Марс (планета)

Марс 

Фотографія Марса у 2001 році зроблена космічним телескопом Хаббл
Названа на честь	Марс і Арес
Орбітальні характеристики
Епоха J2000
Велика піввісь	227 939 100 км 1,523679 а. о.
Перигелій	206 669 000 км 1,381497 а. о.
Афелій	249 209 300 км 1,665861 а. о.
Ексцентриситет	0,093315
Орбітальний період	686,971 день 1,8808 років 668,5991 сонячних діб Марса
Синодичний період	779,96 день 2,135 років
Середня орбітальна швидкість	24,077 км/с
Нахил орбіти	1,850° до екліптики 5,65° до сонячного екватора 1,67° до незмінної площини
Довгота висхідного вузла	49,562°
Аргумент перицентру	286,537°
Супутники	2
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус	3396,2 ± 0,1 км 0,533 Землі
Полярний радіус	3376,2 ± 0,1 км 0,531 Землі
Сплюснутість	0,005 89 ± 0,000 15
Площа поверхні	144 798 500 км2 0,284 Землі
Об'єм	1,6318× 1011 км3 0,151 Землі
Маса	6,4185× 1023 кг 0,107 Землі
Середня густина	3,9335 ± 0,0004 г/см³
Прискорення вільного падіння на поверхні	3,711 м/с² 0,376 g
Друга космічна швидкість	5,027 км/с
Період обертання	24 год 37 хв
Сонячна доба	24 год 40 хв
Екваторіальна швидкість обертання	868,22 км/г 241,17 м/с
Нахил осі	25,19°
Пряме піднесення північного полюса	21 год 10 мін 44 с 317,68143°
Схилення північного полюса	52,88650°
Альбедо	0,15 (геометричне) або 0,25 (сферичне)
Темп. поверхні мін. сер. макс. Кельвін 186 K 227 K 268 K Цельсій −87 °C −46 °C −5 °C
Видима зоряна величина	+1,8 до −2,91
Кутовий розмір	3,5-25,1"
Атмосфера
Тиск на поверхні	0,636 (0,4-0,87) кПа
Склад	95,32% двоокису вуглецю 2,7% азоту 1,6% аргону 0,13% кисню 0,08% монооксиду вуглецю 210 ppm водяної пари 100 ppm монооксиду азоту 15 ppm молекулярного водню 2,5 ppm неону 850 ppb тяжкої води 300 ppb криптону 130 ppb формальдегіду 80 ppb ксенону 30 ppb озону[джерело?] 18 ppb пероксиду водню 10 ppb метану
Марс у Вікісховищі

Марс — четверта планета Сонячної системи за відстанню від Сонця і 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.

Загальна характеристика

Поверхня Марса, фото Viking 2, 9 листопада, 1977.

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 Маринера, 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 тепліше на 20 градусів, ніж літо в північній півкулі.

Орбіти Марса і Землі практично лежать в одній площині (кут між ними становить 2°). Вісь обертання Марса нахилена на кут 25,2° від перпендикуляра до площини орбіти і 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 ж відстань менша 60 млн. км, то їх називають великими. Великі протистояння спостерігаються через кожні 15-17 років.

Марс — невелика планета, більша за Меркурій, але лише трохи більша, ніж половина розміру Землі. 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 першу місію на орбіті навколо планети у 1999 році. Маса Марса становить 6 418 × 10²³ кг, що вдесятеро менше за масу Землі, а його прискорення вільного падіння 3,72 метрів за секунду у квадраті на поверхні означає, що об'єкти на Марсі важать тільки третину своєї ваги на Земній поверхні.

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 ([«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.

Фізична характеристика

Геологія

Устелена скелями поверхня Марса, сфотографована марсоходом Mars Pathfinder

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 покрита 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 (на Місяці, для порівняння, 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, присутня 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 2 968 кілометрів, яке складається в основному із заліза з близько 14-17% вмістом сірки. Це залізне ядро перебуває в рідкому стані, і має вдвічі більшу концентрацію легких елементів ніж у ядрі Землі. Ядро оточує мантія із 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.

Геологічну історію Марса можна розбити на багато епох, але три найголовніші з них:

• 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

Марс під час пилової бурі 28 жовтня 2005 року. Фотографію зроблено Космічним телескопом ім. Едвіна Хаббла

Через більшу віддаленість від Сонця Марс отримує на 57% менше енергії, у порівнянні з тією, що одержує Земля. Середньорічна температура там −60° С. Протягом доби температура поверхні змінюється істотно. 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 протягом доби 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 достатньо розріджена. Атмосферний тиск на поверхні змінюється від близько 0,3 мбар на горі Олімп до понад 12 мбар, із середнім тиском на поверхні близько 6,1 мбар. Це у 160 разів менше від середнього тиску на рівні моря нашої планети (1 бар). Висота однорідної атмосфери становить близько 11 км, що вища ніж Земна (6 км) через нижчу гравітацію.

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

Рельєф

Область Кратера Гусєва, сфотографована американським марсоходом Spirit Rover

Файл:Світлина поверхні Марса зазнята Opportunity.jpg

Світлина поверхні планети відзнята навігаційною камерою марсоходу НАСА Opportunity по дорозі від кратера Вікторія до кратера Ендевер.

У потужний телескоп на поверхні Марса можна розрізнити лише великі темні і світлі ділянки діаметром у сотні і тисячі кілометрів. Добре видні 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 і 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 бачили тонкі довгі темні лінії, що нагадують мережу каналів, що наче зв'язують полярні і помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тім, що ці лінії знаходилися на межі розділення. 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 в окремих ділянках перебуває шар вічної мерзлоти товщиною в кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видні незвичайні для планет земної групи застиглі флюїдизовані потоки, за якими можна судити про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери, як правило, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.

Обробка збурень в орбітах космічних апаратів дозволили одержати мапу ареоїда — рівневої поверхні Марса. Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марса, що говорить 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 перевершують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів. Питання про ізостазії залишається поки відкритим.

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

Чотири гігантських погаслих вулкани піднімаються над навколишньою місцевістю на висоту до 26 км. Найбільший з них — гора Олімп, розташований на західній околиці гір Фарсида, має основу діаметром 600 км і кальдеру на вершині поперечником 60 км. Три вулкани: гора Аскрійська, гора Павлина і гора Арсія розташовані на одній прямій на вершині гір Фарсида, висотою близько 9 км. Самі вулкани піднімаються над Фарсидою ще на 17 км. Більше 70 погаслих вулканів знайдені на Марсі, але вони набагато менші і за площею і за висотою.

На сучасних картах Марса поряд з новими найменуваннями, привласненими формам рельєфу, виявленим завдяки космічним знімкам, використовуються стародавні географічні і міфологічні назви, запропоновані Скіапареллі. Найбільша піднесена область, поперечником близько 6000 км і висотою до 9 км одержала назву Фарсида (так на стародавніх картах називався Іран), а величезна кільцева низина на півдні діаметром більш 2000 км названа Елладою (Греція). Сильно кратеровані ділянки поверхні одержали назви земель: Земля Прометея, Земля Ніючі та інші. Долинам планети Марс даються назви, які використовувались різними народами. Великі кратери названі на честь учених, а невеликі кратери носять назви населених пунктів Землі.

Магнітне поле й магнітосфера

У Марса є магнітне поле, але воно дуже слабке і нестійке. В різних точках планети напруженість цього поля може відрізнятися від 1.5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з фізичними. Якщо говорити, що залізне ядро Марса знаходиться 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 і магнітосфера Марса була досліджена космічними апаратами «Марс-2, −3» (1972) і «Марс-5» (1974). Зважаючи на те що вони перетинали лише границю магнітосфери, їхні дані не можна однозначно інтерпретувати. Досить твердо було встановлено існування беззіткнювальної ударної хвилі й ділянки з регулярним магнітним полем на денній і нічній сторонах поблизу планети. Саме ця ділянка ототожнена з магнітосферою Марса.

У літературі наводяться величини магнітного моменту Марса від значень, що відповідають виникненню наведеної магнітосфери (10^22 Гс*см³), до значень, відповідних утворенню власної магнітосфери. Більшість дослідників вважають найреальнішою величину магнітного моменту (1 −1,5)*10^22 Гc*см³, 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 чекати існування роздільних діялнок 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. В цьому випадку меридіональні перетини магнітосфери виявляють топологію поля, характерну для власної магнітосфери, а наведене поле локалізується в екваторіальній частині магнітосфери.

Долина Маринера

Долина Маринера на Марсі

Гігантська долина глибиною до 6 км і довжиною більше 4000 км, яка знаходиться на південь від екватора. Її назвали Долиною Маринера. Безліч долин менших розмірів, борозни і тріщини виявлено на поверхні Марса, що свідчить про те, що в стародавні часи на Марсі була вода, а отже, атмосфера була щільнішою.

Льодові утворення

Мікроскопічні гірські породи, що містять ознаки води. Фотографію зроблено марсоходом Opportunity

Північний полюс Марса.

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, що покривається цим шаром, інтенсивно збільшується в зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді і переходячи цю межу. Навесні з підвищенням температури цей шар випаровується і 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 несе верхній шар сипучого матеріалу — світлий пил, оголюючи ділянки темніших порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, порушується рівновага марсіанського середовища. Швидкість вітру підсилюється до 69 км/год., починаються вихрі і бурі. Більш мільярда тонн пилу піднімається й утримується в зваженому стані, при цьому різко змінюється кліматичний стан по всій 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 випромінювання, що іде від неї, і тому поверхня сильно охолоджується, а атмосфера розігрівається.

Уточнення складу атмосфери космічними апаратами дозволило виявити роль полярних шапок у формуванні буревіїв. При таненні полярних шапок утворюються величезні маси вуглекислого газу і збільшується тиск над ними, у результаті чого утворюються сильні вітри, що піднімають з поверхні дрібні частки пухкого ґрунту. ^{Верхній індекс}

Життя на Марсі

У наш час 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 покривали моря. Однак, внаслідок нез'ясованих допоки причин, вона практично зникла. Цілком можливо, що ще кілька мільйонів року тому клімат на Марсі був вологішим. Доказом цього слугує рельєф планети.

Супутники Марса

Фобос (ліворуч) і Деймос (праворуч)

Першим передбачив, що Марс має супутники, Йоганн Кеплер у 1610 році. При спробі розшифрувати анаграму Галілея про кільця Сатурна («Найвищу планету потрійною спостерігаю») Кеплер вирішив, що Галілей виявив супутники Марса. У 1643 році монах-капуцин Антон Марія Ширл стверджував, що бачив «марсіанські місяці». У 1727 Джонатан Свіфт в «Пригодах Гуллівера» описав два маленьких супутники, які були відомі астрономам острова Лапута. Вони робили оберт навколо Марса за 10 і 21,5 години. Про ці ж супутники у 1750 році згадав Вольтер у романі «Мікромегас». 10 липня 1744 року німецький капітан Кіндерман повідомив, що вирахував орбітальний період марсіанського супутника, котрий дорівнював 59 годинам 50 хвилинам і 6 секундам. У 1877 році 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.

Про два супутники Марса Фобос і Деймос було відомо небагато до середини ХХ століття, коли їх спостерігали орбітальні космічні кораблі. «Вікінг-1» пролетів в межах 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 знаходиться за 6000 кілометрів від поверхні планети. Це так близько, що без внутрішньої сили супутник було би розірвано на частини гравітаційними силами. Ці сили також сповільнюють рух Фобоса і, можливо, призведуть до зіткнення супутника з Марсом менш ніж за 100 мільйонів років. Деймос розташований на віддаленішій орбіті й періодичні сили змушують його ще більше віддалятися від планети. Фобос і Деймос видно на Марсі не з усіх місць через невеликі розміри і близькість до планети й до приекваторіальних орбіт.

Властивості	Деймос	Фобос
Орбітальний радіус	23 459 км.	9 398 км.
Період обертання	1,262 земних днів	0,318 земних днів
Середня орбітальна швидкість	1,4 км/с	2,1 км/с
Нахил орбіти до екватору планети	1,79°	1,08°
Ексцентриситет орбіти	0,0005	0,0151
Площа	525 км²	1 625 км²
Маса	1,8 × $10^{15}$ кг	1,08 × $10^{16}$ кг
Середня густина	1,8 грамів/см³	1,9 грамів/см³
Швидкість обертання	6 метрів/с	10 метрів/с
Альбедо	0,07	0,06

Обидва супутники — шматки гірської породи неправильної, приблизно еліпсоїдальної форми. Нерівна поверхня Фобоса повністю вкрита метеоритними кратерами. Найбільший кратер Стікні займає половину супутника. Його поверхня також вкрита системою лінійних переломів, або заглиблень, багато з яких геометрично пов'язані із кратером Стікні. Поверхня Деймоса навпаки здається гладкою, бо багато кратерів майже повністю вкриті уламками порід.

Альбедо (здатність відбиття світла) у обох супутників дуже низьке, як у найпростіших типів метеоритів.

В 2010 році 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 у тому, що вони — астероїди, які були захоплені Марсом, коли він тільки починав формуватися.

Марс. Галерея.

• 
• 
• 
  Валлес Марінеріс на Марсі
• 
  Mars seen by the Hubble Space Telescope, Realistic Colors
• 
  Світлина Марса, зроблена астрономом-любителем
• 
  Топографія Марса
• 
  Те ж зображення з меншим контрастом/насиченням
• 
  Знімок екрана з Celestia
• 
  Планетарна пилова буря на Марсі

Див. також

• Марсохід Opportunity
• Фенікс (космічний корабель)
• Місії на Марс
• Список штучних об'єктів на Марсі
• Історія вивчення Марса

Посилання

• Є життя на Марсі, чи нема життя на Марсі?
• Вчені встановили, що один із супутників Марса народився в результаті надпотужного вибуху
• Магнитосферы планет
• Перші картографічні знімки поверхні Марса
• Статьи о геоморфологии Марса.