмента земных растений.
По фотографиям Маринера-7 удалось определить, что полярные шапки имеют толщину в несколько метров, а измеренная температура 115 K (-158 °C) подтвердила возможность того, что она состоит из замерзшей углекислоты - «сухого льда».
Возвышенность, которая получила название гор Митчелла, расположенная близ южного полюса Марса, при таянии полярной шапки выглядит как белый островок, поскольку в горах ледники тают позднее, в том числе, и на Земле.
Данные аппарата «Марсианский разведывательный спутник» позволили обнаружить под каменистыми осыпями у подножия гор значительный слой льда. Ледник толщиной в сотни метров занимает площадь в тысячи квадратных километров, и его дальнейшее изучение способно дать информацию об истории марсианского климата.
Русла «рек» и другие особенности
На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.
В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальде обнаружена дельта реки площадью около 115 км2. Намывшая дельту река имела в длину более 60 км.
Данные марсоходов НАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют также о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды). Аппарат «Феникс» обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.
Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, «обтекают» различные препятствия, сливаются и расходятся. «Сложно представить, что подобные структуры могли сформироваться не из потоков жидкости, а из чего-то иного», - заявил сотрудник НАСА Ричард Зурек.
На вулканической возвышенности Фарсида обнаружено несколько необычных глубоких колодцев. Судя по снимку аппарата «Марсианский разведывательный спутник», сделанному в 2007 году, один из них имеет диаметр 150 метров, а освещённая часть стенки уходит в глубину не менее, чем на 178 метров. Высказана гипотеза о вулканическом происхождении этих образований.
Грунт
Элементный состав поверхностного слоя марсианской почвы по данным посадочных аппаратов неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы - кремнезём (20-25 %), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого).
Согласно данным зонда НАСА «Феникс» (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения. «Фактически, мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем», сообщил ведущий исследователь-химик проекта Сэм Кунейвс. Также по его словам, данный щелочной тип грунта многие могут встретить на «своём заднем дворе», и он вполне пригоден для выращивания спаржи.
В месте посадки аппарата в грунте имеется также значительное количество водяного льда. Орбитальный зонд «Марс Одиссей» также обнаружил, что под поверхностью красной планеты есть залежи водяного льда. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решен в 2008 году, когда зонд «Феникс», севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта.
Геология и внутреннее строение
В прошлом на Марсе, как и на Земле происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле и достигать гигантских размеров говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов, и возможно не позволяло достичь им высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом.
Сравнение строения Марса и других планет земной группы
Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (и максимальной до 130 км), силикатной мантии толщиной 1800 км и ядра радиусом 1480 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см2. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14-17 % (по массе) серы, причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах - 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества. Для некоторых районов Марса составлена подробная геологическая карта.
Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычный базальт и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа.
Магнитное поле Марса
У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле.
Согласно показаниям магнетометров станций Марс-2 и Марс-3, напряжённость магнитного поля на экваторе составляет около 60 гамм, на полюсе 120 гамм, что в 500 раз слабее земного. По данным АМС Марс-5, напряжённость магнитного поля на экваторе составляла 64 гаммы, а магнитный момент - 2,4·1022 эрстед·см2.
Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля, наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане.
По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции Марс Глобал Сервейор), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад до того, как динамо-машина планеты прекратила выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо-машины 4 млдр. лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50-75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша и разрушился. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты, и оспаривается в научном сообществе.
Геологическая история
Глобальная мозаика из 102 изображений орбитера Викинг-1 от 22 февраля 1980.
Возможно, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра, а также потеря основного объёма атмосферы. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации, которые на Земле происходят в ионосфере и выше, на Марсе могут наблюдаться практически у самой его поверхности.
Геологическая история Марса заключает в себя три нижеследующие эпохи:
Ноачианская эпоха (названа в честь «Ноачиской земли», района Марса): формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса. Продолжалась в период 4,5 млрд - 3,5 млрд лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами. Плато провинции Фарсида было вероятно сформировано в этот период с интенсивным обтеканием водой позднее.
Гесперийская эра: от 3,5 млрд лет назад до 2,9 - 3,3 млрд лет назад. Эта эпоха отмечена образованием огромных лавовых полей.
Амазонийская эра (названа в честь «Амазонской равнины» на Марсе): 2,9-3,3 млрд лет назад до наших дней. Районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров, но во всём остальном они полностью различаются. Гора Олимп сформирована в этот период. В это время в других частях Марса разливались лавовые потоки.
Спутники Марса
Естественными спутниками Марса являются Фобос и Деймос. Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Фобос и Деймос имеют неправильную форму и очень маленькие размеры. По одной из гипотез, они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды наподобие (5261) Эврика из Троянской группы астероидов. Спутники названы в честь персонажей, сопровождающих бога Ареса (то есть Марса), - Фобоса и Деймоса, олицетворяющих страх и ужас, которые помогали богу войны в битвах.
Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной. Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, и в конце концов приведёт к падению спутника на Марс (при сохранении текущей тенденции), или к его распаду. Напротив, Деймос удаляется от Марса.
Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду, Фобос (26,6x22,2x18,6 км) несколько крупнее Деймоса (15x12,2x10,4 км). Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.
Жизнь на Марсе
Популярная идея, что Марс населён разумными марсианами, широко распространилась в конце XIX века.
Наблюдения Скиапарелли так называемых каналов, в сочетании с книгой Персиваля Лоуэлла по той же теме сделали популярной идею о планете, климат которой становился всё суше, холоднее, которая умирала и в которой существовала древняя цивилизация, производящая ирригационные работы.
Другие многочисленные наблюдения и объявления известных лиц породили вокруг этой темы так называемую «Марсианскую лихорадку» («Mars Fever»). В 1899 году, во время изучения атмосферных помех в радиосигнале, используя приёмники в Колорадской обсерватории, изобретатель Никола Тесла наблюдал повторяющийся сигнал. Затем он высказал догадку, что это может быть радиосигнал с других планет, например, Марса. В интервью 1901 года Тесла сказал, что ему пришла в голову мысль о том, что помехи могут быть вызваны искусственно. Хотя он не смог расшифровать их значение, для него было невозможным то, что они возникли совершенно случайно. По его мнению, это было приветствие одной планеты другой.
Теория Теслы вызвала горячую поддержку известного британского учёного-физика Уильяма Томсона (лорда Кельвина), который, посетив США в 1902 году, сказал, что по его мнению Тесла поймал сигнал марсиан, посланный в США. Однако затем Кельвин стал решительно отрицать это заявление перед тем, как покинул Америку: «На самом деле я сказал, что жители Марса, если они существуют, несомненно могут видеть Нью-Йорк, в частности свет от электричества».
На сегодняшний день условием для развития и поддержания жизни на планете считается наличие жидкой воды на её поверхности. Также существует требование, чтобы орбита планеты находилась в так называемой обитаемой зоне, которая для Солнечной системы начинается за Венерой и кончается большой полуосью орбиты Марса. Во время перигелия Марс находится внутри этой зоны, однако тонкая атмосфера, с низким давлением препятствует появлению жидкой воды на значительной территории на длительный период. Недавние свидетельства говорят о том, что любая вода на поверхности Марса является слишком солёной и кислотной для поддержания постоянной земноподобной жизни.
Отсутствие магнитосферы и крайне тонкая атмосфера Марса также являются проблемой для поддержания жизни. На поверхности планеты идёт очень слабое перемещение тепловых потоков, она плохо изолирована от бомбардировки частицами солнечного ветра, кроме того, при нагревании вода мгновенно испаряется, минуя жидкое состояние из-за низкого давления. Марс также находится на пороге т. н. «геологической смерти». Окончание вулканической активности по всей видимости остановило круговорот минералов и химических элементов между поверхностью и внутренней частью планеты.
Свидетельства говорят о том, что планета ранее была значительно более предрасположена к наличию жизни, чем теперь. Однако на сегодняшний день остатков организмов на ней не обнаружено. Согласно программе «Викинг», осуществлённой в середине 1970-х годов, была проведена серия экспериментов для обнаружения микроорганизмов в марсианской почве. Она дала положительные результаты, например, временное увеличение выделения CO2 при помещении частиц почвы в воду и питательную среду. Однако затем данное свидетельство жизни на Марсе было оспорено некоторыми учёными[кем?]. Это привело к их продолжительным спорам с учёным из NASA Гильбертом Левиным, который утверждал, что «Викинг» обнаружил жизнь. После переоценки данных «Викинга» в свете современных научных знаний об экстремофилах было установлено, что проведённые эксперименты были недостаточно совершенны для обнаружения этих форм жизни. Более того, эти тесты могли даже убить организмы, даже если они содержались в пробах. Тесты, проведённые в рамках программы «Феникс», показали, что почва имеет очень щелочной pH фактор и содержит магний, натрий, калий и хлорид. Питательных веществ в почве достаточно для поддержания жизни, однако жизненные формы должны иметь защиту от интенсивного ультрафиолетового света.
Интересно, что в некоторых метеоритах марсианского происхождения обнаружены образования, по форме напоминающие простейших бактерий, хотя и уступают мельчайшим земным организмам по размерам. Одним из таких метеоритов является ALH 84001, найденный в Антарктиде в 1984 году.
По результатам наблюдений с Земли и данных космического аппарата «Марс Экспресс» в атмосфере Марса обнаружен метан. В условиях Марса этот газ довольно быстро разлагается, поэтому должен существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий.
Астрономические наблюдения с поверхности Марса
После посадок автоматических аппаратов на поверхность Марса появилась возможность вести астрономические наблюдения непосредственно с поверхности планеты. Вследствие астрономического положения Марса в Солнечной системе, характеристик атмосферы, периода обращения Марса и его спутников картина ночного неба Марса (и астрономических явлений, наблюдаемых с планеты) отличается от земной и во многом представляется необычной и интересной.
Цвет неба на Марсе
Во время восхода и захода Солнца марсианское небо в зените имеет красновато-розовый цвет, а в непосредственной близости к диску Солнца - от голубого до фиолетового, что совершенно противоположно картине земных зорь.
В полдень небо Марса жёлто-оранжевое. Причина таких отличий от цветовой гаммы земного неба - свойства тонкой, разрежённой, содержащей взвешенную пыль атмосферы Марса. На Марсе Рэлеевское рассеяние лучей (которое на Земле и является причиной голубого цвета неба) играет незначительную роль, эффект его слаб. Предположительно, жёлто-оранжевая окраска неба также вызывается присутствием 1 % магнетита в частицах пыли, постоянно взвешенной в марсианской атмосфере и поднимаемой сезонными пылевыми бурями. Сумерки начинаются задолго до восхода Солнца и длятся долго после его захода. Иногда цвет марсианского неба приобретает фиолетовый оттенок в результате рассеяния света на микрочастицах водяного льда в облаках (последнее - довольно редкое явление).
Солнце и планеты
Угловой размер Солнца, наблюдаемый с Марса, меньше видимого с Земли и составляет 2/3 от последнего. Меркурий с Марса будет практически недоступен для наблюдений невооружённым глазом из-за чрезвычайной близости к Солнцу. Самой яркой планетой на небе Марса является Венера, на втором месте - Юпитер (его четыре крупнейших спутника можно наблюдать без телескопа), на третьем - Земля.
Земля по отношению к Марсу является внутренней планетой, так же как Венера для Земли. Соответственно, с Марса Земля наблюдается как утренняя или вечерняя звезда, восходящая перед рассветом или видимая на вечернем небе после захода Солнца.
Максимальная элонгация Земли на небе Марса составит 38 градусов. Для невооружённого глаза Земля будет видна как яркая (максимальная видимая звёздная величина около -2,5) зеленоватая звезда, рядом с которой будет легко различима желтоватая и более тусклая (около 0,9) звёздочка Луны. В телескоп оба объекта покажут одинаковые фазы. Обращение Луны вокруг Земли будет наблюдаться с Марса следующим образом: на максимальном угловом удалении Луны от Земли невооружённый глаз легко разделит Луну и Землю: через неделю «звёздочки» Луны и Земли сольются в неразделимую глазом единую звезду, ещё через неделю Луна будет снова видна на максимальном расстоянии, но уже с другой стороны от Земли. Периодически наблюдатель на Марсе сможет видеть проход (транзит) Луны по диску Земли либо, наоборот, покрытие Луны диском Земли. Максимальное видимое удаление Луны от Земли (и их видимая яркость) при наблюдении с Марса будет значительно изменяться в зависимости от взаимного положения Земли и Марса, и, соответственно, расстояния между планетами. В эпохи противостояний оно составит около 17 минут дуги, на максимальном удалении Земли и Марса - 3,5 минуты дуги. Земля, как и другие планеты, будет наблюдаться в полосе созвездий Зодиака. Астроном на Марсе также сможет наблюдать прохождение Земли по диску Солнца, ближайшее произойдёт 10 ноября 2084 года.
Спутники - Фобос и Деймос
Прохождение Фобоса по диску Солнца. Снимки «Оппортьюнити»
Фобос при наблюдении с поверхности Марса имеет видимый диаметр около 1/3 от диска Луны на земном небе и видимую звёздную величину порядка -9 (приблизительно как Луна в фазе первой четверти). Фобос восходит на западе и садится на востоке, чтобы снова взойти через 11 часов, таким образом, дважды в сутки пересекая небо Марса. Движение этой быстрой луны по небу будет легко заметно в течение ночи, так же, как и смена фаз. Невооружённый глаз различит крупнейшую деталь рельефа Фобоса - кратер Стикни. Деймос восходит на востоке и заходит на западе, выглядит как яркая звезда без заметного видимого диска, звёздной величиной около -5 (чуть ярче Венеры на земном небе), медленно пересекающая небо в течение 2,7 марсианских суток. Оба спутника могут наблюдаться на ночном небе одновременно, в этом случае Фобос будет двигаться навстречу Деймосу.
Яркость и Фобоса, и Деймоса достаточна для того, чтобы предметы на поверхности Марса ночью отбрасывали чёткие тени. Оба спутника имеют относительно малый наклон орбиты к экватору Марса, что исключает их наблюдение в высоких северных и южных широтах планеты: так, Фобос никогда не восходит над горизонтом севернее 70,4° с. ш. или южнее 70,4° ю. ш.; для Деймоса эти значения составляют 82,7° с. ш. и 82,7° ю. ш. На Марсе может наблюдаться затмение Фобоса и Деймоса при их входе в тень Марса, а также затмение Солнца, которое бывает только кольцеобразным из-за малого углового размера Фобоса по сравнению с диском Солнца.
Небесная сфера
Северный полюс на Марсе, вследствие наклона оси планеты, находится в созвездии Лебедя (экваториальные координаты: прямое восхождение 21h 10m 42s, склонение +52° 53.0? и не отмечен яркой звездой: ближайшая к полюсу - тусклая звезда шестой величины BD +52 2880 (другие её обозначения - HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южный полюс мира (координаты 9h 10m 42s и -52° 53,0) находится в паре градусов от звезды Каппа Парусов (видимая звёздная величина 2,5) - её, в принципе, можно считать Южной Полярной звездой Марса.
Зодиакальные созвездия марсианской эклиптики аналогичны наблюдаемым с Земли, с одним отличием: при наблюдении годичного движения Солнца среди созвездий оно (как и другие планеты, включая Землю), выйдя из восточной части созвездия Рыб, будет проходить в течение 6 дней через северную часть созвездия Кита перед тем, как снова вступить в западную часть Рыб.
История изучения Марса
Исследование Марса началось давно, ещё 3,5 тысячи лет назад, в Древнем Египте. Первые подробные отчеты о положении Марса были составлены вавилонскими астрономами, которые разработали ряд математических методов для предсказания положения планеты. Пользуясь данными египтян и вавилонян, древнегреческие (эллинистические) философы и астрономы разработали подробную геоцентрическую модель для объяснения движения планет. Спустя несколько веков индийскими и исламскими астрономами был оценен размер Марса и расстояние до него от Земли. В XVI веке Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель для описания Солнечной системы с круговыми планетарными орбитам. Его результаты были пересмотрены Иоганном Кеплером, который ввел более точную эллиптическую орбиту Марса, совпадающую с наблюдаемой.
В 1659 году Франческо Фонтана, рассматривая Марс в телескоп, сделал первый рисунок планеты. Он изобразил чёрное пятно в центре чётко очерченной сферы.
В 1660 году к чёрному пятну прибавились две полярные шапки, добавленные Жаном Домиником Кассини.
В 1888 году Джованни Скиапарелли, учившийся в России, дал первые имена отдельным деталям поверхности: моря Афродиты, Эритрейское, Адриатическое, Киммерийское; озёра Солнца, Лунное и Феникс.
Расцвет телескопических наблюдений Марса пришёлся на конец XIX - середину XX века. Во многом он обусловлен общественным интересом и известными научными спорами вокруг наблюдавшихся марсианских каналов. Среди астрономов докосмической эры, проводивших телескопические наблюдения Марса в этот период, наиболее известны Скиапарелли, Персиваль Ловелл, Слайфер, Антониади, Барнард, Жарри-Делож, Л. Эдди, Тихов, Вокулёр. Именно ими были заложены основы ареографии и составлены первые подробные карты поверхности Марса - хотя они и оказались практически полностью неверными после полётов к Марсу автоматических зондов.
Колонизация Марса
Предполагаемый вид Марса после терраформирования
Относительно близкие к земным природные условия несколько облегчают выполнение этой задачи. В частности, на Земле есть места, в которых природные условия похожи на марсианские. Крайне низкие температуры в Арктике и Антарктиде сравнимы даже с самыми низкими температурами на Марсе, а на экваторе Марса в летние месяцы бывает так же тепло (+20 °C), как и на Земле. Также на Земле есть пустыни, схожие по виду с марсианским ландшафтом.
Но между Землёй и Марсом есть существенные различия. В частности, магнитное поле Марса слабее земного примерно в 800 раз. Вместе с разрежённой (в сотни раз в сравнении с Землёй) атмосферой это увеличивает количество достигающего его поверхности ионизирующего излучения. Измерения, проведённые американским беспилотным аппаратом The Mars Odyssey, показали, что радиационный фон на орбите Марса в 2,2 раза превышает радиационный фон на Международной космической станции. Средняя доза составила примерно 220 миллирада в день (2,2 миллигрея в день или 0,8 грея в год). Объём облучения, полученного в результате пребывания в таком фоне на протяжении трёх лет, приближается к установленным пределам безопасности для космонавтов. На поверхности Марса радиационный фон несколько ниже и доза составляет 0,2-0,3 Гр в год, значительно изменяясь в зависимости от местности, высоты и локальных магнитных полей.
Химический состав распространённых на Марсе минералов разнообразнее, чем у других небесных тел поблизости от Земли. По мнению корпорации 4Frontiers, их достаточно для снабжения не только самого Марса, но и Луны, Земли и астероидного пояса.
Время полёта с Земли до Марса (при нынешних технологиях) составляет 259 суток по полуэллипсу и 70 - по параболе. Для общения с потенциальными колониями может использоваться радиосвязь, которая имеет задержку 3-4 мин в каждом направлении во время максимального сближения планет (которое повторяется каждые 780 дней) и около 20 мин. при максимальном удалении планет; см. Конфигурация (астрономия).
К настоящему времени никаких практических шагов для колонизации Марса не предпринято, однако идёт разработка колонизации, например, проект Столетний космический корабль, разработка жилого модуля для пребывания на планете Deep Space Habitat.
И седьмой по величине:
Расстояние орбиты от Солнца: 227 940 000 км (1,52 А.Е.)
Диаметр: 6794 км
Марс был известен с доисторических времен. Планета была тщательно изучена с помощью наземных обсерваторий.
Первый космический корабль, который посетил Марс, был Mariner 4 (США) в 1965 году. За ним последовали другие, так Марс-2 (СССР), - это первый космический аппарат, который приземлился на Марсе, за ним последовали два корабля Viking (США) со спускаемыми аппаратами в 1976 году.
Затем последовал 20 летний перерыв в запусках кораблей на Марс и 4 июля 1997 года успешно приземлился аппарат Mars Pathfinder
В 2004 году на марсе приземлился планетоход "Opportunity", который провел геологические исследования и отправил на Землю множество снимков.
В 2008 году космический модуль Phoenix приземлился на северных равнинах Марса, для поиска воды.
Затем на орбиту Марса были отправлены три орбитальные станции Mars Reconnaissance Orbiter , Mars Odyssey и Mars Express, которые в настоящее время находятся в эксплуатации.
Космический аппарат MSL Curiosity (CIF) 6 августа 2012, успешно совершил посадку на Марс. Трансляция посадки велась в прямом эфире на сайте NASA. Аппарат приземлился в заданном районе - в кратере Гейла.
Марсоход "Кьюриосити" (от английского "любопытство", "любознательность") был запущен с 26 ноября 2011 года. Он является крупнейшим роботизированным аппаратом за всю историю исследования Марса - его масса составляет более 900 килограмм.
Одна из главных задач "Кьюриосити" - анализ химического состава грунта на поверхности и на небольшой глубине. Среди его аналитических инструментов имеются квадрупольный масс-спектрометр, газовый хроматограф и рентгеновские спектрометры. Кроме того, он оснащен созданным в России нейтронным детектором DAN, предназначенным для поиска льда под поверхностью планеты.
Орбита Марса эллиптическая. Это значительно влияет на температуру с разницей в 30 C , со стороны Солнца, замеренной в афелии орбиты и перигелии. Это имеет большое влияние на климат Марса. В то время как средняя температура на Марсе составляет около -55 C, температура поверхности Марса колеблется от -133 C на зимнем полюсе почти до 27 C, на дневной стороне в течение лета.
Несмотря на то, что Марс намного меньше, чем Земля, его площадь примерно такая же, как площадь поверхности суши Земли.
Марс имеет один из наиболее разнообразных и интересных ландшафтов местности среди планет:
Гора Олимп : самая большая гора в Солнечной системе, ее высота 24 км над окружающей равниной. Подножие горы имеет 500 км в диаметре и обрамлено скалами высотой 6 км.
Тарсис : огромная выпуклость на поверхности Марса, размером около 4000 км в поперечнике и 10 км высотой.
Долина Маринера : система каньонов длинной в 4000 км и от 2 до 7 км в глубину;
Равнина Эллада : кратер от падения метеорита в южном полушарии более 6 км глубиной и 2000 км в диаметре.
Значительная часть поверхности Марса покрыта очень старыми кратерами, но есть и гораздо молодые рифтовые долины, хребты, холмы и равнины.
Южное полушарие покрыто кратерами, очень похоже на Луну. Северное полушарие состоит из равнин, которые намного моложе, меньше в высоту и имеют гораздо более сложную историю. Резкое изменение высоты в несколько километров, происходит на границе полушарий. Причины этой глобальной дихотомии и наличия резких границ неизвестны.
Разрез планеты выглядит примерно так, кора в южном полушарии около 80 км и около 30 км в северном полушарии, ядро очень плотное около 1700 км в радиусе.
Относительно низкая плотность Марса по сравнению с другими планетами земной группы указывает, на то, что его ядро, возможно, содержит относительно большую долю серы и железа (железо и сульфид железа).
У Марса, так же как и у Меркурия и Луны нет активных тектонических пластов в настоящее время, нет никаких признаков последнего горизонтального движения поверхности. На Земле свидетельством этого движения являются складчатые горы.
В настоящее время нет признаков текущей вулканической активности. Тем не менее, данные космического аппарата Mars Global Surveyor показывают, что Марс очень вероятно имел тектоническую активность когда-то в прошлом.
Существует очень четкое свидетельство эрозии во многих местах на Марсе, в том числе крупных наводнений и небольших речных систем. В прошлом на поверхности планеты была какая-то жидкость.
На Марсе, возможно, были моря, и даже океаны, аппарат Mars Global Surveyor передал очень четкие снимки слоистой системы грунта. Это скорее вызвано наличием жидкости в прошлом. Возраст эрозии каналов оценивается примерно в 4 миллиарда лет.
Mars Express в начале 2005 года прислало изображение высохшего моря, которое было наполнено жидкость совсем недавно, возможно 5 миллионов лет назад.
В начале своей истории, Марс был гораздо больше похож на Землю. Как и на Земле, почти вся двуокись углерода была использована, для формирования карбонатных пород.
Марс имеет очень разряженную атмосферу, состоящую в основном из небольшого количества оставшегося углекислого газа (95,3%), азота (2,7%), аргона (1,6%), следов кислорода (0,15%), воды (0,03%).
Среднее давление на поверхности Марса составляет лишь около 7 миллибар (это менее 1% от давления на Земле), но она сильно меняется в зависимости от высоты. Так, 9 миллибар в самых глубоких впадинах и 1 миллибар на вершине горы Олимп.
Тем не менее, на Марсе дуют очень сильные ветры и огромные пыльные бури, которые иногда охватывают всю планету в течение нескольких месяцев.
Телескопические наблюдения показали, что Марс имеет постоянные шапки на обоих полюсах, они видны даже с помощью небольшого телескопа. Они состоят из водяного льда и твердой углекислоты ("сухого льда"). Ледяные шапки обладают слоистой структурой с чередующимися слоями льда и различной концентрацией темной пыли.
Космическим кораблем Viking (США) со спускаемых аппаратов были проведены исследования для определения существования жизни на Марсе. Результаты были несколько неоднозначные, но большинство ученых в настоящее время считают, что у них нет никаких доказательств существования жизни на Марсе. Оптимисты отмечают, что только два крошечных образца грунта были проанализированы, и не из самых благоприятных мест.
Большие, но не глобальные, слабые магнитные поля существуют в различных регионах Марса. Это неожиданное открытие было сделано Mars Global Surveyor через несколько дней после того, как он вышел на орбиту Марса. Возможно, это остатки ранее глобального магнитного поля.
Если магнитное поле было на Марсе, то становится более вероятным существование жизни на нем.
Характеристики Марса:
Масса(10 24 кг): 0,64185
Объем (10 10 км кубических): 16,318
Экваториальный радиус: 3397 км
Полярный радиус: 3375 км
Объемный средний радиус: 3390 км
Средняя плотность: 3933 кг/м 3
Радиус: 1700 км
Гравитация (ed.) (м/с): 3,71
Ускорение свободного падения (ed.) (м/с): 3,69
Вторая космическая скорость (км/с): 5,03
Альбедо: 0,250
Визуальное альбедо: 0,150
Солнечная энергия (W/m 2 ): 589,2
Температура абсолютно черного тела (k): 210,1
Число естественных спутников: 2
Параметры орбиты Марса
Полуглавная ось (расстояние от Солнца) (106 км): 227,92
Сидерический период орбиты (дней): 686,98
Тропический период орбиты (дней): 686,973
Перигелий (106 км): 206,62
Афелий (106 км): 249,23
Синодический период (дней): 779,94
Максимальная орбитальная скорость (км/с): 26,5
Минимальная орбитальная скорость (км/с): 21,97
Наклон орбиты (градусы): 1,850
Период вращения вокруг своей оси (часы): 24,6229
Продолжительность светового дня (часы): 24,6597
Наклон оси (градусы): 25,19
Минимальное расстояние до Земли (106 км): 55,7
Максимальное расстояние до Земли (106 км): 401,3
Параметры атмосферы
Поверхностное давление (bar): 6.36 mb (варьируется от 4 до 8,7 mb в зависимости от мезона)
Плотность атмосферы около поверхности (кг/м 3): 0,020
Высота атмосферы (км): 11,1
Средняя температура (k): - 55 C
Температурный диапазон: -133С - +27С
Основные параметры спутников Марса
Марс - четвертая планета нашей Солнечной системы и вторая наименьшая после Меркурия. Названа по имени древнеримского бога войны. Ее прозвище «Красная планета» происходит от красноватого оттенка поверхности, который обусловлен преобладанием оксида железа. Каждые несколько лет, когда Марс находится в оппозиции к Земле, он наиболее заметен в ночном небе. По этой причине люди наблюдали планету в течение многих тысячелетий, и ее появление на небе играло большую роль в мифологии и астрологических системах многих культур. В современную эпоху она стала настоящей сокровищницей научных открытий, которые расширили наше понимание Солнечной системы и ее истории.
Размер, орбита и масса Марса
Радиус четвертой планеты от Солнца равен около 3396 км на экваторе и 3376 км в полярных областях, что соответствует 53% И хотя он примерно в два раза меньше, масса Марса равна 6,4185 х 10²³ кг, или 15,1% массы нашей планеты. Наклон оси подобен земному и равен 25,19° к плоскости орбиты. Это означает, что четвертая планета от Солнца также испытывает смену сезонов года.
На своем наибольшем удалении от Солнца Марс движется по орбите на расстоянии 1,666 а. е., или 249,2 млн км. В перигелии, когда он находится ближе всего к нашему светилу, он удален от него на 1,3814 а. е., или 206,7 млн км. Красной планете требуется 686,971 земных дней, что эквивалентно 1,88 земных лет, чтобы совершить оборот вокруг Солнца. В марсианских днях, которые на Земле равны одному дню и 40 минутам, год длится 668,5991 суток.
Состав грунта
При средней плотности 3,93 г/см³ эта характеристика Марса делает его менее плотным, чем Земля. Его объем составляет около 15% от объема нашей планеты, а масса - 11%. Красный Марс - следствие наличия на поверхности оксида железа, больше известного как ржавчина. Присутствие других минералов в пыли обеспечивает наличие и других оттенков - золотого, коричневого, зеленого и др.
Эта планета земной группы богата минералами, содержащими кремний и кислород, металлами и другими веществами, которые обычно входят в состав каменистых планет. Почва слегка щелочная и содержит магний, натрий, калий и хлор. Эксперименты, проведенные на образцах почвы, также показывают, что ее рН равен 7,7.
Хотя жидкая вода не может существовать на из-за его тонкой атмосферы, большие концентрации льда сосредоточены в пределах полярных шапок. Кроме того, от полюса до 60° широты пояс вечной мерзлоты простирается. Это означает, что вода существует под большей частью поверхности в виде смеси ее твердого и жидкого состояния. Радиолокационные данные и образцы почвы подтвердили наличие также и в средних широтах.
Внутреннее строение
Планета Марс, возраст которой 4,5 млрд лет, состоит из плотного металлического ядра, окруженного кремниевой мантией. Ядро состоит из сульфида железа и содержит вдвое больше легких элементов, чем ядро Земли. Средняя толщина коры составляет около 50 км, максимальная равна 125 км. Если принять во внимание то земная кора, средняя толщина которой равна 40 км, в 3 раза тоньше марсианской.
Современные модели его внутреннего строения предполагают, что размер ядра в радиусе составляет 1700-1850 км, и оно состоит в основном из железа и никеля с приблизительно 16-17% серы. Из-за его меньшего размера и массы сила тяжести на поверхности Марса составляет всего 37,6% от земной. здесь равно 3,711 м/с², по сравнению с 9,8 м/с² на нашей планете.
Характеристики поверхности
Красный Марс сверху пыльный и сухой, и геологически он очень напоминает Землю. У него есть равнины и горные хребты, и даже самые большие песчаные дюны в Солнечной системе. Здесь расположена также самая высокая гора - щитовой вулкан Олимп, и самый длинный и глубокий каньон - долина Маринера.
Ударные кратеры - типичные элементы ландшафта, которыми испещрена планета Марс. Возраст их исчисляется миллиардами лет. Из-за медленной скорости эрозии они хорошо сохранились. Самым большим из них является долина Эллада. Окружность кратера равна около 2300 км, а его глубина достигает 9 км.
На поверхности Марса также можно различить овраги и каналы, и многие ученые считают, что по ним когда-то текла вода. Сравнивая их с аналогичными образованиями на Земле, можно предположить, что они по крайней мере частично образованы водной эрозией. Эти каналы достаточно велики - 100 км шириной и 2 тыс. км в длину.
Спутники Марса
У Марса есть два небольших спутника, Фобос и Деймос. Они были обнаружены в 1877 г. астрономом Асафом Холлом и носят названия мифических персонажей. В соответствии с традицией получения имен из классической мифологии, Фобос и Деймос являются сыновьями Ареса - греческого бога войны, который был прототипом римского Марса. Первый из них олицетворяет страх, а второй - смятение и ужас.
Фобос имеет около 22 км в диаметре, и расстояние до Марса от него составляет 9234,42 км в перигее и 9517,58 км в апогее. Это ниже синхронной высоты, и спутнику требуется всего 7 часов, чтобы облететь вокруг планеты. Ученые подсчитали, что через 10-50 млн лет Фобос может упасть на поверхность Марса или распасться на кольцевую структуру вокруг него.
Деймос имеет диаметр около 12 км, а его расстояние до Марса составляет 23455,5 км в перигее и 23470,9 км в апогее. Полный оборот спутник совершает за 1,26 дня. У Марса могут быть и дополнительные сателлиты, размеры которых меньше 50-100 м в диаметре, а между Фобосом и Деймосом есть кольцо пыли.
По мнению ученых, эти спутники когда-то были астероидами, но потом они были захвачены гравитацией планеты. Низкое альбедо и состав обеих лун (углеродосодержащий хондрит), который похож на материал астероидов, поддерживают эту теорию, а нестабильная орбита Фобоса, казалось бы, предполагает недавний захват. Тем не менее орбиты обеих лун круговые и находятся в плоскости экватора, что необычно для захваченных тел.
Атмосфера и климат
Погода на Марсе обусловлена наличием очень тонкой атмосферы, которая на 96% состоит из углекислого газа, 1,93% - аргона и 1,89% - азота, а также следов кислорода и воды. Она очень пыльная и содержит твердые частицы размером 1,5 мкм в диаметре, что окрашивает марсианское небо, если смотреть с поверхности, в темно-желтый цвет. Атмосферное давление изменяется в пределах 0,4-0,87 кПа. Это эквивалентно примерно 1% земного на уровне моря.
Из-за тонкого слоя газовой оболочки и большей удаленности от Солнца поверхность Марса прогревается гораздо хуже, чем поверхность Земли. В среднем она равна -46 °C. В зимний период она опускается до -143 °C на полюсах, а в летний в полдень на экваторе достигает 35 °C.
На планете бушуют пылевые бури, которые переходят в небольшие торнадо. Более мощные ураганы возникают, когда пыль поднимается вверх и нагревается Солнцем. Ветры усиливаются, создавая бури, масштабы которых измеряются тысячами километров, а их продолжительность - несколькими месяцами. Они фактически скрывают почти всю площадь поверхности Марса из поля зрения.
Следы метана и аммиака
В атмосфере планеты также были обнаружены следы метана, концентрация которого составляет 30 частей на миллиард. Подсчитано, что Марс должен производить 270 тонн метана в год. После попадания в атмосферу этот газ может существовать только в течение ограниченного периода времени (0,6-4 года). Его присутствие, несмотря на короткое время жизни, указывает на то, что должен существовать активный источник.
Среди предполагаемых вариантов - вулканическая активность, кометы и наличие метаногенных микробных форм жизни под поверхностью планеты. Метан может быть получен при небиологических процессах, называемых серпентинизацией, с участием воды, углекислого газа и оливина, который часто встречается на Марсе.
Express также был обнаружен аммиак, но с относительно коротким временем жизни. Не ясно, что его производит, но в качестве возможного источника была предложена вулканическая активность.
Исследование планеты
Попытки узнать, что такое Марс, начались в 1960-х годах. В период с 1960 по 1969 г. Советский Союз запустил к Красной планете 9 беспилотных космических аппаратов, но все они не смогли достигнуть цели. В 1964 г. НАСА начало запускать зонды Mariner. Первыми стали «Маринер-3» и «Маринер-4». Первая миссия потерпела неудачу во время развертывания, но вторая, запущенная 3 недели спустя, успешно проделала 7,5-месячное путешествие.
«Маринер-4» сделал первые ближние снимки Марса (показав ударные кратеры) и предоставил точные данные об атмосферном давлении на поверхности и отметил отсутствие магнитного поля и радиационного пояса. НАСА продолжило программу запуском другой пары пролетных зондов Mariner 6 и 7, которые достигли планеты в 1969 г.
В 1970-х годах СССР и США соревновались в том, кто первым выведет искусственный спутник на орбиту Марса. Советская программа М-71 включала три космических аппарата - «Космос-419» («Марс-1971C»), «Марс-2» и «Марс-3». Первый тяжелый зонд потерпел аварию во время запуска. Последующие миссии, «Марс-2» и «Марс-3», представляли собой комбинацию орбитального аппарата и посадочного модуля и стали первыми станциями, совершившими внеземную посадку (кроме Луны).
Они были успешно запущены в середине мая 1971 г. и летели от Земли до Марса семь месяцев. 27 ноября спускаемый аппарат «Марс-2» совершил аварийную посадку из-за сбоя бортовой ЭВМ и стал первым рукотворным объектом, достигшим поверхности Красной планеты. 2 декабря «Марс-3» совершил штатную посадку, но его передача была прервана после 14,5 с трансляции.
Тем временем НАСА продолжало программу Mariner, и в 1971 г. был произведен запуск зондов 8 и 9. «Маринер-8» во время запуска и упал в Атлантический океан. Но второй космический аппарат не только добрался до Марса, но и стал первым успешно выведенным на его орбиту. Пока длилась пылевая буря планетного масштаба, спутнику удалось сделать несколько фотографий Фобоса. Когда шторм утих, зонд сделал снимки, давшие более подробные доказательства того, что на поверхности Марса когда-то текла вода. Было установлено, что возвышенность под названием Снега Олимпа (один из немногих объектов, которые остались видимыми во время планетарной пылевой бури) также является самым высоким образованием в Солнечной системе, что привело к его переименованию в гору Олимп.
В 1973 году Советский Союз послал еще четыре зонда: 4-й и 5-й орбитальные аппараты «Марс», а также орбитальные и спускаемые зонды «Марс-6» и 7. Все межпланетные станции, кроме «Марса-7», передали данные, а экспедиция «Марс-5» оказалась наиболее успешной. До момента разгерметизации корпуса передатчика станция успела передать 60 изображений.
К 1975 году НАСА запустило Viking 1 и 2, состоявшие из двух орбитальных аппаратов и двух спускаемых. Миссия на Марс имела целью поиск следов жизни и наблюдение за его метеорологическими, сейсмическими и магнитными характеристиками. Результаты биологических экспериментов на борту спускаемых «Викингов» были неубедительными, но повторный анализ данных, опубликованный в 2012 г., предположил наличие признаков микробной жизни на планете.
Орбитальные аппараты дали дополнительные данные, подтверждающие то, что когда-то на Марсе существовала вода - большие наводнения образовали глубокие каньоны, протяженностью в тысячи километров. Кроме того, участки разветвленных потоков в южном полушарии позволяют предположить, что здесь когда-то выпадали осадки.
Возобновление полетов
Четвертая планета от солнца не исследовался вплоть до 1990-х годов, когда НАСА отправило миссию Mars Pathfinder, состоявшую из космического корабля, который приземлил станцию с перемещающимся зондом «Соджорнер». Аппарат высадился на Марс 4 июля 1987 г. и стал доказательством состоятельности технологий, которые будут использованы в дальнейших экспедициях, таких как посадка с использованием воздушных подушек и система автоматического обхода препятствий.
Следующая миссия на Марс - картографический спутник MGS, он достиг планеты 12 сентября 1997 г. и начал работу в марте 1999 г. В течение одного полного марсианского года с малой высоты почти на полярной орбите он изучил всю поверхность и атмосферу и отправил больше данных о планете, чем все предыдущие миссии, вместе взятые.
5 ноября 2006 г. MGS потерял связь с Землей, и усилия НАСА по ее восстановлению были прекращены 28 января 2007 г.
В 2001 г. выяснить, что такое Марс, был отправлен Mars Odyssey Orbiter. Его цель заключалась в поиске доказательств существования воды и вулканической активности на планете с использованием спектрометров и тепловизоров. В 2002 г. было объявлено, что зонд обнаружил большое количество водорода - свидетельство существования огромных залежей льда в верхних трех метрах почвы в пределах 60° от южного полюса.
2 июня 2003 г. запустило «Марс Экспресс» - космический аппарат, состоящий из спутника и спускаемого зонда «Бигл-2». Он вышел на орбиту 25 декабря 2003 г., а зонд вошел в атмосферу планеты в тот же день. Перед тем как ЕКА потерял контакт со спускаемым аппаратом, Mars Express Orbiter подтвердил наличие льда и диоксида углерода на южном полюсе.
В 2003 году НАСА приступило к исследованию планеты по программе MER. В ней использовались два марсохода «Спирит» и «Опортьюнити». Миссия на Марс имела задачу исследовать различные породы и почвы с целью обнаружения свидетельств присутствия здесь воды.
12.08.05 был запущен Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), который достиг орбиты планеты 10.03.06. На борту аппарата находятся научные приборы, предназначенные для обнаружения воды, льда и минералов на поверхности и под ней. Кроме того, MRO обеспечит поддержку предстоящим поколениям космических зондов: ежедневно отслеживается погода на Марсе и состояние его поверхности, производится поиск будущих мест посадки и тестирование новой телекоммуникационной системы, которая ускорит связь с Землей.
6 августа 2012 г. в кратере Гейла приземлились Марсианская научная лаборатория НАСА MSL и марсоход «Кьюриосити». С их помощью было сделано множество открытий, касающихся местных атмосферных и поверхностных условий, а также были обнаружены органические частицы.
18 ноября 2013 года в очередной попытке узнать, что такое Марс, был запущен спутник MAVEN, целью которого является изучение атмосферы и ретрансляция сигналов роботизированных марсоходов.
Исследования продолжаются
Четвертая планета от Солнца - наиболее изученная в Солнечной системе после Земли. В настоящее время на ее поверхности работают станции «Оппортьюнити» и «Кьюриосити», а на орбите функционируют 5 космических аппаратов - Mars Odyssey, Mars Express, MRO, MOM и Maven.
Этим зондам удалось передать невероятно детальные изображения Красной планеты. Они помогли обнаружить, что когда-то там была вода, и подтвердили, что Марс и Земля очень похожи - у них есть полярные шапки, смена времен года, атмосфера и наличие воды. Они также показали, что органическая жизнь может существовать сегодня и, скорее всего, была раньше.
Одержимость человечества в том, чтобы узнать, что такое Марс, не ослабевает, и наши усилия по изучению его поверхности и разгадке его истории далеки от завершения. В ближайшие десятилетия, мы, вероятно, продолжим отправлять туда марсоходы и впервые пошлем туда человека. И со временем, учитывая наличие необходимых ресурсов, четвертая планета от Солнца когда-нибудь станет пригодной для проживания.
Рассказ о Марсе для детей содержит информацию о том какая температура на Марсе, о его спутниках и особенностях. Сообщение о Марсе Вы можете дополнить интересными фактами.
Краткое сообщение о Марсе
Марс – четвертая планета от Солнца. Назван в честь бога войны за кроваво-красный цвет.
Поверхность планеты содержит большое количество железа, которое, окисляясь, дает красный цвет. По причине того что Марс находится недалеко от Земли, ученые предположили, что на этой планете тоже может быть жизнь. Ведь на Марсе также, как и на Земле, есть смена времен года.
Марсианский год в 2 раза больше земного – 687 суток, а сутки лишь немного дольше земных – 24 часа 37 минут. После исследований с помощью межпланетной станции предположения о жизни на Марсе были опровергнуты.
По размеру Марс меньше Земли почти в 2 раза. Климат Марса – это климат холодной обезвоженной высокогорной пустыни с горами, кратерами и вулканами. У Марса есть два спутника – Фобос и Деймос, что в переводе с латыни означает «Страх» и «Ужас». Деймос – самый маленький спутник планеты в Солнечной системе.
Сообщение о планете Марс
Пятую планету от Солнца называют «красной планетой». Планету назвали в честь древнеримского бога войны - его красноватая поверхность ассоциировалась у людей с кровопролитными боями. Такой цвет создаётся из-за отражения солнечного света от поверхности планеты, которая покрыта металлической пылью кремния, железа и магния. Железо на Марсе окисляется (ржавеет) и приобретает красноватый оттенок.
Марс почти вдвое меньше Земли по размерам – его экваториальный радиус равен 3 396,9 километров (53,2 % земного). Площадь поверхности Марса примерно равна площади суши на Земле.
На Марсе, как и на Земле, происходит смена времён года. Температуры на Марсе наиболее благоприятные из всех планет Солнечной системы, исключая Землю. Днём они достигают в среднем 30ºС, а ночью опускаются до – 80ºС. На полюсах Марса температура более низкая, поэтому они, как и полюса Земли, покрыты льдом и снегом. Таким образом, на Марсе есть два благоприятных условия для возникновения жизни: благоприятная температура и вода, но нет главного – воздуха. Атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа (95 %), а необходимого для жизни кислорода там содержится всего лишь около 0,1%.
Вода на Марсе сосредоточена в основном на полюсах в виде снега и льда. Если растопить все эти льды поверхность Марса покроет мировой океан, подобный земному, глубина которого составит несколько сотен метров. Некоторые учёные даже выдвигают версии о том, что на Марсе можно искусственным путём создать благоприятные условия для жизни людей. Для этого нужно увеличить температуру на поверхности «красной планеты» и высадить там растения, которые будут преобразовывать углекислый газ в кислород. Однако все эти идеи пока далеки от реальности. Марс имеет два естественных спутника: Деймос и Фобос.
Славится Марс наличием многочисленных гор - самых высоких во всей Солнечной системе. Марсианская гора Олимп имеет высоту 21 км!
Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 миллионов километров, период обращения вокруг Солнца составляет 687 земных суток. Сутки на Марсе чуть больше земных.
Надеемся, изложенная информация о Марсе помогла Вам. А свой доклад о Марсе Вы можете оставлять через форму комментариев.
