Chcete sa bližšie pozrieť na Mars a jeho fyzikálne vlastnosti?
Aby bolo jednoduchšie analyzovať rozdiely medzi planétami, všetky všeobecné parametre, vlastnosti a hlavné charakteristiky budú prezentované v porovnaní so Zemou.


Fyzikálne vlastnosti Marsu

Mars je v mnohých ohľadoch, ale čo do veľkosti a gravitačnej sily, je veľmi odlišný. Vďaka všetkým nahromadeným poznatkom môžeme s istotou povedať, že je oveľa menší ako Zem, jeho hmotnosť je tiež výrazne nižšia ako hmotnosť Zeme. Je 0,107-násobok hmotnosti Zeme a jej gravitácia je asi o 62 percent menšia. Preto sa tam budete cítiť trikrát ľahšie ako na Zemi.

Deň na Marse je o niečo dlhší ako deň na Zemi. Úplná otáčka okolo svojej osi trvá 24 hodín a 40 minút. Uhol sklonu osi rotácie oboch planét je približne rovnaký. Pre Zem je to 23,26 stupňa a pre Mars je to 25,2 stupňa. Tento náklon vyvoláva zmenu ročných období. Marťanský rok je tiež dlhší ako ten Zemský. Je to preto, že dokončenie jednej revolúcie okolo Slnka trvá 687 dní, na rozdiel od 365,25-dňového roka Zeme.

Hmotnosť Marsu je 6,4169 x 1023 kg. To je desaťkrát menej ako hmotnosť Zeme. V našej slnečnej sústave je to druhá najhmotnejšia planéta slnečnej sústavy. Jeho objem je 1,63116 X 10 11 km 3. Objem Marsu je 15 % objemu Zeme. Ak si Zem predstavíte ako dutú guľu, potom by sa do nej zmestilo 6,7 planét podobných Marsu.

Nižšia hustota Marsu spôsobuje, že je približne o 10 % hmotnejší ako Zem. V skutočnosti je hustotou bližšie k Zemi ako k ostatným trom vnútorným planétam. Jeho priemerná hustota je asi štyrikrát väčšia ako hustota vody.

Geografické rozmery Marsu

Mars je po Merkúre druhou najmenšou planétou slnečnej sústavy a po Zemi prvou najviac skúmanou planétou.

Veľkosť Marsu je ťažké vyjadriť jedným číslom. Vedci pozerajú a hodnotia planéty z rôznych uhlov pohľadu, pričom zohľadňujú rôzne faktory. Prvé merania Marsu uskutočnil Galileo Galilei v roku 1610, ešte pred vynálezom ďalekohľadu. V súčasnosti, keď na pomoc prichádzajú najnovšie technológie, získajte takéto informácie o akejkoľvek planéte slnečná sústava(a niekedy aj ďalej) nie je ťažké.

Polomer Marsu je 3 389,5 km. Jeho obvod je 21 344 km. Na porovnanie, Mars má 53 % priemeru Zeme. Jeho priemer na rovníku je 6 792 kilometrov, zatiaľ čo priemer Zeme je 12 756 kilometrov. Ukazuje sa, že Mars je len o niečo viac ako polovica veľkosti Zeme. Ak zmeriate priemer od pólu k pólu, všimnete si, že obe planéty nie sú dokonalé gule, ale majú tvar sploštený na póloch. Priemer Marsu medzi pólmi je teda 6 752 kilometrov a priemer Zeme 12 720 kilometrov. Toto mierne sploštenie sa vysvetľuje skutočnosťou, že planéty sa otáčajú okolo svojej osi.

Podľa oblasti zaberá Mars 38 % povrchu Zeme. Zdá sa to byť malá oblasť, ale je porovnateľná s oblasťou, ktorú pokrýva celá zem na Zemi.
Veria vedci, že Mars bol väčšia planéta? keď sa prvýkrát vytvorila slnečná sústava. Ale pod vonkajším vplyvom bol vyhodený zo svojej predchádzajúcej obežnej dráhy, pričom stratil časť svojej hmoty a magnetického poľa.

Ako vidíte, veľkosť Marsu nie je hlavnou charakteristikou tejto planéty, ktorá môže zodpovedať mnohé otázky. A to je dobrý podnet na ďalšiu intenzívnu prácu v tomto smere. Množstvo poznatkov o červenej planéte, ktoré sme za dlhý čas nazhromaždili, je predmetom značného záujmu nielen pre vedeckú komunitu, ale aj pre bežných obyvateľov našej planéty. Veda a výskum nám umožňujú pozrieť sa na skutočnú planétu, oceniť jej malú veľkosť v porovnaní s ostatnými planétami slnečnej sústavy, jej drsné podnebie a skalnatý terén bez života.

Mars je štvrtou najvzdialenejšou planétou od Slnka a siedmou (predposlednou) najväčšou planétou slnečnej sústavy; Hmotnosť planéty je 10,7% hmotnosti Zeme. Pomenovaný po Marsovi - starorímskom bohu vojny, ktorý zodpovedá starogréckemu Aresovi. Mars sa niekedy nazýva „červená planéta“ kvôli červenkastému odtieňu jeho povrchu, ktorý je daný oxidom železa.

Mars je terestriálna planéta so riedkou atmosférou (tlak na povrchu je 160-krát menší ako na Zemi). Rysy povrchového reliéfu Marsu možno považovať za impaktné krátery, ako sú tie na Mesiaci, ako aj sopky, údolia, púšte a polárne ľadové čiapky podobné tým na Zemi.

Mars má dva prirodzené satelity - Phobos a Deimos (preložené zo starovekej gréčtiny - „strach“ a „hrôza“ - mená dvoch synov Aresa, ktorí ho sprevádzali v boji), ktoré sú relatívne malé (Phobos - 26x21 km, Deimos - 13 km v priemere) a majú nepravidelný tvar.

Veľké opozície Marsu, 1830-2035

rok dátum Vzdialenosť, a. e.
1830 19. septembra 0,388
1845 18. august 0,373
1860 17. júla 0,393
1877 5. septembra 0,377
1892 4. august 0,378
1909 24. septembra 0,392
1924 23. augusta 0,373
1939 23. júla 0,390
1956 10. septembra 0,379
1971 10. augusta 0,378
1988 22. septembra 0,394
2003 28. august 0,373
2018 27. júla 0,386
2035 15. septembra 0,382

Mars je štvrtou najvzdialenejšou od Slnka (po Merkúre, Venuši a Zemi) a siedmou najväčšou (hmotnosťou a priemerom presahuje len Merkúr) planétou slnečnej sústavy. Hmotnosť Marsu je 10,7 % hmotnosti Zeme (6,423 1023 kg oproti 5,9736 1024 kg pre Zem), jeho objem je 0,15 objemu Zeme a jeho priemerný lineárny priemer je 0,53 priemeru Zeme (6800 km ).

Topografia Marsu má mnoho jedinečných vlastností. Vyhasnutá marťanská sopka Mount Olympus je najvyššou horou slnečnej sústavy a Valles Marineris je najväčším kaňonom. Okrem toho v júni 2008 tri články publikované v časopise Nature poskytli dôkazy o najväčšom známom impaktnom kráteri v slnečnej sústave na severnej pologuli Marsu. Jeho dĺžka je 10 600 km a šírka 8 500 km, čo je asi štyrikrát viac ako najväčší impaktný kráter, ktorý bol predtým tiež objavený na Marse, blízko jeho južného pólu.

Mars má okrem podobnej topografie povrchu aj rotačné obdobie a sezónne cykly podobné ako na Zemi, no jeho klíma je oveľa chladnejšia a suchšia ako na Zemi.

Až do prvého preletu Marsu sondou Mariner 4 v roku 1965 mnohí výskumníci verili, že na jeho povrchu je tekutá voda. Tento názor bol založený na pozorovaniach periodických zmien vo svetlých a tmavých oblastiach, najmä v polárnych zemepisných šírkach, ktoré boli podobné kontinentom a moriam. Tmavé ryhy na povrchu Marsu niektorí pozorovatelia interpretovali ako zavlažovacie kanály pre tekutú vodu. Neskôr sa ukázalo, že tieto drážky boli optickým klamom.

Kvôli nízkemu tlaku nemôže voda na povrchu Marsu existovať v tekutom stave, no je pravdepodobné, že v minulosti boli podmienky iné, a preto nemožno vylúčiť prítomnosť primitívneho života na planéte. 31. júla 2008 bola objavená ľadová voda na Marse vesmírnou sondou Phoenix NASA.

Vo februári 2009 mala orbitálna prieskumná konštelácia obiehajúca okolo Marsu tri funkčné kozmické lode: Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Satellite, viac ako okolo ktorejkoľvek inej planéty okrem Zeme.

Povrch Marsu v súčasnosti preskúmali dvaja roveri: Spirit a Opportunity. Na povrchu Marsu je tiež niekoľko neaktívnych pristávacích modulov a roverov, ktoré dokončili prieskum.

Geologické údaje, ktoré zozbierali, naznačujú, že väčšinu povrchu Marsu predtým pokrývala voda. Pozorovania za posledné desaťročie odhalili slabú aktivitu gejzírov na niektorých miestach na povrchu Marsu. Podľa pozorovaní zo sondy Mars Global Surveyor časti južnej polárnej čiapky Marsu postupne ustupujú.

Mars je možné vidieť zo Zeme voľným okom. Jeho zdanlivá magnitúda dosahuje 2,91 m (pri najbližšom priblížení k Zemi), druhá v jasnosti po Jupiteri (a nie vždy počas veľkej opozície) a Venuši (ale len ráno alebo večer). Počas veľkej opozície je oranžový Mars najjasnejším objektom na nočnej oblohe Zeme, ale to sa vyskytuje iba raz za 15-17 rokov na jeden až dva týždne.

Orbitálne charakteristiky

Minimálna vzdialenosť z Marsu k Zemi je 55,76 milióna km (keď je Zem presne medzi Slnkom a Marsom), maximálna je asi 401 miliónov km (keď je Slnko presne medzi Zemou a Marsom).

Priemerná vzdialenosť od Marsu k Slnku je 228 miliónov km (1,52 AU) a doba obehu okolo Slnka je 687 pozemských dní. Dráha Marsu má pomerne výraznú excentricitu (0,0934), takže vzdialenosť od Slnka sa pohybuje od 206,6 do 249,2 miliónov km. Sklon obežnej dráhy Marsu je 1,85°.

Mars je najbližšie k Zemi počas opozície, keď je planéta v opačnom smere ako Slnko. Opozície sa opakujú každých 26 mesiacov na rôznych miestach obežnej dráhy Marsu a Zeme. Ale raz za 15-17 rokov nastanú opozície v čase, keď je Mars blízko svojho perihélia; Pri týchto takzvaných veľkých opozíciách (posledná bola v auguste 2003) je vzdialenosť k planéte minimálna a Mars dosahuje svoju najväčšiu uhlovú veľkosť 25,1" a jasnosť 2,88 m.

fyzicka charakteristika

Porovnanie veľkostí Zeme (priemerný polomer 6371 km) a Marsu (priemerný polomer 3386,2 km)

Autor: lineárna veľkosť Mars sa takmer zdvojnásobil menšia ako Zem- jeho rovníkový polomer je 3396,9 km (53,2 % zemského polomeru). Plocha povrchu Marsu je približne rovnaká ako plocha pevniny na Zemi.

Polárny polomer Marsu je približne o 20 km menší ako ten rovníkový, hoci doba rotácie planéty je dlhšia ako doba Zeme, čo dáva dôvod predpokladať, že rýchlosť rotácie Marsu sa v priebehu času mení.

Hmotnosť planéty je 6,418·1023 kg (11 % hmotnosti Zeme). Gravitačné zrýchlenie na rovníku je 3,711 m/s (0,378 Zeme); najprv úniková rýchlosť je 3,6 km/s a druhý je 5,027 km/s.

Doba rotácie planéty je 24 hodín 37 minút 22,7 sekúnd. Marťanský rok teda pozostáva z 668,6 marťanských slnečných dní (nazývaných sols).

Mars sa otáča okolo svojej osi sklonenej ku kolmici na obežnú rovinu pod uhlom 24°56?. Naklonenie rotačnej osi Marsu spôsobuje zmenu ročných období. Predlžovanie obežnej dráhy zároveň vedie k veľkým rozdielom v ich trvaní – napríklad severná jar a leto spolu trvajú 371 sólov, teda citeľne viac ako polovicu marťanského roka. Zároveň sa vyskytujú v časti obežnej dráhy Marsu, ktorá je vzdialená od Slnka. Preto je na Marse severné leto dlhé a chladné a južné krátke a horúce.

Atmosféra a klíma

Atmosféra Marsu, fotografia sondy Viking, 1976. Halleov „smajlíkový kráter“ je viditeľný vľavo

Teploty na planéte sa pohybujú od -153 na póloch v zime do viac ako 20 °C na rovníku na poludnie. Priemerná teplota je -50°C.

Atmosféra Marsu, pozostávajúca hlavne z oxidu uhličitého, je veľmi tenká. Tlak na povrchu Marsu je 160-krát menší ako na Zemi – 6,1 mbar na priemernej úrovni povrchu. Kvôli veľkému rozdielu nadmorskej výšky na Marse sa tlak na povrchu značne líši. Približná hrúbka atmosféry je 110 km.

Podľa NASA (2004) atmosféra Marsu pozostáva z 95,32 % oxidu uhličitého; ďalej obsahuje 2,7 % dusíka, 1,6 % argónu, 0,13 % kyslíka, 210 ppm vodnej pary, 0,08 % oxidu uhoľnatého, oxidu dusíka (NO) - 100 ppm, neónu (Ne) - 2, 5 ppm, poloťažkej vody vodík- deutérium-kyslík (HDO) 0,85 ppm, kryptón (Kr) 0,3 ppm, xenón (Xe) - 0,08 ppm.

Podľa údajov z pristávacieho modulu Viking (1976) sa v marťanskej atmosfére stanovilo asi 1-2% argónu, 2-3% dusíka a 95% oxidu uhličitého. Podľa údajov z družíc Mars-2 a Mars-3 je spodná hranica ionosféry vo výške 80 km, maximálna koncentrácia elektrónov 1,7 105 elektrón/cm3 sa nachádza vo výške 138 km, druhá dve maximá sú vo výškach 85 a 107 km.

Rádiové osvetlenie atmosféry na rádiových vlnách 8 a 32 cm Mars-4 AMS 10. februára 1974 ukázalo prítomnosť nočnej ionosféry Marsu s hlavným ionizačným maximom vo výške 110 km a koncentráciou elektrónov 4,6 × 103 elektrón/cm3, ako aj sekundárne maximá vo výške 65 a 185 km.

Atmosférický tlak

Podľa údajov NASA za rok 2004 je atmosférický tlak na priemernom polomere 6,36 mb. Hustota na povrchu ~0,020 kg/m3, celková hmotnosť atmosféry ~2,5·1016 kg.
Zmeniť atmosferický tlak na Marse v závislosti od dennej doby, zaznamenané pristávacím modulom Mars Pathfinder v roku 1997.

Na rozdiel od Zeme sa hmotnosť marťanskej atmosféry počas roka výrazne mení v dôsledku topenia a mrazenia polárnych čiapok obsahujúcich oxid uhličitý. Počas zimy zamrzne 20-30 percent celej atmosféry na polárnej čiapočke pozostávajúcej z oxidu uhličitého. Sezónne tlakové straty sú podľa rôznych zdrojov nasledovné hodnoty:

Podľa NASA (2004): od 4,0 do 8,7 mbar pri priemernom polomere;
Podľa Encarta (2000): 6 až 10 mbar;
Podľa Zubrina a Wagnera (1996): 7 až 10 mbar;
Podľa pristávacieho modulu Viking 1: od 6,9 do 9 mbar;
Podľa pristávacieho modulu Mars Pathfinder: od 6,7 mbar.

Hellas Impact Basin je najhlbšie miesto, kde sa na Marse nachádza najvyšší atmosférický tlak

Na mieste pristátia sondy Mars-6 v Erythraejskom mori bol zaznamenaný povrchový tlak 6,1 milibarov, čo sa v tom čase považovalo za priemerný tlak na planéte a z tejto úrovne bolo dohodnuté vypočítať výšky a hĺbky. na Marse. Podľa údajov tohto aparátu, získaných pri zostupe, sa tropopauza nachádza vo výške približne 30 km, kde je tlak 5·10-7 g/cm3 (ako na Zemi vo výške 57 km).

Oblasť Hellas (Mars) je taká hlboká, že atmosférický tlak dosahuje asi 12,4 milibarov, čo je nad trojným bodom vody (~ 6,1 mb) a pod bodom varu. Keď dosť vysoká teplota voda by tam mohla existovať v kvapalnom stave; pri tomto tlaku však voda vrie a mení sa na paru už pri +10 °C.

Na vrchole najvyššej 27 km sopky Olympus sa tlak môže pohybovať od 0,5 do 1 mbar (Zurek 1992).

Pred pristátím pristávacích modulov na povrchu Marsu bol nameraný tlak v dôsledku útlmu rádiových signálov zo sond Mariner 4, Mariner 6 a Mariner 7 pri vstupe do marťanského disku – 6,5 ± 2,0 mb na priemernej úrovni povrchu, čo je 160-krát menej ako na Zemi; rovnaký výsledok ukázali spektrálne pozorovania kozmickej lode Mars-3. Navyše v oblastiach nachádzajúcich sa pod priemernou úrovňou (napríklad v marťanskej Amazónii) tlak podľa týchto meraní dosahuje 12 mb.

Od 30. rokov 20. storočia. Sovietski astronómovia sa pokúsili určiť atmosférický tlak pomocou metód fotografickej fotometrie – rozdelením jasu pozdĺž priemeru disku v rôznych rozsahoch svetelných vĺn. Za týmto účelom francúzski vedci B. Liot a O. Dollfus uskutočnili pozorovania polarizácie svetla rozptýleného atmosférou Marsu. Súhrn optických pozorovaní publikoval americký astronóm J. de Vaucouleurs v roku 1951 a získali tlak 85 mb, takmer 15-krát nadhodnotený v dôsledku rušenia atmosférickým prachom.

Klíma

Mikroskopická fotografia 1,3 cm hematitového uzlíka urobená roverom Opportunity 2. marca 2004 ukazuje minulú prítomnosť tekutej vody

Klíma, podobne ako na Zemi, je sezónna. V chladnom období sa aj mimo polárnych čiapok môže na povrchu vytvárať slabý mráz. Prístroj Phoenix zaznamenal sneženie, no snehové vločky sa pred dosiahnutím povrchu vyparili.

Podľa NASA (2004) je priemerná teplota ~210 K (-63 °C). Podľa pristávacích modulov Viking je denný teplotný rozsah od 184 K do 242 K (-89 až -31 °C) (Viking-1) a rýchlosť vetra: 2-7 m/s (leto), 5-10 m /s (jeseň), 17-30 m/s (prašná búrka).

Podľa údajov z pristávacej sondy Mars-6 je priemerná teplota troposféry Marsu 228 K, v troposfére teplota klesá v priemere o 2,5 stupňa na kilometer a stratosféra nachádzajúca sa nad tropopauzou (30 km) má takmer konštantná teplota 144 K.

Podľa výskumníkov z Carl Sagan Center prebieha na Marse v posledných desaťročiach proces otepľovania. Iní odborníci sa domnievajú, že na takéto závery je ešte priskoro.

Existujú dôkazy, že v minulosti mohla byť atmosféra hustejšia a podnebie teplé a vlhké a na povrchu Marsu bola tekutá voda a dážď. Dôkazom tejto hypotézy je analýza meteoritu ALH 84001, ktorá ukázala, že asi pred 4 miliardami rokov bola teplota Marsu 18 ± 4 °C.

Prachoví diabli

Prachoví diabli odfotografovaní roverom Opportunity 15. mája 2005. Čísla v ľavom dolnom rohu označujú čas v sekundách od prvého záberu.

Od 70. rokov 20. storočia. V rámci programu Viking, ale aj rover Opportunity a ďalšie vozidlá boli zaznamenané početné prachové diabli. Ide o vzdušné víry, ktoré vznikajú blízko povrchu planéty a zdvíhajú do vzduchu veľké množstvo piesku a prachu. Vortexy sú často pozorované na Zemi (v anglicky hovoriacich krajinách sa im hovorí prachový diabli), ale na Marse môžu dosiahnuť oveľa väčšie veľkosti: 10-krát väčšie a 50-krát širšie ako tie na Zemi. V marci 2005 víchrica vyčistila solárne panely na roveri Spirit.

Povrch

Dve tretiny povrchu Marsu zaberajú svetlé oblasti nazývané kontinenty, asi tretinu tvoria tmavé oblasti nazývané moria. Moria sú sústredené hlavne na južnej pologuli planéty, medzi 10 a 40° zemepisnej šírky. Na severnej pologuli sú len dve veľké moria – Acidalia a Greater Syrtis.

Povaha tmavých oblastí je stále predmetom diskusie. Pretrvávajú napriek prachovým búrkam, ktoré zúria na Marse. Kedysi to podporovalo predpoklad, že tmavé oblasti sú pokryté vegetáciou. Teraz sa verí, že sú to jednoducho oblasti, z ktorých je vďaka ich topografii ľahko odfúknutý prach. Veľkoplošné snímky ukazujú, že tmavé oblasti v skutočnosti pozostávajú zo skupín tmavých pruhov a škvŕn spojených s krátermi, kopcami a inými prekážkami na ceste vetra. Sezónne a dlhodobé zmeny ich veľkosti a tvaru sú zrejme spojené so zmenou pomeru povrchových plôch pokrytých svetlou a tmavou hmotou.

Pologule Marsu sa značne líšia v povahe svojho povrchu. Na južnej pologuli je povrch 1-2 km nad priemerom a je husto posiaty krátermi. Táto časť Marsu pripomína mesačné kontinenty. Na severe je väčšina povrchu podpriemerná, je tu málo kráterov a prevažnú časť tvoria relatívne hladké pláne, pravdepodobne vytvorené lávovými záplavami a eróziou. Tento hemisférický rozdiel zostáva predmetom diskusie. Hranica medzi hemisférami sleduje približne veľkú kružnicu naklonenú 30° k rovníku. Hranica je široká a nepravidelná a tvorí svah smerom na sever. Pozdĺž nej sú najviac erodované oblasti povrchu Marsu.

Na vysvetlenie hemisférickej asymetrie boli predložené dve alternatívne hypotézy. Podľa jedného z nich sa v ranom geologickom štádiu litosférické dosky „spolu presunuli“ (možno náhodne) do jednej pologule, ako je kontinent Pangea na Zemi, a potom „zamrzli“ v tejto polohe. Ďalšia hypotéza naznačuje kolíziu medzi Marsom a kozmickým telesom veľkosti Pluta.
Topografická mapa Marsu podľa Mars Global Surveyor, 1999.

Veľký počet kráterov na južnej pologuli naznačuje, že povrch je tu prastarý – starý 3-4 miliardy rokov. Existuje niekoľko typov kráterov: veľké krátery s plochým dnom, menšie a mladšie miskovité krátery podobné Mesiacu, lemované krátery a vyvýšené krátery. Posledné dva typy sú na Marse jedinečné – lemované krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde tekuté výrony tiekli po povrchu, a vyvýšené krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde pokrývka kráterov chránila povrch pred veternou eróziou. Najväčšou črtou pôvodu nárazu je Hellas Plain (približne 2100 km v priemere).

V oblasti chaotickej krajiny v blízkosti hemisférickej hranice došlo na povrchu k veľkým oblastiam zlomov a kompresií, po ktorých niekedy nasledovala erózia (v dôsledku zosuvov pôdy alebo katastrofického úniku podzemnej vody), ako aj zaplavenie tekutou lávou. Chaotická krajina často leží na čele veľkých kanálov prerezaných vodou. Najprijateľnejšou hypotézou ich spoločného vzniku je náhle topenie podpovrchového ľadu.

Valles Marineris na Marse

Na severnej pologuli sa okrem rozsiahlych vulkanických plání nachádzajú dve oblasti veľkých sopiek – Tharsis a Elysium. Tharsis je rozľahlá vulkanická nížina s dĺžkou 2000 km, dosahujúca nadmorskú výšku 10 km nad priemerom. Nachádzajú sa na ňom tri veľké štítové sopky – Mount Arsia, Mount Pavlina a Mount Askrian. Na okraji Tharsis je hora Olymp, najvyššia na Marse a v slnečnej sústave. Olympus dosahuje výšku 27 km vzhľadom na svoju základňu a 25 km vo vzťahu k priemernej úrovni povrchu Marsu a pokrýva oblasť s priemerom 550 km, obklopenú útesmi, ktoré na niektorých miestach dosahujú výšku 7 km. Objem Olympu je 10-krát väčší ako objem najväčšej sopky na Zemi Mauna Kea. Nachádza sa tu aj niekoľko menších sopiek. Elysium – nadmorská výška až šesť kilometrov nad priemerom, s tromi sopkami – Hecate ́s Dome, Mount Elysium a Albor Dome.

Podľa iných údajov (Faure a Mensing, 2007) je výška Olympu 21 287 metrov nad zemou a 18 kilometrov nad okolitou oblasťou a priemer základne je približne 600 km. Základňa sa rozkladá na ploche 282 600 km2. Kaldera (prehĺbenina v strede sopky) je 70 km široká a 3 km hlboká.

Tharsis Rise tiež pretínajú mnohé tektonické zlomy, často veľmi zložité a rozsiahle. Najväčší z nich, Valles Marineris, sa tiahne v zemepisnej šírke takmer 4000 km (štvrtina obvodu planéty), pričom dosahuje šírku 600 a hĺbku 7-10 km; Tento zlom je svojou veľkosťou porovnateľný s východoafrickým riftom na Zemi. Na jej strmých svahoch dochádza k najväčším zosuvom pôdy v slnečnej sústave. Valles Marineris je najväčší známy kaňon v slnečnej sústave. Kaňon, ktorý v roku 1971 objavila sonda Mariner 9, by mohol pokryť celé Spojené štáty, od oceánu po oceán.

Panoráma krátera Victoria nasnímaná roverom Opportunity. Natáčalo sa tri týždne, medzi 16. októbrom a 6. novembrom 2006.

Panoráma povrchu Marsu v oblasti Husband Hill nasnímaná roverom Spirit 23. – 28. novembra 2005.

Ľad a polárne čiapky

Severná polárna čiapočka v lete, foto od Mars Global Surveyor. Dlhý široký zlom pretínajúci čiapku vľavo je severný zlom

Vzhľad Marsu sa značne líši v závislosti od ročného obdobia. V prvom rade sú markantné zmeny na polárnych ľadovcoch. Rastú a ubúdajú a vytvárajú sezónne vzory v atmosfére a povrchu Marsu. Južná polárna čiapka môže dosiahnuť zemepisnú šírku 50 °, severná - tiež 50 °. Priemer stálej časti severnej polárnej čiapky je 1000 km. Ako polárna čiapočka na jednej pologuli na jar ustupuje, rysy na povrchu planéty začínajú tmavnúť.

Polárne čiapky sa skladajú z dvoch zložiek: sezónna - oxid uhličitý a sekulárna - vodný ľad. Podľa údajov z družice Mars Express sa hrúbka čiapok môže pohybovať od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey objavila aktívne gejzíry na južnej polárnej čiapočke Marsu. Podľa expertov NASA prúdy oxidu uhličitého s jarným otepľovaním vyleteli do veľkých výšok a vzali so sebou prach a piesok.

Fotografie Marsu zobrazujúce prachovú búrku. jún – september 2001

Jarné topenie polárnych čiapok vedie k prudkému zvýšeniu atmosférického tlaku a presunu veľkých más plynu na opačnú pologuľu. Rýchlosť vetrov je v tomto prípade 10-40 m/s, miestami až 100 m/s. Vietor zdvíha z povrchu veľké množstvo prachu, čo vedie k prachovým búrkam. Silné prachové búrky takmer úplne zakrývajú povrch planéty. Prachové búrky majú citeľný vplyv na rozloženie teplôt v atmosfére Marsu.

V roku 1784 astronóm W. Herschel upozornil na sezónne zmeny veľkosti polárnych čiapok, analogicky s topením a mrazením ľadu v polárnych oblastiach Zeme. V 60. rokoch 19. storočia. Francúzsky astronóm E. Lie pozoroval vlnu tmavnutia okolo topiacej sa jarnej polárnej čiapočky, čo bolo následne interpretované hypotézou o šírení roztopenej vody a raste vegetácie. Spektrometrické merania, ktoré sa uskutočnili na začiatku 20. storočia. na Lovellovom observatóriu vo Flagstaffe od W. Slifera však nepreukázala prítomnosť línie chlorofylu, zeleného pigmentu suchozemských rastlín.

Z fotografií Mariner 7 bolo možné určiť, že polárne ľadovce sú hrubé niekoľko metrov a nameraná teplota 115 K (-158 °C) potvrdila možnosť, že pozostáva zo zamrznutého oxidu uhličitého – „suchého ľadu“.

Kopec, ktorý sa nazýva Mitchell Mountains, ktorý sa nachádza v blízkosti južného pólu Marsu, vyzerá po roztopení polárnej čiapky ako biely ostrov, keďže ľadovce v horách sa topia neskôr, a to aj na Zemi.

Údaje zo satelitu Mars Reconnaissance Satellite umožnili odhaliť výraznú vrstvu ľadu pod skalnatými sutinami na úpätí hôr. Ľadovec s hrúbkou stoviek metrov zaberá plochu tisícok štvorcových kilometrov a jeho ďalšie štúdium by mohlo poskytnúť informácie o histórii marťanskej klímy.

„riečne“ korytá a ďalšie funkcie

Na Marse je veľa geologických útvarov, ktoré pripomínajú vodnú eróziu, najmä suché korytá riek. Podľa jednej hypotézy tieto kanály mohli vzniknúť v dôsledku krátkodobých katastrofických udalostí a nie sú dôkazom dlhodobej existencie riečneho systému. Nedávne dôkazy však naznačujú, že rieky tiekli počas geologicky významných časových období. Boli objavené najmä obrátené kanály (to znamená kanály vyvýšené nad okolitou oblasťou). Na zemi podobné útvary vznikajú v dôsledku dlhodobého nahromadenia hustých spodných sedimentov s následným vysychaním a zvetrávaním okolitých hornín. Okrem toho existujú dôkazy o posúvaní kanálov v delte rieky, keď sa povrch postupne dvíha.

Na juhozápadnej pologuli, v kráteri Eberswalde, bola objavená riečna delta s rozlohou asi 115 km2. Rieka, ktorá vyplavila deltu, mala viac ako 60 km.

Údaje z Mars roverov Spirit a Opportunity NASA tiež naznačujú prítomnosť vody v minulosti (našli sa minerály, ktoré sa mohli vytvoriť len v dôsledku dlhodobého vystavenia vode). Prístroj Phoenix objavil ľadové usadeniny priamo v zemi.

Okrem toho boli na svahoch objavené tmavé pruhy, ktoré naznačujú výskyt tekutej slanej vody na povrchu v modernej dobe. Objavujú sa krátko po nástupe leta a do zimy miznú, „obtekajú“ rôzne prekážky, splývajú a rozchádzajú sa. „Je ťažké si predstaviť, že by takéto štruktúry mohli vzniknúť z niečoho iného ako z prúdenia tekutín,“ povedal vedec z NASA Richard Zurek.

Na vulkanickej vrchovine Tharsis bolo objavených niekoľko nezvyčajných hlbokých studní. Súdiac podľa snímky Mars Reconnaissance Satellite urobenej v roku 2007, jedna z nich má priemer 150 metrov a osvetlená časť steny siaha nie menej ako 178 metrov do hĺbky. Bola predložená hypotéza o sopečnom pôvode týchto útvarov.

Priming

Elementárne zloženie povrchovej vrstvy marťanskej pôdy podľa údajov z landerov nie je na rôznych miestach rovnaké. Hlavnou zložkou pôdy je oxid kremičitý (20-25%), obsahujúci prímes hydrátov oxidov železa (až 15%), dodáva pôde červenkastú farbu. Existujú významné nečistoty zlúčenín síry, vápnika, hliníka, horčíka a sodíka (niekoľko percent pre každú).

Podľa údajov zo sondy Phoenix NASA (pristátie na Marse 25. mája 2008) sa pomer pH a niektoré ďalšie parametre marťanských pôd približujú k tým na Zemi a teoreticky by na nich bolo možné pestovať rastliny. „V skutočnosti sme zistili, že pôda na Marse spĺňa požiadavky a obsahuje aj prvky potrebné na vznik a udržanie života v minulosti, súčasnosti aj budúcnosti,“ povedal vedúci chemik projektu Sam Coonaves. Aj tento zásaditý typ pôdy si podľa neho veľa ľudí nájde na „svojom dvore“ a celkom sa hodí na pestovanie špargle.

V mieste pristátia je v zemi aj značné množstvo vodného ľadu. Orbiter Mars Odyssey tiež zistil, že pod povrchom červenej planéty sa nachádzajú nánosy vodného ľadu. Neskôr tento predpoklad potvrdili aj ďalšie zariadenia, no otázka prítomnosti vody na Marse bola definitívne vyriešená v roku 2008, keď sonda Phoenix, ktorá pristála blízko severného pólu planéty, dostala vodu z marťanskej pôdy.

Geológia a vnútorná štruktúra

V minulosti dochádzalo k pohybu na Marse rovnako ako na Zemi. litosférických platní. Potvrdzujú to charakteristiky magnetického poľa Marsu, polohy niektorých sopiek napríklad v provincii Tharsis, ako aj tvar Valles Marineris. Súčasná situácia prípady, keď sopky môžu existovať oveľa dlhšie ako na Zemi a dosahujú gigantické veľkosti, naznačujú, že teraz tento pohyb s najväčšou pravdepodobnosťou chýba. Podporuje to skutočnosť, že štítové sopky rastú v dôsledku opakovaných erupcií z toho istého prieduchu počas dlhého časového obdobia. Na Zemi v dôsledku pohybu litosférických dosiek vulkanické body neustále menili svoju polohu, čo obmedzovalo rast štítových sopiek a možno im neumožňovalo dosiahnuť výšky ako na Marse. Na druhej strane, rozdiel v maximálnej výške sopiek možno vysvetliť tým, že vďaka nižšej gravitácii na Marse je možné postaviť vyššie stavby, ktoré by sa vlastnou váhou nezrútili.

Porovnanie štruktúry Marsu a iných terestrických planét

Moderné modely Vnútorná štruktúra Marsu naznačuje, že Mars pozostáva z kôry s priemernou hrúbkou 50 km (a maximálnej hrúbky až 130 km), silikátového plášťa s hrúbkou 1800 km a jadra s polomerom 1480 km. Hustota v strede planéty by mala dosiahnuť 8,5 g/cm2. Jadro je čiastočne tekuté a pozostáva prevažne zo železa s prímesou 14-17 % (hmotn.) síry a obsah ľahkých prvkov je dvakrát vyšší ako v jadre Zeme. Podľa moderných odhadov sa formovanie jadra zhodovalo s obdobím raného vulkanizmu a trvalo asi miliardu rokov. Čiastočné tavenie plášťových silikátov trvalo približne rovnaký čas. V dôsledku nižšej gravitácie na Marse je rozsah tlaku v plášti Marsu oveľa menší ako na Zemi, čo znamená, že existuje menej fázových prechodov. Predpokladá sa, že fázový prechod olivínu do spinelovej modifikácie začína v pomerne veľkých hĺbkach - 800 km (400 km na Zemi). Povaha reliéfu a ďalšie znaky naznačujú prítomnosť astenosféry pozostávajúcej zo zón čiastočne roztavenej hmoty. Pre niektoré oblasti Marsu bola zostavená podrobná geologická mapa.

Podľa pozorovaní z obežnej dráhy a analýzy zbierky marťanských meteoritov sa povrch Marsu skladá hlavne z čadiča. Existujú dôkazy, ktoré naznačujú, že na častiach povrchu Marsu je materiál bohatší na kremeň ako obyčajný čadič a môže byť podobný andezitovým horninám na Zemi. Tieto isté pozorovania však možno interpretovať v prospech prítomnosti kremenného skla. Väčšia časť hlbšej vrstvy pozostáva z granulovaného prachu oxidu železa.

Magnetické pole Marsu

V blízkosti Marsu bolo zistené slabé magnetické pole.

Podľa údajov magnetometrov staníc Mars-2 a Mars-3 je sila magnetického poľa na rovníku asi 60 gama, na póle 120 gama, čo je 500-krát slabšie ako na Zemi. Podľa údajov AMS Mars-5 bola sila magnetického poľa na rovníku 64 gama a magnetický moment bol 2,4 1022 orersted cm2.

Magnetické pole Marsu je extrémne nestabilné, na rôznych miestach planéty sa jeho sila môže líšiť 1,5 až 2 krát a magnetické póly sa nezhodujú s fyzikálnymi. To naznačuje, že železné jadro Marsu je relatívne nehybné vo vzťahu k jeho kôre, to znamená, že mechanizmus planetárneho dynama zodpovedný za magnetické pole Zeme na Marse nefunguje. Hoci Mars nemá stabilné planetárne magnetické pole, pozorovania ukázali, že časti planetárnej kôry sú zmagnetizované a že magnetické póly týchto častí sa v minulosti menili. Magnetizácia týchto častí dopadla podobne ako pásové magnetické anomálie vo svetových oceánoch.

Jedna teória, publikovaná v roku 1999 a opätovne testovaná v roku 2005 (s pomocou bezpilotného Mars Global Surveyor), tieto pruhy ukazujú doskovú tektoniku pred 4 miliardami rokov predtým, ako prestalo fungovať dynamo planéty, čo spôsobilo prudké zoslabnutie magnetického poľa. Príčiny tohto prudkého oslabenia nie sú jasné. Je predpoklad, že fungovanie dynama 4 mld. rokmi sa vysvetľuje prítomnosťou asteroidu, ktorý obiehal vo vzdialenosti 50-75 tisíc kilometrov okolo Marsu a spôsobil nestabilitu v jeho jadre. Asteroid potom klesol na Rocheovu hranicu a zrútil sa. Samotné toto vysvetlenie však obsahuje nejasnosti a vo vedeckej komunite je sporné.

Geologická história

Globálna mozaika 102 snímok orbitálnej sondy Viking 1 z 22. februára 1980.

Možno sa v dávnej minulosti v dôsledku zrážky s veľkým nebeským telesom zastavila rotácia jadra, ako aj strata hlavného objemu atmosféry. Predpokladá sa, že k strate magnetického poľa došlo asi pred 4 miliardami rokov. V dôsledku slabosti magnetického poľa preniká slnečný vietor takmer bez prekážok do atmosféry Marsu a mnohé z fotochemických reakcií pod vplyvom slnečného žiarenia, ktoré sa vyskytujú v ionosfére a vyššie na Zemi, možno na Marse pozorovať takmer v jeho samom povrch.

Geologická história Marsu zahŕňa tieto tri obdobia:

Noachovská epocha (pomenovaná podľa „Noachovej zeme“, oblasti Marsu): Vznik najstaršieho prežívajúceho povrchu Marsu. Trvalo pred 4,5 miliardami až 3,5 miliardami rokov. Počas tejto éry bol povrch zjazvený početnými impaktnými krátermi. V tomto období pravdepodobne vznikla náhorná plošina Tharsis, neskôr s intenzívnym prúdením vody.

Éra Hesperia: pred 3,5 miliardami rokov až pred 2,9 - 3,3 miliardami rokov. Táto éra je poznačená tvorbou obrovských lávových polí.

Amazonská éra (pomenovaná podľa „Amazonskej nížiny“ na Marse): pred 2,9-3,3 miliardami rokov až do súčasnosti. Oblasti vytvorené počas tejto éry majú veľmi málo meteoritových kráterov, ale inak sú úplne odlišné. V tomto období vznikla hora Olymp. V tomto čase sa lávové prúdy šírili aj v iných častiach Marsu.

Mesiace Marsu

Prirodzené satelity Mars sú Phobos a Deimos. Obe objavil americký astronóm Asaph Hall v roku 1877. Phobos a Deimos majú nepravidelný tvar a veľmi malú veľkosť. Podľa jednej hypotézy môžu predstavovať asteroidy ako (5261) Eureka z trójskej skupiny asteroidov zachytených gravitačným poľom Marsu. Satelity sú pomenované podľa postáv sprevádzajúcich boha Aresa (teda Marsa), Phobosa a Deimosa, zosobňujúce strach a hrôzu, ktoré pomáhali bohu vojny v bitkách.

Oba satelity rotujú okolo svojich osí s rovnakou periódou ako okolo Marsu, takže k planéte sú vždy otočené tou istou stranou. Slapový vplyv Marsu postupne spomaľuje pohyb Phobosu a v konečnom dôsledku povedie k pádu satelitu na Mars (ak bude súčasný trend pokračovať), prípadne k jeho rozpadu. Naopak, Deimos sa vzďaľuje od Marsu.

Oba satelity majú tvar približujúci sa k trojosovému elipsoidu, Phobos (26,6x22,2x18,6 km) je o niečo väčší ako Deimos (15x12,2x10,4 km). Povrch Deimosu sa javí oveľa hladší vďaka tomu, že väčšina kráterov je pokrytá jemnozrnným materiálom. Je zrejmé, že na Phobose, ktorý je bližšie k planéte a je masívnejší, látka vyvrhnutá počas dopadov meteoritu buď spôsobila opakované údery po povrchu, alebo spadol na Mars, zatiaľ čo na Deimos zostal dlho na obežnej dráhe okolo satelitu, postupne sa usadzoval a skrýval nerovnosti reliéfu.

Život na Marse

Populárna predstava, že Mars obývali inteligentní Marťania, sa rozšírila koncom 19. storočia.

Schiaparelliho pozorovania takzvaných kanálov v kombinácii s knihou Percivala Lowella na rovnakú tému spopularizovali myšlienku planéty, ktorej klíma sa stávala suchšou, chladnejšou, umierajúcou a na ktorej existoval staroveká civilizácia, vykonávanie závlahových prác.

Početné ďalšie pozorovania a oznámenia slávnych ľudí viedli k vzniku takzvanej „Marsovej horúčky“ okolo tejto témy. V roku 1899, pri štúdiu atmosférického rušenia rádiových signálov pomocou prijímačov na observatóriu v Colorade, vynálezca Nikola Tesla pozoroval opakujúci sa signál. Potom navrhol, že by mohlo ísť o rádiový signál z iných planét, napríklad z Marsu. V rozhovore z roku 1901 Tesla povedal, že mal predstavu, že rušenie môže byť spôsobené umelo. Hoci nedokázal rozlúštiť ich význam, bolo pre neho nemožné, aby vznikli úplnou náhodou. Podľa jeho názoru to bol pozdrav z jednej planéty na druhú.

Teslova teória spôsobila teplá podpora slávny britský fyzik William Thomson (Lord Kelvin), ktorý pri návšteve USA v roku 1902 povedal, že podľa jeho názoru Tesla zachytil signál od Marťanov vyslaných do USA. Kelvin však pred odchodom z Ameriky začal toto tvrdenie dôrazne popierať: „V skutočnosti som povedal, že obyvatelia Marsu, ak by existovali, by určite videli New York, najmä svetlo z elektriny.“

Dnes sa prítomnosť tekutej vody na jej povrchu považuje za podmienku rozvoja a udržania života na planéte. Existuje tiež požiadavka, aby sa obežná dráha planéty nachádzala v takzvanej obývateľnej zóne, ktorá pre Slnečnú sústavu začína za Venušou a končí poloväčšou osou obežnej dráhy Marsu. Počas perihélia sa Mars nachádza v tejto zóne, ale tenká atmosféra s nízkym tlakom zabraňuje výskytu tekutej vody na veľkej ploche na dlhú dobu. Nedávne dôkazy naznačujú, že akákoľvek voda na povrchu Marsu je príliš slaná a kyslá na to, aby podporovala trvalý život podobný Zemi.

Chýbajúca magnetosféra a extrémne tenká atmosféra Marsu sú tiež výzvou na podporu života. Na povrchu planéty je veľmi slabý pohyb tepelných tokov, je slabo izolovaný od bombardovania časticami slnečného vetra, navyše pri zahriatí sa voda okamžite odparuje a obchádza kvapalné skupenstvo v dôsledku nízkeho tlaku. Mars je tiež na prahu tzv. „geologická smrť“. Koniec sopečnej činnosti zrejme zastavil cirkuláciu minerálov a chemických prvkov medzi povrchom a vnútrom planéty.

Dôkazy naznačujú, že planéta bola predtým oveľa náchylnejšia na podporu života ako teraz. Dodnes sa však na ňom nenašli žiadne zvyšky organizmov. Program Viking, ktorý sa uskutočnil v polovici 70-tych rokov, uskutočnil sériu experimentov na detekciu mikroorganizmov v pôde Marsu. Prinieslo to pozitívne výsledky, ako napríklad dočasné zvýšenie emisií CO2, keď sa častice pôdy umiestnia do vody a pestovateľského média. Potom však niektorí vedci spochybnili tento dôkaz života na Marse [kto?]. To viedlo k ich zdĺhavému sporu s vedcom z NASA Gilbertom Levinom, ktorý tvrdil, že Viking objavil život. Po prehodnotení údajov Viking vo svetle moderných vedecké poznatky o extrémofiloch sa zistilo, že uskutočnené experimenty neboli dostatočne pokročilé na to, aby odhalili tieto formy života. Navyše tieto testy mohli dokonca zabiť organizmy, aj keď boli obsiahnuté vo vzorkách. Testy vykonané v rámci programu Phoenix ukázali, že pôda má veľmi zásadité pH a obsahuje horčík, sodík, draslík a chlorid. Živiny v pôde je dostatok na podporu života, ale formy života musia byť chránené pred intenzívnym ultrafialovým svetlom.

Je zaujímavé, že v niektorých meteoritoch marťanského pôvodu boli nájdené útvary, ktoré majú tvar najjednoduchších baktérií, hoci sú svojou veľkosťou podradnejšie ako najmenšie pozemské organizmy. Jedným z takýchto meteoritov je ALH 84001, nájdený v Antarktíde v roku 1984.

Na základe pozorovaní zo Zeme a údajov zo sondy Mars Express bol v atmosfére Marsu objavený metán. V podmienkach Marsu sa tento plyn rozkladá pomerne rýchlo, takže musí existovať stály zdroj doplňovania. Takýmto zdrojom by mohla byť buď geologická aktivita (na Marse však neboli nájdené žiadne aktívne sopky), alebo aktivita baktérií.

Astronomické pozorovania z povrchu Marsu

Po pristátí automatických vozidiel na povrchu Marsu bolo možné vykonávať astronomické pozorovania priamo z povrchu planéty. Vzhľadom na astronomickú polohu Marsu v slnečnej sústave, vlastnosti atmosféry, obežnú dobu Marsu a jeho satelitov sa obraz nočnej oblohy Marsu (a astronomických javov pozorovaných z planéty) líši od toho na Zemi a v mnohých ohľadoch vyzerá nezvyčajne a zaujímavo.

Farba oblohy na Marse

Počas východu a západu slnka má marťanská obloha v zenite červeno-ružovú farbu a v bezprostrednej blízkosti slnečného disku - od modrej po fialovú, čo je úplne opačné ako na obrázku pozemských úsvitov.

Na poludnie je obloha Marsu žltooranžová. Dôvodom takýchto rozdielov od farebná škála Zemská obloha – vlastnosti tenkej, riedkej atmosféry Marsu obsahujúcej suspendovaný prach. Rayleighov rozptyl lúčov na Marse (ktorý je na Zemi príčinou modrá farba obloha) hrá nevýznamnú úlohu, jej účinok je slabý. Žlto-oranžová farba oblohy je pravdepodobne spôsobená aj prítomnosťou 1% magnetitu v prachových časticiach neustále suspendovaných v atmosfére Marsu a vyvolaných sezónnymi prachovými búrkami. Súmrak začína dlho pred východom slnka a trvá dlho po západe slnka. Niekedy farba marťanskej oblohy nadobudne fialový odtieň v dôsledku rozptylu svetla na mikročasticiach vodného ľadu v oblakoch (ten je pomerne zriedkavý jav).

Slnko a planéty

Uhlová veľkosť Slnka pozorovaná z Marsu je menšia ako uhlová veľkosť viditeľná zo Zeme a je 2/3 druhej. Merkúr z Marsu bude prakticky nedostupný na pozorovanie voľným okom pre jeho extrémnu blízkosť k Slnku. Najjasnejšou planétou na oblohe Marsu je Venuša, na druhom mieste je Jupiter (jeho štyri najväčšie satelity možno pozorovať aj bez ďalekohľadu) a na treťom mieste Zem.

Zem vo vzťahu k Marsu je vnútorná planéta, rovnako ako Venuša pre Zem. V súlade s tým je Zem z Marsu pozorovaná ako ranná alebo večerná hviezda, ktorá vychádza pred úsvitom alebo je viditeľná na večernej oblohe po západe slnka.

Maximálne predĺženie Zeme na oblohe Marsu bude 38 stupňov. Voľným okom bude Zem viditeľná ako jasná (maximálna viditeľná magnitúda asi -2,5) zelenkastá hviezda, vedľa ktorej bude dobre viditeľná žltkastá a slabšia (asi 0,9) hviezda Mesiaca. Cez ďalekohľad oba objekty ukážu rovnaké fázy. Otáčanie Mesiaca okolo Zeme bude z Marsu pozorované nasledovne: pri maximálnej uhlovej vzdialenosti Mesiaca od Zeme je možné voľným okom ľahko oddeliť Mesiac a Zem: po týždni sa „hviezdy“ Mesiac a Zem splynú do jedinej hviezdy, ktorú nemožno oddeliť okom, po ďalšom týždni bude Mesiac opäť viditeľný v maximálnej vzdialenosti, ale na druhej strane od Zeme. Z času na čas sa pozorovateľovi na Marse podarí vidieť prechod (prechod) Mesiaca cez zemský kotúč alebo naopak prekrytie Mesiaca zemským kotúčom. Maximálna zdanlivá vzdialenosť Mesiaca od Zeme (a ich zdanlivá jasnosť) pri pozorovaní z Marsu sa bude výrazne líšiť v závislosti od relatívnych polôh Zeme a Marsu, a teda od vzdialenosti medzi planétami. V období opozície to bude asi 17 minút oblúka, pri maximálnej vzdialenosti medzi Zemou a Marsom - 3,5 minúty oblúka. Zem, podobne ako ostatné planéty, budeme pozorovať v pásme súhvezdí Zodiaka. Astronóm na Marse bude tiež môcť pozorovať prechod Zeme cez disk Slnka, najbližšie k tomu dôjde 10. novembra 2084.

Satelity - Phobos a Deimos


Prechod Phobosu cez slnečný disk. Fotografie z Opportunity

Phobos pri pozorovaní z povrchu Marsu má zdanlivý priemer asi 1/3 mesačného disku na zemskej oblohe a zdanlivú magnitúdu asi -9 (približne rovnaký ako Mesiac vo fáze prvej štvrtiny). Phobos vychádza na západe a zapadá na východe, aby sa opäť zdvihol o 11 hodín neskôr, čím prekračoval marťanskú oblohu dvakrát denne. Pohyb tohto rýchleho mesiaca po oblohe bude počas noci ľahko viditeľný, rovnako ako meniace sa fázy. Voľným okom bude možné rozoznať najväčší reliéfny útvar Phobos – kráter Stickney. Deimos vychádza na východe a zapadá na západe, javí sa ako jasná hviezda bez viditeľného viditeľného disku s magnitúdou -5 (o niečo jasnejšia ako Venuša na pozemskej oblohe), pomaly prechádzajúca oblohou v priebehu 2,7 marťanského dňa. Oba satelity je možné pozorovať na nočnej oblohe súčasne, v tomto prípade sa Phobos presunie smerom k Deimosu.

Phobos aj Deimos sú dostatočne jasné na to, aby objekty na povrchu Marsu v noci vrhali jasné tiene. Oba satelity majú relatívne nízky sklon obežnej dráhy k rovníku Marsu, čo znemožňuje ich pozorovanie vo vysokých severných a južných šírkach planéty: napríklad Phobos nikdy nevystúpi nad horizont severne od 70,4° severnej šírky. w. alebo južne od 70,4° j. š. sh.; pre Deimos sú tieto hodnoty 82,7° N. w. a 82,7° S. w. Na Marse možno pozorovať zatmenie Phobosu a Deimosu pri vstupe do tieňa Marsu, ako aj zatmenie Slnka, ktoré je len prstencové kvôli malým uhlovým rozmerom Phobosu v porovnaní so slnečným kotúčom.

Nebeská sféra

Severný pól na Marse sa v dôsledku sklonu osi planéty nachádza v súhvezdí Labuť (rovníkové súradnice: rektascenzia 21h 10m 42s, deklinácia +52° 53,0? a nie je označený jasnou hviezdou: najbližšie k pól je slabá hviezda šiestej magnitúdy BD +52 2880 (iné jej označenia sú HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Južný nebeský pól (súradnice 9h 10m 42s a -52° 53,0) sa nachádza pár stupňov od hviezdy Kappa Parus (zdanlivá magnitúda 2,5) - jeho v zásade možno považovať za hviezdu južného pólu Marsu.

Zodiakálne súhvezdia ekliptiky Marsu sú podobné tým, ktoré sú pozorované zo Zeme, s jedným rozdielom: pri pozorovaní ročného pohybu Slnka medzi súhvezdiami (ako iné planéty vrátane Zeme) opúšťa východnú časť súhvezdia Rýb , bude prechádzať 6 dní cez severnú časť súhvezdia Cetus pred tým, ako znovu vstúpiť do západných Rýb.

História prieskumu Marsu

Skúmanie Marsu sa začalo už dávno, pred 3,5 tisíc rokmi, v starovekom Egypte. Prvé podrobné správy o polohe Marsu zostavili babylonskí astronómovia, ktorí vyvinuli množstvo matematických metód na predpovedanie polohy planéty. Pomocou údajov od Egypťanov a Babylončanov vyvinuli starí grécki (helénisti) filozofi a astronómovia podrobný geocentrický model na vysvetlenie pohybu planét. O niekoľko storočí neskôr odhadli indickí a islamskí astronómovia veľkosť Marsu a jeho vzdialenosť od Zeme. V 16. storočí Mikuláš Koperník navrhol heliocentrický model na opis slnečnej sústavy s kruhovými dráhami planét. Jeho výsledky revidoval Johannes Kepler, ktorý zaviedol presnejšiu eliptickú dráhu Marsu, ktorá sa zhoduje s pozorovanou dráhou.

V roku 1659 Francesco Fontana pri pohľade na Mars cez ďalekohľad urobil prvú kresbu planéty. Znázornil čiernu škvrnu v strede jasne definovanej gule.

V roku 1660 boli k čiernej škvrne pridané dve polárne čiapky, ktoré pridal Jean Dominique Cassini.

V roku 1888 Giovanni Schiaparelli, ktorý študoval v Rusku, dal krstné mená jednotlivým povrchovým útvarom: moria Afrodity, Erythraean, Jadran, Cimmerian; jazerá Sun, Lunnoe a Phoenix.

Rozkvet teleskopických pozorovaní Marsu nastal v r koniec XIX- polovica 20. storočia. Je to z veľkej časti spôsobené záujmom verejnosti a známymi vedeckými spormi okolo pozorovaných marťanských kanálov. Z astronómov predvesmírnej éry, ktorí v tomto období vykonávali teleskopické pozorovania Marsu, sú najznámejší Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, L. Eddy, Tikhov, Vaucouleurs. Práve oni položili základy areografie a zostavili prvé podrobné mapy povrchu Marsu – hoci sa ukázali ako takmer úplne nesprávne potom, čo na Mars prileteli automatické sondy.

Kolonizácia Marsu

Odhadovaný vzhľad Marsu po terraformácii

Prírodné podmienky relatívne blízke tým na Zemi túto úlohu o niečo uľahčujú. Najmä na Zemi sú miesta, v ktorých sú prírodné podmienky podobné tým na Marse. Extrémne nízke teploty v Arktíde a Antarktíde sú porovnateľné aj s najnižšími teplotami na Marse a na rovníku Marsu v r. letné mesiace Môže byť teplo (+20 °C) ako na Zemi. Na Zemi sú aj púšte, ktoré sú vzhľadom podobné marťanskej krajine.

Medzi Zemou a Marsom sú však značné rozdiely. Najmä magnetické pole Marsu je približne 800-krát slabšie ako Zemské. Spolu so riedkou (stokrát v porovnaní so Zemou) atmosférou to zvyšuje množstvo ionizujúceho žiarenia dopadajúceho na jej povrch. Merania uskutočnené americkým bezpilotným prostriedkom Mars Odyssey ukázali, že radiačné pozadie na obežnej dráhe Marsu je 2,2-krát vyššie ako radiačné pozadie v medzinárodnom vesmírna stanica. Priemerná dávka bola približne 220 miliradov za deň (2,2 miliray za deň alebo 0,8 šedej za rok). Množstvo žiarenia prijatého v dôsledku pobytu v takomto pozadí počas troch rokov sa približuje stanoveným bezpečnostným limitom pre astronautov. Na povrchu Marsu je radiačné pozadie o niečo nižšie a dávka je 0,2-0,3 Gy za rok, výrazne sa mení v závislosti od terénu, nadmorskej výšky a miestnych magnetických polí.

Chemické zloženie minerálov bežných na Marse je rozmanitejšie ako iné minerály nebeských telies blízko Zeme. Podľa korporácie 4Frontiers je ich dosť na to, aby zásobovali nielen samotný Mars, ale aj Mesiac, Zem a pás asteroidov.

Doba letu zo Zeme na Mars (pri súčasných technológiách) je 259 dní v poloelipse a 70 dní v parabole. Na komunikáciu s potenciálnymi kolóniami možno využiť rádiovú komunikáciu, ktorá má pri najbližšom priblížení planét (čo sa opakuje každých 780 dní) oneskorenie 3-4 minúty v každom smere a cca 20 minút. v maximálnej vzdialenosti planét; pozri Konfigurácia (astronómia).

Dodnes žiadny praktické kroky neboli vyvinuté žiadne snahy o kolonizáciu Marsu, ale vývoj kolonizácie prebieha, napríklad projekt Centenary Spaceship, vývoj obývateľného modulu na pobyt na planéte Deep Space Habitat.

V našej pôvodnej slnečnej sústave existuje široká škála kozmických telies. Hovoríme im planéty, no každá z nich má svoje vlastné, jedinečné vlastnosti. Prvé štyri, ktoré sa nachádzajú najbližšie k hviezde, sú teda zahrnuté do kategórie „pozemských planét“. Majú jadro, plášť, pevný povrch a atmosféru. Ďalší štyria sú plynní obri, ktorí majú iba jadro pokryté širokou škálou plynov. Ale na programe máme Mars a Zem. Porovnávanie týchto dvoch planét bude zábavné a vzrušujúce, najmä preto, že obe sú pozemskými planétami.

Úvod

Astronómovia minulosti po objavení Marsu verili, že táto planéta je najbližším príbuzným Zeme. Prvé porovnania Marsu a Zeme sú spojené so systémom kanálov videných cez ďalekohľad, ktorý obklopoval červenú planétu. Mnohí si boli istí, že tam je voda a v dôsledku toho organický život. Je pravdepodobné, že pred miliónmi rokov mal tento objekt v slnečnej sústave podmienky podobné tým na Zemi dnes. Teraz sa však viac než presne zistilo, že Mars je červená púšť. Napriek tomu sú porovnania medzi Zemou a Marsom obľúbenou témou astronómov dodnes. Štúdiom štrukturálnych prvkov a rotácie nášho najbližšieho suseda veria, že túto planétu bude možné čoskoro kolonizovať. Existujú však nuansy, ktoré ľudstvu zatiaľ bránia v tomto kroku. O tom, čo sú a aké sú, sa dozvieme nakreslením analógie na všetky body medzi našou rodnou Zemou a tajomným susedným Marsom.

Hmotnosť, veľkosť

Tieto ukazovatele sú najdôležitejšie, preto začneme Marsom a Zemou. Dokonca aj v detských knihách o astronómii sme si všetci všimli, že červená planéta je o niečo menšia ako naša, asi jeden a pol krát. Pozrime sa na tento rozdiel v konkrétnych číslach.

  • Priemerný polomer Zeme je 6371 km a pre Mars je to 3396 km.
  • Objem našej domovskej planéty je 1,08321 x 10 12 km 3, zatiaľ čo objem Marsu sa rovná 1,6318 × 10¹¹ km³, čo znamená, že je to 0,151 objemu Zeme.

Hmotnosť Marsu je tiež menšia v porovnaní so Zemou a tento ukazovateľ sa radikálne líši od predchádzajúceho. Zem váži 5,97 x 10 24 kg a červená planéta sa uspokojí len s 15 percentami tohto čísla, konkrétne 6,4185 x 10 23 kg.

Orbitálne vlastnosti

Z tých istých detských učebníc astronómie vieme, že Mars je vďaka tomu, že je od Slnka vzdialenejší ako Zem, nútený kráčať po väčšej obežnej dráhe. V skutočnosti je asi dvakrát taká veľká ako Zem a rok na červenej planéte je dvakrát dlhší. Z toho môžeme usúdiť, že toto vesmírne teleso rotuje rýchlosťou porovnateľnou so Zemou. Je ale dôležité poznať tieto údaje v presných číslach. Vzdialenosť Zeme od Slnka je 149 598 261 km, no Mars sa od našej hviezdy nachádza vo vzdialenosti 249 200 000 000 km, čo je takmer dvojnásobok. Obežný rok v kráľovstve prašnej a červenej púšte je 687 dní (pamätáme si, že na zemi rok trvá 365 dní).

Je dôležité poznamenať, že hviezdna rotácia týchto dvoch planét je takmer rovnaká. Deň na Zemi má 23 hodín a 56 minút a na Marse 24 hodín a 40 minút. Axiálny sklon nemožno ignorovať. Pre Zem je charakteristický indikátor 23 stupňov a pre Mars - 25,19 stupňov. Je pravdepodobné, že na planéte môže byť sezónnosť.

Zloženie a štruktúra

Porovnanie Marsu a Zeme by bolo neúplné, ak by sa ignorovala štruktúra a hustota týchto dvoch planét. Ich štruktúra je identická, keďže obe patria do terestriálnej skupiny. V samom strede je jadro. Na Zemi pozostáva z niklu a kovu a polomer jeho gule je 3500 km. Marťanské jadro má rovnaké zloženie, ale jeho sférický polomer je 1800 km. Potom majú obe planéty silikátový plášť, po ktorom nasleduje hustá kôra. Zemská kôra sa ale od marťanskej líši prítomnosťou unikátneho prvku – žuly, ktorý sa nikde inde vo vesmíre nenachádza. Dôležité je podotknúť, že hĺbka je v priemere 40 km, pričom marťanská kôra dosahuje hĺbku až 125 km. Priemer je 5,514 gramu na meter kubický a Mars 3,93 gramu na meter kubický.

Teplota a atmosféra

V tomto bode čelíme zásadným rozdielom medzi dvoma susednými planétami. Ide o to, že v slnečnej sústave je iba jedna Zem vybavená veľmi hustým vzduchovým plášťom, ktorý na planéte udržuje jedinečnú mikroklímu. Porovnanie atmosféry Zeme a Marsu by teda malo začať tým, že v prvej vrstve vzduchu má zložitú päťstupňovú štruktúru. Všetci sme sa učili v škole termíny ako stratosféra, exosféra atď. Zemská atmosféra pozostáva zo 78 percent dusíka a 21 percent kyslíka. Na Marse je len jedna vrstva, veľmi tenká, ktorá pozostáva z 96 percent oxidu uhličitého, 1,93 % argónu a 1,89 % dusíka.

To spôsobilo aj rozdiel teplôt. Na Zemi je priemer +14 stupňov. Vystúpi maximálne na +70 stupňov a klesne na -89,2. Na Marse je oveľa chladnejšie. Priemerná teplota je -46 stupňov, pričom minimum je 146 pod nulou a maximum je 35 so značkou +.

Gravitácia

Toto slovo obsahuje celú podstatu našej existencie na modrej planéte. Je to jediný v slnečnej sústave, ktorý dokáže poskytnúť gravitačnú silu prijateľnú pre život ľudí, zvierat a rastlín. Mylne sme sa domnievali, že na iných planétach nie je žiadna gravitácia, ale stojí za to povedať, že gravitácia tam je, len nie taká silná ako tá naša. Gravitácia na Marse je takmer trikrát menšia ako na Zemi. Ak máme taký indikátor ako G - to znamená, že gravitačné zrýchlenie sa rovná 9,8 m/s na druhú, potom na červenej púštnej planéte sa rovná 3,711 m/s na druhú. Áno, môžete chodiť po Marse, ale, bohužiaľ, nebudete môcť chodiť po Marse bez špeciálneho obleku s nákladmi.

Satelity

Jediným satelitom Zeme je Mesiac. Nielenže sprevádza našu planétu na jej tajomnom vesmírna cesta, ale je tiež zodpovedný za mnoho prírodných procesov v živote, napríklad za príliv a odliv. Mesiac je v súčasnosti aj najprebádanejším kozmickým telesom, keďže je k nám najbližšie. Eskorty Marsu - Satelity boli objavené v roku 1877 a pomenované po synoch boha vojny Aresa (v preklade „strach“ a „hrôza“). Je veľmi pravdepodobné, že ich vytiahla gravitácia červenej planéty z prstenca asteroidov, keďže ich zloženie je identické so všetkými ostatnými horninami obiehajúcimi medzi Marsom a Jupiterom.

Medzi všetkými planétami má Mars svoju vlastnú klimatické podmienky najbližšie k Zemi. Napriek negatívnym výsledkom prvých experimentov na hľadanie života na Marse sa tento problém stále považuje za otvorený. V 19. a 20. stor. Astronómovia intenzívne študovali Mars pomocou pozemných ďalekohľadov, pričom verili, že na jeho povrchu je prinajmenšom rastlinný život. Za posledných 40 rokov bol Mars intenzívne študovaný pomocou medziplanetárnych sond bez zastavenia jeho pozorovaní pozemnými a vesmírnymi teleskopmi. Niet pochýb o tom, že Mars bude prvou planétou, ktorú navštívia expedície s ľudskou posádkou.

Tabuľka: Základné údaje o Marse
Tabuľka 1. ZÁKLADNÉ ÚDAJE O MARSE
Priemerná vzdialenosť od Slnka 1 524 a.u.
Orbitálna excentricita 0,093
Sklon rovníka k obežnej dráhe 25,2°
Rovníkový polomer 3394 km
Hmotnosť 0,107 hmotnosti Zeme
Priemerná hustota 3,94 g/cm3
Gravitácia 0,38 pozemská moc gravitácia
Obdobie rotácie 24 hodín 37 min. 23 sek.
Dĺžka slnečného dňa 24 hodín 39 min. 35 sek.
Dĺžka roka 1,88 pozemského roka
Atmosféra riedený (95 % oxidu uhličitého, 2,5 % dusíka, 1,6 % argónu)
Magnetické pole veľmi slabá
Satelity Phobos a Deimos.

Pohyb Marsu.

Mars patrí z pohľadu pozemského pozorovateľa k „horným“ planétam: spolu s obrovskými planétami (Jupiter, Saturn, Urán a Neptún), ako aj trpasličím „dvojplanétom“ Plutom sa Mars pohybuje za hranicami Zeme. obežná dráha. Vo vnútri obežnej dráhy Zeme, bližšie k Slnku, sa pohybujú dve „vnútorné“ planéty – Merkúr a Venuša. Mars je však podľa fyzikálnych vlastností zaradený do skupiny terestrických planét (Merkúr, Venuša, Zem a Mars). Terestrické planéty sú si navzájom podobné v tom, že sú to malé, skalnaté a pomerne husté telesá. Otáčajú sa relatívne pomaly okolo svojich osí, nemajú prstence a majú málo satelitov alebo žiadne: štyri planéty tejto skupiny majú celkovo len tri satelity – Zemský Mesiac a marťanský Phobos a Deimos.

V histórii astronómie zohralo štúdium pohybu Marsu osobitnú úlohu: pomocou dlhodobých pozorovaní pohybu Marsu voči hviezdam Tycha Braheho sa Johannesovi Keplerovi podarilo prvýkrát správne určiť tvar planétových dráh. čas. Dokázal, že dráha Marsu je elipsa. Keplerovi sa to podarilo len preto, že elipticita obežnej dráhy Marsu je pomerne vysoká, výrazne vyššia ako u všetkých planét dostupných na podrobné pozorovanie v predteleskopickej ére.

Obežná doba Marsu je približne 687 pozemských dní alebo približne 670 marťanských dní, čo je len o niečo dlhšie ako pozemské dni ( cm. tabuľky 1). Rovnaká vzájomná poloha Marsu, Zeme a Slnka sa opakuje v priemere každých 780 dní. - Toto je synodické obdobie revolúcie Marsu. Najmä opozície Marsu sa vyskytujú s takou frekvenciou, počas ktorej je pozorovaný zo Zeme približne v bode oproti Slnku; odtiaľ pochádza pojem – opozícia Marsu a Slnka na zemskej oblohe. Počas týchto období je Mars obzvlášť vhodný na štúdium jeho povrchu pomocou ďalekohľadu.

V závislosti od ročného obdobia, t.j. z polohy Zeme na obežnej dráhe môže byť v momente opozície vzdialenosť k Marsu od 56 do 101 miliónov km. Ak dôjde ku konfrontácii v júli až septembri, potom je vzdialenosť 56–60 miliónov km; takéto blízke konfrontácie sa nazývajú veľké ( cm. VEĽKÉ PROTIPOZÍCIE MARSU). V týchto chvíľach priemer disku Marsu viditeľného zo Zeme dosahuje 25I a jas stúpne na 2,5 magnitúdy, čo je porovnateľné s jasom Jupitera a na druhom mieste za Venušou.

K sezónnym zmenám na Marse dochádza počas celého roka podobne ako na Zemi: sklon rovníka k rovine obežnej dráhy pre Mars je 25,2°, pre Zem 23,4°. Rok Marsu je rozdelený na štyri ročné obdobia podľa momentov rovnodenností a slnovratov: od jarnej rovnodennosti po letný slnovrat – jar atď. Keďže obežná dráha Marsu okolo Slnka je dvakrát dlhšia ako Zeme, ročné obdobia sú tiež dvakrát dlhšie. Navyše trvanie marťanských ročných období sa od seba líši viac ako tie pozemské. Dôvodom je výrazná elipticita marťanskej obežnej dráhy, a preto sa Mars v rôznych bodoch svojej obežnej dráhy pohybuje rôznou rýchlosťou. Napríklad na južnej pologuli Marsu trvá jar 146 pozemských dní, leto – 160 dní, jeseň – 199 dní, zima – 182 dní.

Počas severnej jari je Mars vo väčšej vzdialenosti od Slnka (v aféliovej oblasti obežnej dráhy), a preto slnečné žiarenie, dopadajúce na planétu v tomto období tvorí len 70 % žiarenia v období jej najbližšej polohy k Slnku (v perihéliu). Keď Mars prechádza perihéliom, priemerná povrchová teplota na dennej pologuli planéty je o 25–30 stupňov vyššia ako na aféliu. Z tohto dôvodu je jeseň a zima na severnej pologuli Marsu menej krutá ako na južnej a južné leto je na rozdiel od severnej teplejšie.

Príroda Marsu.

Mars je dvakrát väčší ako Mesiac a polovičný ako Zem. Gravitačná sila na povrchu Marsu je presne medzi silou Zeme a Mesiaca. Priemerná hustota Marsu je tiež medzi hustotou Mesiaca a Zeme, aj keď bližšie k lunárnej. A ešte jedna kvalita spája Mesiac a Mars: ide o najštudovanejšie (po Zemi) objekty v slnečnej sústave.

Mars je však aj v období veľkej opozície od nás 150-krát ďalej ako Mesiac, takže jeho štúdium pomocou tradičných astronomických metód predstavuje zložitý problém. Napriek tomu pred začiatkom vesmírneho veku astronómovia presne zmerali dĺžku marťanského dňa, zostavili hrubú mapu povrchu Marsu a objavili atmosféru pozostávajúcu najmä z oxidu uhličitého. Povrchová teplota Marsu bola nameraná pomerne presne, ktorá sa podľa očakávania ukázala byť nižšia ako na Zemi a rovná sa približne –30 °C (priemerná teplota na Zemi je asi +15 °C).

Merania z automatických staníc – umelých satelitov Marsu – tieto údaje výrazne spresnili. Priemerná teplota bola ešte nižšia, okolo -60°C. V lete pri rovníku stúpa k nule, no v zime v polárnych oblastiach klesá na –150° C. Denné rozdiely povrchovej teploty sú vďaka riedkej atmosfére veľmi veľké: až 70 stupňov. Avšak už v malej hĺbke pôdy, asi 25 cm, sa teplota počas dňa a dokonca aj počas roka mení málo; v trópoch sa blíži k –60 °C.

Astronómovia vždy priťahovali veľkú pozornosť k jasne bielym škvrnám nachádzajúcim sa v polárnych oblastiach Marsu. Ak začnete koncom zimy pozorovať polárnu čiapočku na niektorej z pologúľ Marsu, všimnete si, že spočiatku zaberá veľmi veľký priestor, približne 10 miliónov km 2 , no postupom času sa začína zmenšovať, najskôr pomaly, a potom stále rýchlejšie. V polovici jari sa objavia tmavé pruhy, ktoré rozdeľujú polárnu čiapočku na množstvo oddelených oblastí s rôznym jasom. Od hlavnej hmoty sú na okrajoch oddelené malé plochy, ktoré po chvíli postupne miznú. Počas leta sa polárna čiapočka naďalej zmenšuje a stáva sa veľmi malou. Koncom leta sa nad polárnou oblasťou objavujú belavé rozmazané škvrny, ktoré rýchlo pribúdajú a čoskoro sa rozšíria do celej polárnej oblasti a čiastočne aj do miernych zemepisných šírok. Tento ľahký, pohyblivý opar pretrváva počas jesene a zimy a rozptýli sa až ku koncu zimy. Potom sa veľká polárna čiapočka opäť zviditeľní, najprv mierne stmavne a potom sa rozjasní biela farba a pokrýva, ako na konci predchádzajúceho roka, významnú oblasť.

Povaha severných a južných polárnych čiapok je odlišná. Severná čiapka je väčšia a pozostáva hlavne z vodného ľadu, zatiaľ čo južná čiapka pozostáva hlavne zo zamrznutého oxidu uhličitého. Dôvodom je rozdiel priemerná teplota a dĺžka ročných období na severnej a južnej pologuli. Hrúbka snehovej pokrývky na väčšine povrchu polárnych čiapok nepresahuje niekoľko centimetrov.

V stredných zemepisných šírkach je povrch Marsu bez snehovej pokrývky dosť svetlý a väčšinou má červeno-oranžový odtieň. Tieto oblasti sa nazývajú „púšte“; ich farba je určená prítomnosťou hydrátov oxidov železa, tvoriacich vrstvu červeného prášku na zrnkách silikátového piesku - hlavnej zložky povrchu. Bližšie k rovníku sú zeleno-sivé škvrny („more“), ktoré vo všeobecnosti zaberajú asi tretinu povrchu; s nástupom jari stmavnú. V minulosti sa predpokladalo, že ide o bažinaté pláne, ale teraz je celkom jasné, že na Marse nie sú žiadne rozsiahle otvorené vodné plochy.

Povrch Marsu je veľmi nerovný, výškový rozdiel na ňom dosahuje 30 km. Na Zemi je to výrazne menšie: od spodnej časti priekopy Mariana po vrchol Everestu je to asi 20 km. Za referenčnú úroveň nadmorskej výšky na Marse sa zvyčajne považuje ekvipotenciálny povrch s atmosférickým tlakom 6,1 mbar. Tento tlak na stavovom diagrame vody zodpovedá „trojitému bodu“: pri viac vysoký krvný tlak Voda môže byť v troch skupenstvách agregácie (v závislosti od teploty) – tuhá, kvapalná a plynná. Ak je však tlak nižší, ľad sa po zahriatí okamžite zmení na paru a obíde kvapalnú fázu. V najvýznamnejších nadmorských výškach Marsu je atmosférický tlak asi 3 mbar a na dne kaňonov - asi 10 mbar; tam môže byť voda v tekutom stave.

V priemere je tlak na povrchu Marsu takmer 200-krát nižší ako normálny atmosférický tlak na povrchu Zeme pri hladine mora a je blízky tlaku vo výške 40 km, kde na Zemi nevznikajú lietadlá a balóny. . Atmosféra Marsu je veľmi suchá. Hrúbka podmienečne nanesenej vrstvy vody v nej je len asi 0,05 mm, dokonca aj v blízkosti topiacej sa polárnej čiapky na vrchole leta (v zemskej atmosfére je vrstva vody stokrát väčšia). Ako sa vzďaľujete od topiacej sa polárnej čiapočky, množstvo pary v atmosfére klesá na niekoľko mikrometrov.

Už prvé snímky z automatických staníc však ukázali, že niektoré detaily marťanského reliéfu vďačia za svoj pôvod vodným tokom. Napríklad kľukaté koryto starej marťanskej rieky Nergal s jej prítokmi. Jeho dĺžka dosahuje 400 km. V údolí Nergal už dlho nie je voda. Rieka zrejme tiekla do obrovskej nádrže tvorenej širokou nížinou v oblasti Uzboy Canyonu a reťazca kráterov Holden Hale. Kľukatý tvar Nergalu pripomína korytá pozemských riek. Boli objavené ďalšie údolia rovnakého charakteru, čo naznačuje, že vodné toky kedysi zúrili na suchej planéte Mars.

Je však možné, že aj dnes na Marse občas tečú „prúdy“. Naznačujú to snímky s vysokým rozlíšením prenášané z obežnej dráhy Marsu na posledné roky kozmická loď "Mars Global Surveyor" a "Mars Odyssey" (USA). Na svahoch niektorých dolín a kráterov boli objavené objekty nového typu; možno sú to vodné alebo vodno-bahnité toky, ktoré vznikajú v týchto dňoch doslova pred našimi očami. Prítomnosť tekutej vody na Marse výrazne zvyšuje jeho šance na ukrytie života.

Tabuľka: Najdôležitejšie expedície automatických staníc na Mars
Tabuľka 2. DÔLEŽITÉ EXPEDÍCIE AUTOMATICKÝCH STANICE NA MARS
Dátum spustenia Názov zariadenia Krajina Obsah expedície
28. novembra 1964 Námorník-4 USA Prvý úspešný prelet okolo Marsu (15. júla 1965). Prenesených bolo 21 fotografií povrchu.
29. mája 1971 Mars-3 ZSSR Prvé mäkké pristátie na Marse (2. decembra 1971). Dáta sa prenášali z povrchu 20 sekúnd.
30.05.1971 Námorník 9 USA Prvý umelý satelit Marsu. Štúdium z obežnej dráhy povrchu Marsu (od 14. novembra 1971) a jeho satelitov - Phobos a Deimos.
20. augusta 1975
9. septembra 1975		 Viking - 1
Viking - 2		 USA Prvé úspešné pristátie na Marse (20. júla 1976 a 3. septembra 1976). Hľadá život a dlhodobé štúdie povrchu a klímy.
7. novembra 1996 Mars GlobalSurveyor USA Dlhodobý prieskum Marsu z obežnej dráhy (od 12. septembra 1997).
4. decembra 1996 Mars Pathfinder USA Mäkké pristátie na Marse (4. júla 1997); Na štúdium zloženia povrchu bolo dodané prvé automatické samohybné vozidlo „Sojourner“.

Hľadaj život na Marse.

V polovici 20. stor. exobiológovia vkladali do Marsu veľké nádeje, a to nielen preto, že niektorí astronómovia videli na jeho povrchu veľa tenkých rovných čiar – „kanálov“ – čo podnietilo autorov sci-fi a vizionárov, aby hovorili o umelých zavlažovacích štruktúrach na povrchu Marsu. Táto planéta je skutočne viac podobná Zemi ako ostatné a pravdepodobne by sa mohla stať útočiskom pre tie najnenáročnejšie formy pozemského života.

Niekoľko automatických expedícií na Mars a najmä pristátie na jeho povrchu umožnilo bližšie sa zoznámiť s krajinou a klímou planéty ( cm. tabuľky 2). Získané údaje sklamali exobiológov. Dokonca aj počas letného dňa teplota na Marse zriedka vystúpi nad 0 °C a v noci môže klesnúť až na –120 °C. Chudobná atmosféra Marsu neobsahuje takmer žiadnu vodnú paru a je bez kyslíka. Povrch Marsu je bombardovaný meteoritmi oveľa intenzívnejšie ako povrch Zeme. Je možné, že v minulosti pád veľkých meteoritov (asteroidov) spôsobil silné klimatické zmeny, ktoré boli nebezpečné pre biosféru Marsu, samozrejme, ak existovala.

Pri analýze podmienok pre život na Marse je potrebné vziať do úvahy aj to, že táto planéta prakticky nemá magnetosféru, ktorá by ju chránila pred kozmickým žiarením. Magnetické pole Marsu je veľmi slabé, pravdepodobne kvôli kumulatívnemu účinku paleomagnetických polí v jednotlivých oblastiach povrchu. Jeho intenzita na rovníku sa pohybuje od 0,07 do 0,8 μT (na Zemi asi 30 μT).

Dá sa s istotou povedať, že v súčasnej dobe sú na Marse nepriaznivé podmienky pre vznik života: vzduch je tam studený, suchý, veľmi riedky a bez kyslíka, ktorý nedokáže blokovať silné ultrafialové žiarenie Slnka, ktorý sterilizuje povrch planéty. Niekoľko špeciálnych prístrojov dodaných na Mars v roku 1976 pristávacími blokmi Viking 1 a 2 (USA) nebolo detekovaných organickej hmoty v pôde planéty.

Teraz už prakticky nezostala žiadna nádej na objavenie aktívneho života na Marse. História Marsu však mohla poznať obdobia priaznivejšie pre život. Existujú náznaky, že podnebie Marsu sa výrazne zmenilo: v dávnej minulosti po jeho povrchu tiekla voda. Ako už bolo uvedené, podrobné snímky planéty prenášané umelými satelitmi Marsu ukazujú stopy vodnej erózie - rokliny a prázdne korytá riek. Sonda Mars Pathfinder (USA), ktorá v roku 1997 uskutočnila mäkké pristátie na Marse a priniesla prvý automatický rover Sojourner, objavila v geologickej štruktúre povrchu znaky silných vodných prúdov, ktoré sa odohrávali vo vzdialených dobách.

Dlhodobé zmeny marťanskej klímy môžu byť spojené so zmenami sklonu jej polárnej osi. S miernym zvýšením teploty planéty sa jej tenká atmosféra môže stať 100-krát hustejšou v dôsledku vyparovania ľadu z polárnych čiapok a možnej vrstvy permafrostu. Preto je možné, že život na Marse kedysi existoval. Na túto otázku bude možné presne odpovedať až po preštudovaní vzoriek marťanskej pôdy. Doručiť ich na Zem je však náročná úloha.

Našťastie príroda niekedy dáva vedcom veľkú dávku: z tisícov meteoritov nájdených na Zemi môžu niektoré pochádzať z Marsu: mikroskopické bublinky plynu v nich majú rovnaké zloženie ako atmosféra Marsu. Takéto nálezy sa nazývajú „shergottity“ alebo meteority SNC, pretože prvé takéto „kamene“ sa našli blízko osady Shergotty (India), Nakla (Egypt) a Chassigny (Francúzsko). Do tejto skupiny patrí aj meteorit ALH 84001 nájdený v Antarktíde; je oveľa staršia ako ostatné a obsahuje polycyklické aromatické uhľovodíky, možno biologického pôvodu. Od polovice 90. rokov minulého storočia sa o tomto meteorite vedú búrlivé vedecké diskusie: astronómovia sú presvedčení, že prenos hmoty z planéty na planétu je možný - k jej uvoľneniu môže dôjsť pod vplyvom silného dopadu asteroidu; nie všetci biológovia však súhlasia s tým, že meteorit ALH 84001 skutočne obsahuje stopy života na Marse.

Je jasné, že pobyt na Zemi nevyrieši problém života na Marse. Štúdie meteoritu ALH 84001 podnietili záujem verejnosti o tento problém, preto v roku 1999 britská vláda schválila plán na vytvorenie medziplanetárnej stanice Beagle 2, ktorá sa 2. júna 2003 vydala na Mars a opäť sa tam pokúsi nájsť stopy života. Stanica je pomenovaná po lodi, na ktorej Charles Darwin v roku 1830 podnikol prieskumnú plavbu. Vedci považujú novú expedíciu za pokračovanie výskumu pôvodu života, ktorý začal Darwin pred poldruha storočím.

Hmotnosť Marsu je asi 6,4169 x 10 23 kg, čo je asi 10-krát menej ako hmotnosť Zeme.

Planéta Mars nesie meno starorímskeho boha vojny Mars - podľa legendy práve pre svoju červenkastú „krvavú“ farbu. Vo vzťahu k Slnku je Mars na štvrtom mieste – medzi jeho najbližšími susedmi Zemou a Jupiterom. Dĺžka „cesty“ medzi Marsom a Slnkom je asi 228 miliónov kilometrov. Z hľadiska svojich rozmerov je táto červená planéta číslom sedem medzi ostatnými planétami. Dnes sa dozvieme, koľko váži Mars v porovnaní s ostatnými planétami, ako aj inými Zaujímavosti„zo života“ tohto nebeského telesa.

Trochu o Marse

Mars je už dlho predmetom záujmu svetových vedcov, pretože jeho „temperament“ je veľmi podobný Zemi. Marťanský povrch je totiž pokrytý vrstvou uvoľnených hornín (regolitov), ​​ktoré obsahujú veľa železa, minerálneho prachu a kameňov. Zloženie pôdy na Zemi je takmer rovnaké, až na to, že obsahuje oveľa viac organickej hmoty.

Hmotnosť Marsu je 6,4169 x 1023 kg

Podľa výskumov boli na Marse v minulosti rieky, jazerá a dokonca celé oceány. Postupom času sa však voda úplne vyparila a dnes sa kvapalina na Červenej planéte uchováva iba pod zemou a na polárnych „čiapkach“ - vo forme ľadu.

Atmosféra Marsu obsahuje 95 % oxidu uhličitého a je veľmi tenká. Marťanský „vzduch“ je navyše naplnený malými prachovými časticami, ktoré mu dodávajú červenkastý odtieň. Marťanskú klímu charakterizujú prachové búrky. Existuje teória, že tieto nebezpečné poveternostné javy sa vyskytujú v dôsledku malých prachových častíc absorbujúcich slnečné svetlo. V dôsledku toho sa atmosféra Marsu zahrieva a nad planétou sa zdvihne globálna búrka.

Mars a Zem - porovnávacie charakteristiky a parametre

  • Veľkosť. Priemer červenej planéty je 6792 km (pozdĺž rovníka), čo je dvakrát menej ako priemer Zeme - toto číslo pre Zem je 12756 km. Takže Zem je asi 1,877539 krát väčšia ako Mars. Ak porovnáme celú oblasť zemskej zeme a povrchu Marsu, tieto čísla sa ukážu ako takmer rovnaké.
  • Hmotnosť. Mars má relatívne malú hmotnosť, asi 10 percent hmotnosti Zeme. Pre porovnanie, Mars váži 6,4169 x 1023 kg a Zem váži 5,9722 x 1024 kg. Okrem toho je gravitácia na povrchu Marsu približne o 38 % menšia ako na Zemi. Preto budú všetky objekty na Marse vážiť menej ako na Zemi. Napríklad, ak dieťa na svojej „domovskej“ planéte váži 32 kg, potom na Marse bude jeho hmotnosť iba 12 kg.
  • Objem a hustota. Je známe, že priemerná hustota Marsu je 3,94 g/cm 3 a hustota Zeme je približne 5,52 g/cm 3 . Ako vidíte, v porovnaní so Zemou má Červená planéta pomerne nízku hustotu. Koniec koncov, tento ukazovateľ priamo závisí od hmotnosti a hmotnosť Marsu je iba 10% hmotnosti Zeme. Čo sa týka objemu Marsu, ten sa rovná len 15 % objemu Zeme. Ak si predstavujete Zem ako dutú guľu, potom na jej naplnenie budete potrebovať šesť malých „gulí“ ako Mars.
  • Dĺžka obežnej dráhy a rýchlosť planét na obežnej dráhe. Obežná dráha Zeme je 939 120 000 km a dráha Marsu 1 432 461 000 km. Obežná rýchlosť Marsu je 107 218 km/h a Zeme 86 676 km/h. Trvanie jednej úplnej revolúcie Marsu je teda asi 687 pozemských dní.
  • Ročné obdobia. Je vedecky dokázané, že deň na Marse trvá o 40 minút dlhšie ako deň na Zemi. Počet ročných období na dvoch planétach je rovnaký, pretože axiálne sklony sú takmer rovnaké (Zem má 23,5˚, Mars má 25˚). Dĺžka roka na Marse je však približne dvakrát dlhšia ako na Zemi, takže aj ročné obdobia sú dlhšie.

Hmotnosť Marsu a iných planét slnečnej sústavy - porovnávacia analýza

Ako je možné vidieť z tabuľky, Mars je v slnečnej sústave pomerne malá planéta, menšia ako len Merkúr.

Existuje život na Marse?

Táto otázka znepokojila mnohé generácie pozemšťanov. Koniec koncov, Mars obsahuje všetky potrebné zložky pre vznik života - chemické prvky(uhlík, vodík, kyslík, dusík), zdroj energie a voda.

Okrem toho už v roku 1996 našli vedci dôkazy o živote na Marse na úrovni mikroorganizmov, vrátane rôznych zložitých organických molekúl, zŕn minerálu magnetitu a mikroskopických zlúčenín pripomínajúcich fosílne mikróby. Samozrejme, že vedci majú na túto otázku rôzne názory, no doteraz sa nenašli žiadne dôkazy o úplnej absencii života na Marse.

Takže teraz vieme, koľko Mars váži, jeho porovnateľné charakteristiky so zvyškom nebeských „obyvateľov“ slnečnej sústavy, ako aj ďalšie zaujímavé fakty.