Склад атмосфери Марса і землі. Атмосфера Марса - хімічний склад, погодні умови і клімат в минулому
Атмосфера Марса становить менше 1% від Земний, тому вона не захищає планету від випромінювання Сонця і не зберігає тепло на поверхні. Так коротко можна її описати, але давайте детальніше її розглянемо.
Атмосфера Марса відкрита була ще до польоту автоматичних міжпланетних станції до планети. Завдяки протистоянь планети, які трапляються раз в три роки і спектральному аналізу, астрономи вже в 19 столітті знали, що вона має досить однорідний склад, більше 95% якого складає CO2.
Колір марсіанського неба з посадкового модуля Viking Lander 1. На 1742 сол (марсіанський день) видно пилова буря.
У 20 столітті, завдяки міжпланетним зондам ми дізналися, що атмосфера Марса і його температура сильно взаємопов'язані, адже завдяки перенесенню найдрібніших частинок оксиду заліза виникають величезні пилові бурі, які можуть охопити половину планети, попутно піднявши її температуру.
зразковий склад
Газова оболонка планети складається з складається з 95% вуглекислого газу, 3% азоту, 1,6% аргону, і слідів кисню, водяної пари та інших газів. Крім того, вона дуже сильно наповнена дрібними частинками пилу (в основному з оксиду заліза), які надають їй червонуватий відтінок. Завдяки відомостям про частинках оксиду заліза, відповісти на питання якого кольору атмосфера, зовсім не важко.
Вуглекислий газ
Темні дюни - результат сублімації замерзлої вуглекислоти, яка навесні розтанула і вирвалася в розріджену атмосферу, залишивши після себе ось такі сліди.
Чому атмосфера червоної планети складається з вуглекислого газу? На планеті немає тектоніки плит ось уже протягом мільярдів років. Відсутність руху плит дозволило вулканічним точкам вивергати магму на поверхню мільйони років поспіль. Вуглекислий газ також є продуктом виверження і це єдиний газ, яким постійно поповнюється атмосфера, власне це фактично єдина причина, чому вона існує. До того ж планета втратила свого магнітного поля, Що сприяло тому, що більш легкі гази неслися сонячним вітром. Через безперервні вивержень, з'явилося безліч великих вулканічних гір. Гора Олімп, є найбільшою горою в Сонячній системі.
Вчені вважають, що Марс розгубив всю свою атмосферу, через те, що втратив свою магнітосферу близько 4 мільярдів років тому. Колись газова оболонка планети була щільніше і магнітосфера захищала від сонячного вітру планету. Сонячний вітер, атмосфера і магнітосфера сильно взаємопов'язані. Сонячні частки взаємодіє з іоносферою і забирає з неї молекули, знижуючи щільність. Це і є розгадкою на питання куди поділася атмосфера. Ці іонізовані частинки були виявлені космічними апаратами, в просторі позаду Марса. Це призводить до того, що на поверхні тиск в середньому 600 Па, в порівнянні із середнім тиском на Землі 101300 Па.
метан
Щодо велика кількість метану було виявлено порівняно недавно. Ця несподівана знахідка показала, що атмосфера містить метан в пропорції 30 частин на мільярд. Цей газ утворюється з різних районів планети. Дані дозволяють припустити, що існує два основних джерела метану.
Захід Сонця, блакитний колір неба зумовлений, почасти, наявністю метану
Вважається, що Марс виробляє близько 270 тонн метану в рік. Відповідно до умов на планеті метан руйнується швидко, приблизно за 6 місяців. Для того, щоб метан існував в виявлених кількостях, повинні бути активні джерела під поверхнею. Вулканічна активність і серпентінізація є найбільш ймовірними причинами утворення метану.
До речі, метан це одна з причин чому атмосфера планети блакитна на заході. Метан краще розсіює блакитний колір, ніж інші кольори.
Метан є побічним продуктом життя, а також є результатом вулканізму, геотермальних процесів, і гідротермальної діяльності. Метан є нестійким газом, тому на планеті повинен бути джерело, який постійно поповнює його. Він повинен бути дуже активним, тому що дослідження показали, що метан руйнується менше ніж за рік.
кількісний склад
Хімічний склад атмосфери: вона складається з більш ніж 95% вуглекислого газу, 95,32%, якщо бути точним. Гази розподілені наступним чином:
Діоксид вуглецю 95,32%
Азот 2,7%
Аргон 1,6%
Кисень 0,13%
Окис вуглецю 0,07%
Водяна пара 0,03%
Оксид азоту 0,0013%
будова
Атмосфера ділиться на чотири основних шари: нижній, середній, верхній і екзосфера. Нижні шари це тепла область (температура близько 210 К). Вона нагрівається від пилу в повітрі (пил 1,5 мкм в поперечнику) і теплового випромінювання від поверхні.
Слід врахувати, що, незважаючи на дуже велику розрідженість, концентрація вуглекислого газу, в газовій оболонці планети, приблизно в 23 рази більше, ніж в нашій. Тому, не така вже й доброзичлива атмосфера Марса, не можна дихати в ній не тільки людям, а й іншим земним організмам.
Середня - схожа на земну. Верхні шари атмосфери нагрівається від сонячного вітру і там температура набагато вище, ніж на поверхні. Це тепло змушує газ залишати газову оболонку. Екзосфера починається приблизно в 200 км від поверхні і не має чіткої межі. Як бачите, розподіл температури по висоті, досить передбачувано для планети земної групи.
Погода на Марсі
Прогноз на Марсі, як правило, дуже поганий. Подивитися прогноз погоди на Марсі можна. Погода змінюється щодня і іноді навіть кожну годину. Це здається незвичним для планети, яка має атмосферу складову всього 1% від Земної. Незважаючи на це, клімат Марса і загальна температура планети так само сильно впливають один на одного як і на Землі.
температура
Влітку денна температура на екваторі може доходити до 20 ° С. Вночі, температура може опускатися до -90 С. 110 градусів різниці в один день, може створити пилові смерчі і пилові бурі, які охоплюють собою всю планету на кілька тижнів. Зимові температури вкрай низькі -140 C. Вуглекислий газ замерзає і перетворюється в сухий лід. Марсіанський Північний полюс має метровий шар сухого льоду в зимовий час, в той час як Південний полюс покритий постійно вісьмома метрами сухого льоду.
хмари
Так як випромінювання Сонця і сонячного вітру постійно бомбардують планету, рідка вода не може існувати, тому дощу на Марсі немає. Іноді, однак, з'являються хмари і починає падати сніг. Хмари на Марсі дуже маленькі і тонкі.
Вчені вважають, що деякі з них складаються з дрібних частинок води. Атмосфера містить водяну пару в незначних кількостях. З першого погляду може здатися, що хмари не можуть існувати на планеті.
І все ж на Марсі, є умови для формування хмар. На планеті так холодно, що вода в цих хмарах ніколи не випадає у вигляді дощу, але йде у вигляді снігу в верхніх шарах атмосфери. Вчені спостерігали це кілька разів, і немає ніяких доказів, що сніг не досягає поверхні.
пил
Як впливає атмосфера на температурний режим побачити досить легко. Найбільш показовим подією є пилові бурі, які локально нагрівають планету. Вони походять з-за перепаду температур на планеті, а поверхня покрита легким пилом, яку піднімає навіть такий слабкий вітер.
Ці бурі запилюють панелі сонячних батарей, що робить неможливим довгострокове дослідження планети. На щастя, бурі чергуються з вітром, який здуває накопичену пил з панелей. Але атмосфера Куріосіті перешкодити не в змозі, передовий американський марсохід оснащений ядерною Термогенератор і йому, перебої з сонячним світлом не страшні, на відміну від іншого марсохода Opportunity, що працює на сонячних батареях.
Такому марсоходу не страшні ніякі пилові бурі
Вуглекислий газ
Як вже говорилося, газова оболонка червоної планети на 95 складається з вуглекислого газу. Він може замерзати і випадати на поверхню. Приблизно 25% атмосферного вуглекислого газу конденсується в полярних шапках у вигляді твердого льоду (сухий лід). Це відбувається через те, що Марсіанські полюса не зазнають сонячного світла протягом зимового періоду.
Коли на полюса знову падає сонячне світло, лід переходить в газоподібну форму і випаровується назад. Таким чином, відбувається значна зміна тиску за рік.
пилові смерчі
Пиловий смерч висотою 12 кілометрів і 200 метрів в діаметрі
Якщо ви коли-небудь були в пустельній місцевості, то бачили крихітні пилові смерчі, які, як ніби виникають з нізвідки. Пилові смерчі на Марсі трохи більше зловісно, \u200b\u200bніж на Землі. У порівнянні з нашою, атмосфера краснйо планети має щільність в 100 разів меншу. Тому, смерчі більше схожі на торнадо, що підносяться на кілька кілометрів в повітрі і мають сотні метрів в поперечнику. Це почасти пояснює те, що в порівнянні з нашою планетою, атмосфера червона - пилові бурі і дрібнодисперсний пил з оксиду заліза. Також колір газової оболонки планети може змінювати і на заході, коли сідає Сонце, метан розсіює блакитну частину світу сильніше ніж інші, тому захід на планеті блакитний.
Марс - четверта за віддаленості від Сонця і сьома (передостання) за розмірами планета Сонячної системи; маса планети становить 10,7% маси Землі. Названа на честь Марса - давньоримського бога війни, відповідного давньогрецького Аресові. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червонуватого відтінку поверхні, придаваемого їй оксидом заліза.
Марс - планета земної групи з розрідженою атмосферою (тиск у поверхні в 160 разів менше земного). Особливостями поверхневого рельєфу Марса можна вважати ударні кратери на зразок місячних, а також вулкани, долини, пустелі і полярні льодовикові шапки на зразок земних.
У Марса є два природних супутника - Фобос і Деймос (в перекладі з давньогрецької - «страх» і «жах» - імена двох синів Ареса, що супроводжували його в бою), які відносно малі (Фобос - 26x21 км, Деймос - 13 км в поперечнику ) і мають неправильну форму.
Великі протистояння Марса, 1830-2035 рр.
| рік | Дата | Відстань, а. е. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 вересня | 0,388 |
| 1845 | 18 серпня | 0,373 |
| 1860 | 17 липня | 0,393 |
| 1877 | 5 вересня | 0,377 |
| 1892 | 4 серпня | 0,378 |
| 1909 | 24 вересня | 0,392 |
| 1924 | 23 серпня | 0,373 |
| 1939 | 23 липня | 0,390 |
| 1956 | 10 вересня | 0,379 |
| 1971 | 10 серпня | 0,378 |
| 1988 | 22 вересня | 0,394 |
| 2003 | 28 серпня | 0,373 |
| 2018 | 27 липня | 0,386 |
| 2035 | 15 вересня | 0,382 |
Марс - четверта за віддаленості від Сонця (після Меркурія, Венери і Землі) і сьома за розмірами (перевершує за масою і діаметром тільки Меркурій) планета Сонячної системи. Маса Марса становить 10,7% маси Землі (6,423 · 1023 кг проти 5,9736 · тисячі двадцять чотири кг для Землі), обсяг - 0,15 обсягу Землі, а середній лінійний діаметр - 0,53 діаметра Землі (ніж 6800 км).
Рельєф Марса володіє багатьма унікальними рисами. Марсіанський згаслий вулкан гора Олімп - найвища гора в Сонячній системі, а долини Маринер - найбільший каньйон. Крім цього, в червні 2008 року три статті, опубліковані в журналі «Nature», представили докази існування в північній півкулі Марса найбільшого відомого ударного кратера в Сонячній системі. Його довжина - 10 600 км, а ширина - 8500 км, що приблизно в чотири рази більше, ніж найбільший ударний кратер, до того також виявлений на Марсі, поблизу його південного полюса.
На додаток до схожості поверхневого рельєфу, Марс має період обертання і зміну пір року аналогічні земним, але його клімат значно холодніше і суші земного.
Аж до першого прольоту у Марса космічного апарату «Маринер-4» в 1965 році багато дослідників вважали, що на його поверхні є вода в рідкому стані. Ця думка була заснована на спостереженнях за періодичними змінами в світлих і темних ділянках, особливо в полярних широтах, які були схожі на континенти і моря. Темні борозни на поверхні Марса інтерпретувалися деякими спостерігачами як іригаційні канали для рідкої води. Пізніше було доведено, що ці борозни були оптичною ілюзією.
Через низький тиск вода не може існувати в рідкому стані на поверхні Марса, але цілком імовірно, що в минулому умови були іншими, і тому наявність примітивного життя на планеті виключати не можна. 31 липня 2008 року вода в стані льоду була виявлена \u200b\u200bна Марсі космічним апаратом НАСА «Фенікс» (англ. «Phoenix»).
У лютому 2009 орбітальна дослідницька угруповання на орбіті Марса налічувала три функціонуючих космічні апарати: «Марс Одіссей», «Марс-експрес» і «Марсіанський розвідувальний супутник», це більше, ніж близько будь-який інший планети, крім Землі.
Поверхня Марса зараз досліджували два марсохода: «Спірит» і «Оппортьюніті». На поверхні Марса знаходяться також кілька неактивних посадочних модулів і марсоходів, які завершили дослідження.
Зібрані ними геологічні дані дозволяють припустити, що більшу частину поверхні Марса раніше покривала вода. Спостереження протягом останнього десятиліття дозволили виявити в деяких місцях на поверхні Марса слабку гейзерну активність. За спостереженнями з космічного апарату «Марс Глобал Сервейор», деякі частини південної полярної шапки Марса поступово відступають.
Марс можна побачити із Землі неозброєним оком. Його видима зоряна величина досягає 2,91m (при максимальному зближенні з Землею), поступаючись по яскравості лише Юпітеру (і то далеко не завжди під час великого протистояння) і Венері (але лише вранці або ввечері). Як правило, під час великого протистояння, помаранчевий Марс є найяскравішим об'єктом земного нічного неба, але це відбувається лише один раз в 15-17 років протягом однієї - двох тижнів.
орбітальні характеристики
Мінімальна відстань від Марса до Землі становить 55,76 млн км (коли Земля знаходиться точно між Сонцем і Марсом), максимальне - близько 401 млн км (коли Сонце знаходиться точно між Землею і Марсом).
Середня відстань від Марса до Сонця становить 228 млн км (1,52 а. Е.), Період обертання навколо Сонця дорівнює 687 земній добі. Орбіта Марса має досить помітний ексцентриситет (0,0934), тому відстань до Сонця змінюється від 206,6 до 249,2 млн. Км Нахил орбіти Марса одно 1,85 °.
Марс найближче до Землі під час протистояння, коли планета перебуває в напрямку, протилежному Сонцю. Протистояння повторюються кожні 26 місяців в різних точках орбіти Марса і Землі. Але раз в 15-17 років протистояння припадають на той час, коли Марс знаходиться поблизу свого перигелію; в цих так званих великих протистояннях (останнє було в серпні 2003 року) відстань до планети мінімально, і Марс досягає найбільшого кутового розміру 25,1 "і яскравості 2,88m.
Порівняння розмірів Землі (середній радіус 6371 км) і Марса (середній радіус 3386,2 км)
За лінійного розміру Марс майже вдвічі менша за Землю - його екваторіальний радіус дорівнює 3396,9 км (53,2% земного). Площа поверхні Марса приблизно дорівнює площі суші на Землі.
Полярний радіус Марса приблизно на 20 км менше екваторіального, хоча період обертання в планети більший, ніж у Землі, що дає привід припустити зміна швидкості обертання Марса з часом.
Маса планети - 6,418 · тисяча двадцять три кг (11% маси Землі). Прискорення вільного падіння на екваторі дорівнює 3,711 м / с (0,378 земного); перша космічна швидкість становить 3,6 км / с і друга - 5,027 км / с.
Період обертання планети - 24 години 37 хвилин 22,7 секунд. Таким чином, марсіанський рік складається з 668,6 марсіанських сонячних діб (званих соламі).
Марс обертається навколо своєї осі, нахиленої до перпендикуляру площини орбіти під кутом 24 ° 56 ?. Нахил осі обертання Марса забезпечує зміну пір року. При цьому витягнутість орбіти призводить до великих відмінностей в їх тривалості - так, північна весна і літо, разом узяті, тривають 371 сол, тобто помітно більше половини марсіанського року. У той же час, вони припадають на ділянку орбіти Марса, віддалений від Сонця. Тому на Марсі північне літо довге і прохолодне, а південне - коротке і спекотне.
Атмосфера і клімат
Атмосфера Марса, фото орбітери «Вікінг», 1976 г. Зліва видно «кратер-смайлик» Галле
Температура на планеті коливається від -153 на полюсі взимку і до більш +20 ° C на екваторі опівдні. Середня температура становить -50 ° C.
Атмосфера Марса, що складається, в основному, з вуглекислого газу, дуже розріджена. Тиск у поверхні Марса в 160 разів менше земного - 6,1 мбар на середньому рівні поверхні. Через великий перепад висот на Марсі тиск у поверхні сильно змінюється. Орієнтовна товщина атмосфери - 110 км.
За даними НАСА (2004), атмосфера Марса складається на 95,32% з вуглекислого газу; також в ній міститься 2,7% азоту, 1,6% аргону, 0,13% кисню, 210 ppm водяної пари, 0,08% чадного газу, оксид азоту (NO) - 100 ppm, неон (Ne) - 2, 5 ppm, напівважкій вода водень-дейтерій-кисень (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) - 0,08 ppm.
За даними апарату, що спускається АМС «Вікінг» (1976), в марсіанській атмосфері було визначено близько 1-2% аргону, 2-3% азоту, а 95% - вуглекислий газ. Згідно з даними АМС «Марс-2» і «Марс-3», нижня межа іоносфери знаходиться на висоті 80 км, максимум електронної концентрації 1,7 · 105 електрон / см3 розташований на висоті 138 км, інші два максимуму знаходяться на висотах 85 і 107 км.
Радіопросвічування атмосфери на радіохвилях 8 і 32 см АМС «Марс-4» 10 лютого 1974 р показало наявність нічний іоносфери Марса з головним максимумом іонізації на висоті 110 км і концентрацією електронів 4,6 · 103 електрон / см3, а також вторинними максимумами на висоті 65 і 185 км.
Атмосферний тиск
За даними НАСА на 2004 рік, тиск атмосфери на середньому радіусі становить 6,36 мб. Щільність у поверхні ~ 0,020 кг / м3, загальна маса атмосфери ~ 2,5 · 1016 кг.
Зміна атмосферного тиску на Марсі в залежності від часу доби, зафіксоване посадковим модулем Mars Pathfinder в 1997 році.
На відміну від Землі, маса марсіанської атмосфери сильно змінюється протягом року в зв'язку з таненням і намерзанням полярних шапок, що містять вуглекислий газ. Під час зими 20-30 відсотків всієї атмосфери наморожують на полярній шапці, що складається з вуглекислоти. Сезонні перепади тиску, за різними джерелами, складають наступні значення:
За даними НАСА (2004): від 4.0 до 8.7 мбар на середньому радіусі;
За даними Encarta (2000): від 6 до 10 мбар;
За даними Zubrin і Wagner (1996): від 7 до 10 мбар;
За даними посадкового апарата Вікінг-1: від 6,9 до 9 мбар;
За даними посадкового апарата Mars Pathfinder: від 6,7 мбар.
Ударна западина Еллада (Hellas Impact Basin) - найглибше місце, де можна виявити саме високий атмосферний тиск на Марсі
У місці посадки зонда АМС Марс-6 в районі Ерітрейского моря було зафіксовано тиск у поверхні 6,1 міллібарах, що на той момент вважалося середнім тиском на планеті, і від цього рівня було домовлено відраховувати висоти і глибини на Марсі. За даними цього апарату, отриманим під час спуску, тропопауза знаходиться на висоті приблизно 30 км, де тиск становить 5 · 10-7 г / см3 (як на Землі на висоті 57 км).
Область Еллада (Марс) настільки глибока, що атмосферний тиск досягає приблизно 12,4 міллібарах, що вище потрійної точки води (~ 6,1 мб) і нижче точки кипіння. При досить високій температурі вода могла б існувати там в рідкому стані; при такому тиску, однак, вода закипає і перетворюється на пару вже при +10 ° C.
На вершині найвищої 27-кілометрового вулкана Олімп тиск може становити від 0,5 до 1 мбар (Zurek 1992).
До висадки на поверхню Марса посадочних модулів тиск було виміряно за рахунок ослаблення радіосигналів з АМС Маринер-4, Маринер-6 і Маринер-7 при їх заходженні за марсіанський диск - 6,5 ± 2,0 мб на середньому рівні поверхні, що в 160 разів менше земного; такий же результат показали спектральні спостереження АМС Марс-3. При цьому в розташованих нижче середнього рівня областях (наприклад, в марсіанській Амазонії) тиск, згідно з цими вимірами, досягає 12 мб.
Починаючи з 1930-х рр. радянські астрономи намагалися визначати тиск атмосфери методами фотографічної фотометрії - з розподілу яскравості вздовж діаметра диска в різних діапазонах світлових хвиль. Французькі вчені Б.Лі і О.Дольфюс виробляли з цією метою спостереження поляризації розсіяного атмосферою Марса світла. Зведення оптичних спостережень опублікував американський астроном Ж.-де Вокулер в 1951 році, і за ним виходило тиск 85 мб, завищене майже в 15 разів через перешкоди з боку атмосферного пилу.
клімат
Мікроскопічна фото конкреції гематиту розміром 1,3 см, зняте марсоходом «Оппортьюніті» 2. березня 2004 року, показує присутність в минулому рідкої води
Клімат, як і на Землі, носить сезонний характер. У холодну пору року навіть поза полярних шапок на поверхні може утворюватися світлий іній. Апарат «Фенікс» зафіксував снігопад, однак сніжинки випаровувалися, не досягаючи поверхні.
За відомостями НАСА (2004), середня температура становить ~ 210 K (-63 ° C). За даними посадкових апаратів Вікінг, добовий температурний діапазон становить від 184 K до 242 K (від -89 до -31 ° C) (Вікінг-1), а швидкість вітру: 2-7 м / с (літо), 5-10 м / с (осінь), 17-30 м / с (пиловий шторм).
За даними посадкового зонда Марс-6, середня температура тропосфери Марса становить 228 K, в тропосфері температура убуває в середньому на 2,5 градуса на кілометр, а що знаходиться вище тропопаузи (30 км) стратосфера має майже постійну температуру 144 K.
За даними дослідників з Центру імені Карла Сагана, в останні десятиліття на Марсі йде процес потепління. Інші фахівці вважають, що такі висновки робити поки рано.
Існують відомості, що в минулому атмосфера могла бути більш щільною, а клімат - теплим і вологим, і на поверхні Марса існувала рідка вода і йшли дощі. Доказом цієї гіпотези є аналіз метеорита ALH 84001, що показав, що близько 4 мільярдів років тому температура Марса становила 18 ± 4 ° C.
пилові вихори
Пилові вихори, сфотографовані марсоходом «Оппортьюніті» 15 травня 2005 р Цифри в лівому нижньому кутку відображають час в секундах з моменту першого кадру
Починаючи з 1970-х рр. в рамках програми «Вікінг», а також марсоходом "Оппортьюніті" і іншими апаратами були зафіксовані численні пилові вихори. Це повітряні завихрення, що виникають у поверхні планети і піднімають в повітря велику кількість піску і пилу. Вихори часто спостерігаються і на Землі (в англомовних країнах їх називають пиловими демонами - dust devil), однак на Марсі вони можуть досягати набагато більших розмірів: в 10 разів вище і в 50 разів ширше земних. У березні 2005 року вихор очистив сонячні батареї у марсохода «Спірит».
поверхня
Дві третини поверхні Марса займають світлі області, що отримали назву материків, близько третини - темні ділянки, звані морями. Моря зосереджені, в основному, в південній півкулі планети, між 10 і 40 ° широти. У північній півкулі є тільки два великих моря - Ацідалійской і Великий Сирт.
Характер темних ділянок до сих пір залишається предметом суперечок. Вони зберігаються, незважаючи на те, що на Марсі бушують пилові бурі. Свого часу, це служило доказом на користь припущення, що темні ділянки покриті рослинністю. Зараз вважають, що це просто ділянки, з яких, в силу їх рельєфу, легко видувається пил. Великомасштабні знімки показують, що насправді, темні ділянки складаються з груп темних смуг і плям, пов'язаних з кратерами, пагорбами і іншими перешкодами на шляху вітрів. Сезонні і довготривалі зміни їх розміру і форми пов'язані, мабуть, зі зміною співвідношення ділянок поверхні, покритих світлим і темним речовиною.
Півкулі Марса досить сильно розрізняються за характером поверхні. У південній півкулі поверхня знаходиться на 1-2 км над середнім рівнем і густо всіяна кратерами. Ця частина Марса нагадує місячні материки. На півночі велика частина поверхні знаходиться нижче середнього рівня, тут мало кратерів, і основну частину займають відносно гладкі рівнини, ймовірно, утворилися в результаті затоплення лавою і ерозії. Така відмінність півкуль залишається предметом дискусій. Кордон між півкулями слід приблизно по великому колу, нахиленому на 30 ° до екватора. Кордон широка і неправильна і утворює схил в напрямку на північ. Уздовж неї зустрічаються самі еродовані ділянки марсіанської поверхні.
Висунуто дві альтернативних гіпотези, що пояснюють асиметрію півкуль. Згідно з однією з них, на ранньому геологічному етапі літосферні плити «з'їхалися» (можливо, випадково) в одне півкуля, подібно континенту Пангея на Землі, а потім «застигли» в цьому положенні. Інша гіпотеза припускає зіткнення Марса з космічним тілом розміром з Плутон.
Топографічна карта Марса, за даними Mars Global Surveyor, 1999 г.
Велика кількість кратерів в південній півкулі передбачає, що поверхня тут стародавня - 3-4 млрд років. Виділяють кілька типів кратерів: великі кратери з плоским дном, більш дрібні і молоді чашоподібні кратери, схожі на місячні, кратери, оточені валом, і піднесені кратери. Останні два типи унікальні для Марса - кратери з валом утворилися там, де по поверхні текли рідкі викиди, а піднесені кратери утворилися там, де покривало викидів кратера захистило поверхню від вітрової ерозії. Найбільшою деталлю ударного походження є рівнина Еллада (приблизно 2100 км в поперечнику).
В області хаотичного ландшафту поблизу кордону півкуль поверхню зазнала розломи і стиснення великих ділянок, за якими іноді слідувала ерозія (внаслідок зсувів або катастрофічного вивільнення підземних вод), а також затоплення рідкої лавою. Хаотичні ландшафти часто знаходяться біля витоку великих каналів, прорізаних водою. Найбільш прийнятною гіпотезою їх спільного освіти є раптове танення підповерхневого льоду.
Долини Маринер на Марсі
У північній півкулі, крім великих вулканічних рівнин, знаходяться дві області великих вулканів - Фарсида і Елізій. Фарсида - велика вулканічна рівнина протяжністю 2000 км, що досягає висоти 10 км над середнім рівнем. На ній знаходяться три великих щитових вулкана - гора Арсия, гора Павлина і гора Аскрійская. На краю Фарсида знаходиться найвища на Марсі і в Сонячній системі гора Олімп. Олімп досягає 27 км висоти по відношенню до його основи і 25 км по відношенню до середнього рівня поверхні Марса, і охоплює площу 550 км діаметром, оточену обривами, місцями досягають 7 км висоти. Обсяг Олімпу в 10 разів перевищує обсяг найбільшого вулкана Землі Мауна-Кеа. Тут же розташовано декілька менших вулканів. Елізій - височина до шести кілометрів над середнім рівнем, з трьома вулканами - купол Гекати, гора Елізою і купол Альборо.
За іншими даними (Faure і Mensing, 2007), висота Олімпу становить 21287 метрів над нульовим рівнем і 18 кілометрів над навколишньою місцевістю, а діаметр основи - приблизно 600 км. Підстава охоплює площу 282 600 км2. Кальдера (поглиблення в центрі вулкана) має ширину 70 км і глибину 3 км.
Височина Фарсида також пересічена безліччю тектонічних розломів, часто дуже складних і протяжних. Найбільший з них - долини Маринер - тягнеться в широтному напрямку майже на 4000 км (чверть кола планети), досягаючи ширини 600 і глибини 7-10 км; за розмірами цей розлом можна порівняти з східно-африканським рифтом на Землі. На його крутих схилах відбуваються найбільші в Сонячній системі зсуви. Долини Маринер є найбільшим відомим каньйоном в Сонячній системі. Каньйон, який був відкритий космічним апаратом «Маринер-9» в 1971 році, міг би зайняти всю територію США, від океану до океану.
Панорама кратера Вікторія, знята марсоходом "Оппортьюніті". Вона була знята за три тижні, в період з 16 жовтня по 6 листопада, 2006.
Панорама поверхні Марса в районі Husband Hill, знята марсоходом «Спірит 23-28 листопада 2005».
Лід і полярні шапки
Північна полярна шапка в літній період, фото Марс Глобал Сервейор. Довгий широкий розлом, розтинає шапку зліва - Північний розлом
Зовнішній вигляд Марса сильно змінюється в залежності від пори року. Перш за все, кидаються в очі зміни полярних шапок. Вони розростаються і зменшуються, створюючи сезонні явища в атмосфері і на поверхні Марса. Південна полярна шапка може досягати широти 50 °, північна - також 50 °. Діаметр постійної частини північної полярної шапки складає 1000 км. У міру того, як навесні полярна шапка в одному з півкуль відступає, деталі поверхні планети починають темніти.
Полярні шапки складаються з двох складових: сезонної - вуглекислого газу і вікової - водяного льоду. За даними з супутника Марс Експрес товщина шапок може становити від 1 м до 3,7 км. Апарат «Марс Одіссей» виявив на південній полярній шапці Марса діючі гейзери. Як вважають фахівці НАСА, струменя вуглекислого газу з весняним потеплінням вириваються вгору на велику висоту, несучи із собою пил і пісок.
Фотографії Марса, на яких видно пилова буря. Червень - вересень 2001 р
Весняне танення полярних шапок призводить до різкого підвищення тиску атмосфери і переміщенню великих мас газу в протилежну півкулю. Швидкість дмуть при цьому вітрів складає 10-40 м / с, іноді до 100 м / с. Вітер піднімає з поверхні велику кількість пилу, що призводить до пиловим бурям. Сильні пилові бурі практично повністю приховують поверхню планети. Пилові бурі роблять помітний вплив на розподіл температури в атмосфері Марса.
У 1784 р астроном У. Гершель звернув увагу на сезонні зміни розміру полярних шапок, за аналогією з таненням і намерзанням льодів в земних полярних областях. У 1860-і рр. французький астроном Е.Ліе спостерігав хвилю потемніння навколо тане весняної полярної шапки, що тоді було витлумачено гіпотезою про растекании талих вод і зростанні рослинності. Спектрометричні вимірювання, які були проведені на початку XX ст. в обсерваторії Ловелла у Флагстаффе В. Слайфером, однак, не показали наявності лінії хлорофілу - зеленого пігменту земних рослин.
За фотографіями Маринера-7 вдалося визначити, що полярні шапки мають товщину в кілька метрів, а виміряна температура 115 K (-158 ° C) підтвердила можливість того, що вона складається із замерзлої вуглекислоти - «сухого льоду».
Пагорб, яка отримала назву гір Мітчелла, розташована поблизу південного полюса Марса, під час танення полярної шапки виглядає як білий острівець, оскільки в горах льодовики тануть пізніше, в тому числі, і на Землі.
Дані апарату «Марсіанський розвідувальний супутник» дозволили виявити під розсипами каміння біля підніжжя гір значний шар льоду. Льодовик товщиною в сотні метрів займає площу в тисячі квадратних кілометрів, і його подальше вивчення здатне дати інформацію про історію марсіанського клімату.
Русла «річок» та інші особливості
На Марсі є безліч геологічних утворень, що нагадують водну ерозію, зокрема, висохлі русла річок. Згідно з однією з гіпотез, ці русла могли сформуватися в результаті короткочасних катастрофічних подій і не є доказом тривалого існування річковий системи. Однак останні дані свідчать про те, що річки текли протягом геологічно значущих проміжків часу. Зокрема, виявлені інвертовані русла (тобто русла, підняті над навколишньою місцевістю). На Землі такі утворення формуються завдяки тривалому накопиченню щільних донних відкладень з наступним висиханням і вивітрюванням оточуючих порід. Крім того, є свідчення зміщення русел в дельті річки при поступове підняття поверхні.
У південно-західній півкулі, в кратері Еберсвальде виявлена \u200b\u200bдельта річки площею близько 115 км2. Намившая дельту річка мала в довжину більше 60 км.
Дані марсоходів НАСА «Спірит» і «Оппортьюніті» свідчать також про наявність води в минулому (знайдені мінерали, які могли утворитися тільки в результаті тривалого впливу води). Апарат «Фенікс» виявив поклади льоду безпосередньо в грунті.
Крім того, виявлені темні смуги на схилах пагорбів, які свідчать про появу рідкої солоної води на поверхні в наш час. Вони з'являються незабаром після настання літнього періоду і зникають до зими, «обтікають» різні перешкоди, зливаються і розходяться. «Складно уявити, що подібні структури могли сформуватися не з потоків рідини, а з чогось іншого», - заявив співробітник НАСА Річард Зурек.
На вулканічної височини Фарсида виявлено кілька незвичайних глибоких колодязів. Судячи по знімку апарату «Марсіанський розвідувальний супутник», зробленому в 2007 році, один з них має діаметр 150 метрів, а освітлена частина стінки йде в глибину не менше, ніж на 178 метрів. Висловлено гіпотезу про вулканічне походження цих утворень.
Грунт
Елементний склад поверхневого шару марсіанського ґрунту за даними посадкових апаратів неоднаковий в різних місцях. Основна складова грунту - кремнезем (20-25%), що містить домішки гідратів оксидів заліза (до 15%), які надають грунті червонуватий колір. Є значні домішки сполук сірки, кальцію, алюмінію, магнію, натрію (одиниці відсотків для кожного).
Згідно з даними зонда НАСА «Фенікс» (посадка на Марс 25 травня 2008 року), співвідношення pH і деякі інші параметри марсіанських грунтів близькі до земних, і на них теоретично можна було б вирощувати рослини. «Фактично, ми виявили, що грунт на Марсі відповідає вимогам, а також містить необхідні елементи для виникнення і підтримки життя як в минулому, так і в сьогоденні і майбутньому», повідомив провідний дослідник-хімік проекту Сем Кунейвс. Також за його словами, даний лужної тип ґрунту багато хто може зустріти на «своєму задньому дворі», і він цілком придатний для вирощування спаржі.
У місці посадки апарату в грунті є також значна кількість водяного льоду. Орбітальний зонд «Марс Одіссей» також виявив, що під поверхнею Червоної планети є поклади водяного льоду. Пізніше це припущення було підтверджено і іншими апаратами, але остаточно питання про наявність води на Марсі було вирішене в 2008 році, коли зонд «Фенікс», що сів поблизу північного полюса планети, отримав воду з марсіанського грунту.
Геологія і внутрішню будову
У минулому на Марсі, як і на Землі відбувалося рух літосферних плит. Це підтверджується особливостями магнітного поля Марса, місцями розташування деяких вулканів, наприклад, в провінції Фарсида, а також формою долини Маринер. Сучасний стан справ, коли вулкани можуть існувати набагато більш тривалий час, ніж на Землі і досягати гігантських розмірів говорить про те, що зараз дане рух швидше відсутня. На користь цього говорить той факт, що щитові вулкани зростають в результаті повторних вивержень з одного і того ж жерла протягом тривалого часу. На Землі через рух літосферних плит вулканічні точки постійно змінювали своє становище, що обмежувало зростання щитових вулканів, і можливо не дозволяло досягти їм висоти, як на Марсі. З іншого боку, різниця в максимальній висоті вулканів може пояснюватися тим, що через меншої сили тяжіння на Марсі можлива побудова більш високих структур, що не обрушилися б під власною вагою.
Порівняння будови Марса та інших планет земної групи
Сучасні моделі внутрішньої будови Марса припускають, що Марс складається з кори із середньою товщиною 50 км (і максимальної до 130 км), силікатної мантії завтовшки 1800 км і ядра радіусом 1480 км. Щільність в центрі планети повинна досягати 8,5 г / см2. Ядро частково рідке і складається в основному із заліза з домішкою 14-17% (по масі) сірки, причому вміст легких елементів вдвічі вище, ніж в ядрі Землі. Згідно з сучасними оцінками формування ядра збіглося з періодом раннього вулканізму і тривало близько мільярда років. Приблизно той же час зайняло часткове плавлення мантійних силікатів. Через меншої сили тяжіння на Марсі діапазон тисків в мантії Марса набагато менше, ніж на Землі, а значить в ній менше фазових переходів. Передбачається, фазовий перехід олівіну в шпінелевих модифікацію починається на досить великих глибинах - 800 км (400 км на Землі). Характер рельєфу і інші ознаки дозволяють припустити наявність астеносфери, що складається із зон частково розплавленого речовини. Для деяких районів Марса складена докладна геологічна карта.
Згідно зі спостереженнями з орбіти і аналізу колекції марсіанських метеоритів поверхню Марса складається головним чином з базальту. Є деякі підстави припускати, що на частині марсіанської поверхні матеріал є більш кварцесодержащім, ніж звичайний базальт і може бути подібний до андезітним камінню на Землі. Однак ці ж спостереження можна тлумачити на користь наявності кварцового скла. Значна частина більш глибокого шару складається з зернистою пилу оксиду заліза.
Магнітне поле Марса
У Марса було зафіксовано слабке магнітне поле.
Згідно зі свідченнями магнетометр станцій Марс-2 і Марс-3, напруженість магнітного поля на екваторі становить близько 60 гам, на полюсі 120 гам, що в 500 разів слабше земного. За даними АМС Марс-5, напруженість магнітного поля на екваторі становила 64 гами, а магнітний момент - 2,4 • 1022 Ерстед · см2.
Магнітне поле Марса вкрай нестійке, в різних точках планети його напруженість може відрізнятися від 1,5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з фізичними. Це говорить про те, що залізне ядро \u200b\u200bМарса знаходиться в порівняльній нерухомості по відношенню до його корі, тобто механізм планетарного динамо, відповідальний за магнітне поле Землі, на Марсі не працює. Хоча на Марсі немає стійкого усепланетного магнітного поля, спостереження показали, що частини планетної кори намагнічені і що спостерігалася зміна магнітних полюсів цих частин в минулому. Намагніченість даних частин виявилася схожою на смугові магнітні аномалії в світовому океані.
З теорії, опублікованій в 1999 році і перевірену в 2005 році (за допомогою безпілотної станції Марс Глобал Сервейор), ці смуги демонструють тектоніку плит 4 мільярди років тому до того, як динамо-машина планети припинила виконувати свою функцію, що послужило причиною різкого ослаблення магнітного поля. Причини такого різкого ослаблення неясні. Існує припущення, що функціонування динамо-машини 4 млдр. років тому пояснюється наявністю астероїда, який обертався на відстані 50-75 тисяч кілометрів навколо Марса і викликав нестабільність в його ядрі. Потім астероїд знизився до межі Роша і зруйнувався. Проте, це пояснення саме містить неясні моменти, і оскаржується в науковому співтоваристві.
геологічна історія
Глобальна мозаїка з 102 зображень орбітери Вікінг-1 від 22 лютого 1980.
Можливо, в далекому минулому в результаті зіткнення з великим небесним тілом сталася зупинка обертання ядра, а також втрата основного обсягу атмосфери. Вважається, що втрата магнітного поля сталася близько 4 млрд років тому. Внаслідок слабкості магнітного поля сонячний вітер практично безперешкодно проникає в атмосферу Марса, і багато хто з фотохімічних реакцій під дією сонячної радіації, які на Землі відбуваються в іоносфері і вище, на Марсі можуть спостерігатися практично у самій його поверхні.
Геологічна історія Марса укладає в себе три нижченаведені епохи:
Ноачіанская епоха (названа в честь «Ноачіской землі», району Марса): формування найбільш старої збереглася до наших днів поверхні Марса. Продовжувалася в період 4,5 млрд - 3,5 млрд років тому. У цю епоху поверхня була ізрубцована численними ударними кратерами. Плато провінції Фарсида було ймовірно сформовано в цей період з інтенсивним обтіканням водою пізніше.
Гесперійськой ера: від 3,5 млрд років тому до 2,9 - 3,3 млрд років тому. Ця епоха відзначена освітою величезних лавових полів.
Амазонійская ера (названа в честь «Амазонській рівнини» на Марсі): 2,9-3,3 млрд років тому до наших днів. Райони, що утворилися в цю епоху, мають дуже мало метеоритних кратерів, але в усьому іншому вони повністю відрізняються. Гора Олімп сформована в цей період. В цей час в інших частинах Марса розливалися лавові потоки.
супутники Марса
Природними супутниками Марса є Фобос і Деймос. Обидва вони відкриті американським астрономом Асафом Холом в 1877 році. Фобос і Деймос мають неправильну форму і дуже маленькі розміри. За однією з гіпотез, вони можуть являти собою захоплені гравітаційним полем Марса астероїди зразок (5261) Еврика з Троянської групи астероїдів. Супутники названі в честь персонажів, які супроводжують бога Ареса (тобто Марса), - Фобоса і Деймоса, що уособлюють страх і жах, які допомагали богу війни в битвах.
Обидва супутники обертаються навколо своїх осей з тим же періодом, що і навколо Марса, тому завжди повернені до планеті однієї і тієї ж стороною. Приливної вплив Марса поступово уповільнює рух Фобоса, і врешті-решт призведе до падіння супутника на Марс (при збереженні поточної тенденції), або до його розпаду. Навпаки, Деймос віддаляється від Марса.
Обидва супутники мають форму, близьку до Триосний еліпсоїда, Фобос (26,6x22,2x18,6 км) декілька більше Деймоса (15x12,2x10,4 км). Поверхня Деймоса виглядає набагато більш гладкою за рахунок того, що більшість кратерів покрито тонкозернистим речовиною. Очевидно, на Фобос, ближчому до планети і більш масивному, речовина, викинуте при ударах метеоритів, або завдавало повторні удари по поверхні, або падало на Марс, в той час як на Деймосе воно довгий час залишалося на орбіті навколо супутника, поступово осідаючи і приховуючи нерівності рельєфу.
Життя на Марсі
Популярна ідея, що Марс заселений розумними марсіанами, широко поширилася в кінці XIX століття.
Спостереження Скіапареллі так званих каналів, в поєднанні з книгою Персиваля Лоуелла на ту саму тему спопуляризували ідею про планету, клімат якої ставав все суші, холодніше, яка вмирала і в якій існувала стародавня цивілізація, яка виробляє іригаційні роботи.
Інші численні спостереження і оголошення відомих осіб породили навколо цієї теми так звану «Марсіанська лихоманку» ( «Mars Fever»). У 1899 році, під час вивчення атмосферних перешкод в радіосигналі, використовуючи приймачі в колорадського обсерваторії, винахідник Нікола Тесла спостерігав повторюється сигнал. Потім він висловив здогад, що це може бути радіосигнал з інших планет, наприклад, Марсу. В інтерв'ю 1901 Тесла сказав, що йому прийшла в голову думка про те, що перешкоди можуть бути викликані штучно. Хоча він не зміг розшифрувати їх значення, для нього було неможливим те, що вони виникли зовсім випадково. На його думку, це було вітання однієї планети іншою.
Теорія Тесли викликала гарячу підтримку відомого британського вченого-фізика Вільяма Томсона (лорда Кельвіна), який, відвідавши США в 1902 році, сказав, що на його думку Тесла піймав сигнал марсіан, посланий в США. Однак потім Кельвін став рішуче заперечувати цю заяву перед тим, як покинув Америку: «Насправді я сказав, що жителі Марса, якщо вони існують, безсумнівно можуть бачити Нью-Йорк, зокрема світло від електрики».
На сьогоднішній день умовою для розвитку і підтримки життя на планеті вважається наявність рідкої води на її поверхні. Також існує вимога, щоб орбіта планети перебувала в так званій зоні життя, яка для Сонячної системи починається за Венерою і закінчується велика піввісь орбіти Марса. Під час перигелію Марс знаходиться всередині цієї зони, однак тонка атмосфера, з низьким тиском перешкоджає появі рідкої води на значній території на тривалий період. Недавні свідчення говорять про те, що будь-яка вода на поверхні Марса є дуже солоною і кислотної для підтримки постійної земноподобной життя.
Відсутність магнітосфери і вкрай тонка атмосфера Марса також є проблемою для підтримки життя. На поверхні планети йде дуже слабке переміщення теплових потоків, вона погано ізольована від бомбардування частинками сонячного вітру, крім того, при нагріванні вода миттєво випаровується, минаючи рідкий стан через низький тиск. Марс також знаходиться на порозі т. Н. «Геологічної смерті». Закінчення вулканічної активності по всій видимості зупинило круговорот мінералів і хімічних елементів між поверхнею і внутрішньою частиною планети.
Свідчення говорять про те, що планета раніше була значно більш схильна до наявності життя, ніж тепер. Однак на сьогоднішній день залишків організмів на ній не виявлено. Згідно з програмою «Вікінг», здійсненої в середині 1970-х років, була проведена серія експериментів для виявлення мікроорганізмів в марсіанському ґрунті. Вона дала позитивні результати, наприклад, тимчасове збільшення виділення CO2 при приміщенні частинок грунту в воду і живильне середовище. Однак потім дане свідоцтво життя на Марсі було оскаржене деякимивченими [ким?]. Це призвело до їх тривалим суперечкам з ученим з NASA Гильбертом Левіним, який стверджував, що «Вікінг» виявив життя. Після переоцінки даних «Вікінга» в світлі сучасних наукових знань про Екстремофіли було встановлено, що проведені експерименти були недостатньо досконалі для виявлення цих форм життя. Більш того, ці тести могли навіть вбити організми, навіть якщо вони містилися в пробах. Тести, проведені в рамках програми «Фенікс», показали, що грунт має дуже лужний pH фактор і містить магній, натрій, калій і хлорид. Поживних речовин в грунті досить для підтримки життя, проте життєві форми повинні мати захист від інтенсивного ультрафіолетового світла.
Цікаво, що в деяких метеоритах марсіанського походження виявлені освіти, які за формою нагадують найпростіших бактерій, хоча і поступаються найдрібніших земним організмам за розмірами. Одним з таких метеоритів є ALH 84001, знайдений в Антарктиді в 1984 році.
За результатами спостережень із Землі і даних космічного апарату «Марс Експрес» в атмосфері Марса виявлено метан. В умовах Марса цей газ досить швидко розкладається, тому повинен існувати постійне джерело його поповнення. Таким джерелом може бути або геологічна активність (але діючі вулкани на Марсі не виявлено), або життєдіяльність бактерій.
Астрономічні спостереження з поверхні Марса
Після посадок автоматичних апаратів на поверхню Марса з'явилася можливість вести астрономічні спостереження безпосередньо з поверхні планети. Внаслідок астрономічного положення Марса в Сонячній системі, характеристик атмосфери, періоду звернення Марса і його супутників картина нічного неба Марса (і астрономічних явищ, які спостерігаються з планети) відрізняється від земної і багато в чому представляється незвичайної і цікавою.
Колір неба на Марсі
Під час сходу і заходу Сонця марсіанське небо в зеніті має червонувато-рожевий колір, а в безпосередній близькості до диску Сонця - від блакитного до фіолетового, що абсолютно протилежно картині земних зорь.
Опівдні небо Марса жовто-помаранчеве. Причина таких відмінностей від колірної гами земного неба - властивості тонкої, розрідженої, що містить зважену пил атмосфери Марса. На Марсі Релеєвське розсіювання променів (яке на Землі і є причиною блакитного кольору неба) грає незначну роль, ефект його слабкий. Імовірно, жовто-оранжеве забарвлення неба також викликається присутністю 1% магнетиту в частинках пилу, постійно зваженої в марсіанській атмосфері і жене сезонними пиловими бурями. Сутінки починаються задовго до сходу сонця і тривають довго після його заходу. Іноді колір марсіанського неба набуває фіолетового відтінку в результаті розсіювання світла на мікрочастинках водяного льоду в хмарах (останнє - досить рідкісне явище).
Сонце і планети
Кутовий розмір Сонця, спостережуваний з Марса, менше видимого з Землі і становить 2/3 від останнього. Меркурій з Марса буде практично недоступний для спостережень неозброєним оком через надзвичайну близькість до Сонця. Найяскравішою планетою на небі Марса є Венера, на другому місці - Юпітер (його чотири найбільших супутника можна спостерігати без телескопа), на третьому - Земля.
Земля по відношенню до Марса є внутрішньою планетою, так само як Венера для Землі. Відповідно, з Марса Земля спостерігається як ранкова або вечірня зірка, що сходить перед світанком або видима на вечірньому небі після заходу Сонця.
Максимальна елонгація Землі на небі Марса складе 38 градусів. Для неозброєного ока Земля буде видна як яскрава (максимальна видима зоряна величина близько -2,5) зеленувата зірка, поряд з якою буде легко помітна жовтувата і більше тьмяна (близько 0,9) зірочка Місяця. У телескоп обидва об'єкти покажуть однакові фази. Звернення Місяця навколо Землі буде спостерігатися з Марса наступним чином: на максимальному кутовому віддаленні Місяця від Землі неозброєний очей легко розділить Місяць і Землю: через тиждень «зірочки» Місяця і Землі зіллються в нероздільну оком єдину зірку, ще через тиждень Місяць буде знову видно на максимальному відстані, але вже з іншого боку від Землі. Періодично спостерігач на Марсі зможе бачити прохід (транзит) Місяця по диску Землі або, навпаки, покриття Місяця диском Землі. Максимальна видиме видалення Місяця від Землі (і їх видима яскравість) при спостереженні з Марса буде значно змінюватися в залежності від взаємного положення Землі і Марса, і, відповідно, відстані між планетами. В епохи протистоянь воно складе близько 17 хвилин дуги, на максимальному видаленні Землі і Марса - 3,5 хвилини дуги. Земля, як і інші планети, буде спостерігатися в смузі сузір'їв Зодіаку. Астроном на Марсі також зможе спостерігати проходження Землі по диску Сонця, найближчим відбудеться 10 листопада 2084 року.
Супутники - Фобос і Деймос
Проходження Фобоса по диску Сонця. Знімки «Оппортьюніті»
Фобос при спостереженні з поверхні Марса має видимий діаметр близько 1/3 від диска Місяця на земному небі і видиму зоряну величину близько -9 (приблизно як Місяць у фазі першої чверті). Фобос сходить на заході і сідає на сході, щоб знову зійти через 11 годин, таким чином, двічі на добу перетинаючи небо Марса. Рух цієї швидкої місяця по небу буде легко помітно протягом ночі, так само, як і зміна фаз. Неозброєний очей розрізнить найбільшу деталь рельєфу Фобоса - кратер Стикни. Деймос сходить на сході і заходить на заході, виглядає як яскрава зірка без помітного видимого диска, зоряною величиною близько -5 (трохи яскравіше Венери на земному небі), повільно перетинає небо протягом 2,7 марсіанських діб. Обидва супутники можуть спостерігатися на нічному небі одночасно, в цьому випадку Фобос буде рухатися назустріч Деймос.
Яскравість і Фобоса, і Деймоса достатня для того, щоб предмети на поверхні Марса вночі відкидали чіткі тіні. Обидва супутники мають відносно малий нахил орбіти до екватору Марса, що виключає їх спостереження у високих північних і південних широтах планети: так, Фобос ніколи не сходить над горизонтом на північ від 70,4 ° с. ш. або на південь від 70,4 ° ю. ш .; для Деймоса ці значення становлять 82,7 ° с. ш. і 82,7 ° ю. ш. На Марсі може спостерігатися затемнення Фобоса і Деймоса при їх вході в тінь Марса, а також затемнення Сонця, яке буває тільки кільцеподібним через малого кутового розміру Фобоса в порівнянні з диском Сонця.
небесна сфера
Північний полюс на Марсі, внаслідок нахилу осі планети, знаходиться в сузір'ї Лебедя (екваторіальні координати: пряме сходження 21h 10m 42s, схиляння + 52 ° 53.0? І не відзначений яскравою зіркою: найближча до полюсу - тьмяна зірка шостої величини BD +52 2880 (інші її позначення - HR 8106, HD 201 834, SAO 33185). Південний полюс світу (координати 9h 10m 42s і -52 ° 53,0) знаходиться в парі градусів від зірки Каппа Парусов (видима зоряна величина 2,5) - її, в принципі , можна вважати Південної Полярної зіркою Марса.
Зодіакальні сузір'я марсіанської екліптики аналогічні спостережуваним із Землі, з однією відмінністю: при спостереженні річного руху Сонця серед сузір'їв воно (як і інші планети, включаючи Землю), вийшовши зі східної частини сузір'я Риб, буде проходити протягом 6 днів через північну частину сузір'я Кита перед тим, як знову вступити в західну частину Риб.
Історія вивчення Марса
Дослідження Марса почалося давно, ще 3,5 тисячі років назад, в Стародавньому Єгипті. Перші докладні звіти про становище Марса були складені вавілонськими астрономами, які розробили ряд математичних методів для передбачення положення планети. Користуючись даними єгиптян і вавилонян, давньогрецькі (елліністичні) філософи і астрономи розробили детальну геоцентричну модель для пояснення руху планет. Через кілька століть індійськими і ісламськими астрономами був оцінений розмір Марса і відстань до нього від Землі. У XVI столітті Микола Коперник запропонував геліоцентричну модель для опису Сонячної системи з круговими планетарними орбітах. Його результати були переглянуті Іоганном Кеплером, який ввів більш точну еліптичну орбіту Марса, збігається з спостерігається.
У 1659 році Франческо Фонтана, розглядаючи Марс в телескоп, зробив перший малюнок планети. Він зобразив чорна пляма в центрі чітко окресленої сфери.
У 1660 до чорного плямі додалися дві полярні шапки, додані Жаном Домініком Кассіні.
У 1888 році Джованні Скіапареллі, який навчався в Росії, дав перші імена окремих деталей поверхні: моря Афродіти, Еритрейської, Адріатичне, Кіммерійське; озера Сонця, Місячне і Фенікс.
Розквіт телескопічних спостережень Марса припав на кінець XIX - середину XX століття. Багато в чому він обумовлений суспільним інтересом і відомими науковими суперечками навколо спостерігалися марсіанських каналів. Серед астрономів докосмічну ери, які проводили телескопічні спостереження Марса в цей період, найбільш відомі Скіапареллі, Персіваль Ловелл, Слайфер, Антоніаді, Барнард, Жаррі-Делож, Л. Едді, Тихов, Вокулер. Саме ними були закладені основи ареографіі і складені перші докладні карти поверхні Марса - хоча вони і опинилися практично повністю невірними після польотів на Марс автоматичних зондів.
колонізація Марса
Передбачуваний вид Марса після терраформирования
Щодо близькі до земних природні умови трохи полегшують виконання цього завдання. Зокрема, на Землі є місця, в яких природні умови схожі на марсіанські. Вкрай низькі температури в Арктиці і Антарктиді можна порівняти навіть з найнижчими температурами на Марсі, а на екваторі Марса в літні місяці буває так само тепло (+20 ° C), як і на Землі. Також на Землі є пустелі, схожі за виглядом з марсіанським ландшафтом.
Але між Землею і Марсом є істотні відмінності. Зокрема, магнітне поле Марса слабше земного приблизно в 800 разів. Разом з розрідженої (в сотні разів в порівнянні з Землею) атмосферою це збільшує кількість досягає його поверхні іонізуючого випромінювання. Вимірювання, проведені американським безпілотним апаратом The Mars Odyssey, показали, що радіаційний фон на орбіті Марса в 2,2 рази перевищує радіаційний фон на Міжнародній космічної станції. Середня доза склала приблизно 220 міллірада в день (2,2 міллігрея в день або 0,8 гріючи в рік). Обсяг опромінення, отриманого в результаті перебування в такому тлі протягом трьох років, наближається до встановлених меж безпеки для космонавтів. На поверхні Марса радіаційний фон трохи нижче і доза становить 0,2-0,3 Гр на рік, значно змінюючись залежно від місцевості, висоти і локальних магнітних полів.
Хімічний склад поширених на Марсі мінералів різноманітніше, ніж у інших небесних тіл поблизу від Землі. На думку корпорації 4Frontiers, їх досить для постачання не тільки самого Марса, але і Місяця, Землі і астероїдний пояс.
Час польоту з Землі до Марса (при нинішніх технологіях) становить 259 діб по напівеліпса і 70 - по параболі. Для спілкування з потенційними колоніями може використовуватися радіозв'язок, яка має затримку 3-4 хв в кожному напрямку під час максимального зближення планет (яке повторюється кожні 780 днів) і близько 20 хв. при максимальному видаленні планет; см. Конфігурація (астрономія).
До теперішнього часу ніяких практичних кроків для колонізації Марсу не зроблено, проте йде розробка колонізації, наприклад, проект Столітній космічний корабель, Розробка житлового модуля для перебування на планеті Deep Space Habitat.
Сьогодні про польоти на Марс і його можливої \u200b\u200bколонізації говорять не тільки фантасти у своїх розповідях, але і реальні вчені, бізнесмени, політики. Зонди і марсоходи дали відповіді про особливості геології. Однак для пілотованих місій слід розібратися, чи є у Марса атмосфера і яка вона по своїй структурі.
Загальні відомості
У Марса є своя атмосфера, але вона становить всього 1% від земної. Як і у Венери, складається переважно з вуглекислого газу, але знову ж таки, набагато тонше. Щодо щільний шар складає 100 км (для порівняння у Землі 500 - 1000 км за різними оцінками). Через це відсутня захист від сонячної радіації, а температурний режим практично не регулюється. Повітря на Марсі в звичному нам розумінні немає.
Вчені встановили точний склад:
- Двоокис вуглецю - 96%.
- Аргон - 2,1%.
- Азот - 1,9%.
У 2003 році виявлено метан. Відкриття підстьобнуло інтерес до Червоної планети, багато країн запустили програми дослідження, які привели до розмов про польоти і колонізації.
Через маленьку щільності температурний режим не регулюється, тому перепади складають в середньому 100 0 С. У денний час встановлюються досить комфортні умови +30 0 С, а вночі температура поверхні падає до -80 0 С. Тиск становить 0,6 кПа (1 / 110 від земного показника). На нашій планеті подібні умови зустрічаються на висоті 35 км. Це головна небезпека для людини без захисту - його вб'є НЕ температура або гази, а тиск.
У поверхні постійно присутній пил. Через малої потужності тяжкості хмари піднімаються до 50 км. Сильні перепади температури призводять до появи вітрів з поривами до 100 м / с, тому пилові бурі на Марсі звичайна справа. Серйозної загрози вони не становлять через маленьку концентрації частинок в повітряних масах.
З яких шарів складається атмосфера Марса?
Сила тяжіння менше земної, тому у Марса атмосфера не так явно ділиться на шари по щільності і тиску. Однорідний склад зберігається до позначки 11 км, далі атмосфера починає розділятися на шари. Вище 100 км щільність знижується до мінімальних значень.
- Тропосфера - до 20 км.
- Стратомезосфера - до 100 км.
- Термосфера - до 200 км.
- Іоносфера - до 500 км.
В верхній атмосфері присутні легкі гази - водень, вуглець. У цих шарах накопичується кисень. Окремі частки атомарного водню поширюються на відстань до 20 000 км, формуючи водневу корону. Чіткого поділу між крайніми областями і космічним простором немає.
Верхня атмосфера
На позначці більше 20-30 км розташовується термосфера - верхні області. Склад залишається стабільним до висоти 200 км. Тут спостерігається високий вміст атомарного кисню. Температура досить низька - до 200-300 К (від -70 до -200 0 С). Далі йде іоносфера, в якій іони вступають в реакцію з нейтральними елементами.
Нижня атмосфера
Залежно від пори року межа цього шару змінюється, і ця зона іменується тропопаузою. Далі простягається стратомезосфера, температура якої в середньому становить -133 0 С. На Землі тут міститься озон, який захищає від космічного випромінювання. На Марсі він накопичується на висоті 50-60 км і далі практично відсутня.
склад атмосфери
Земна атмосфера складається з азоту (78%) і кисню (20%), в невеликих кількостях присутній аргон, вуглекислий газ, метан і т.д. Такі умови вважаються оптимальними для виникнення життя. Склад повітря на Марсі істотно відрізняється. Основним елементом марсіанської атмосфери є вуглекислий газ - близько 95%. На азот припадає 3%, а на аргон 1,6%. Загальна кількість кисню - не більше 0,14%.
Такий склад сформувався через слабке тяжіння Червоної планети. Найбільш стійким виявився важкий вуглекислий газ, який постійно поповнюється в результаті вулканічної активності. Легкі гази розсіюються в космосі, внаслідок низької сили тяжіння і відсутності магнітного поля. Азот утримується гравітацією у вигляді двоатомних молекули, але розщеплюється під впливом радіації, і вигляді одиночних атомів відлітає в космос.
З киснем схожа ситуація, але в верхніх шарах він вступає в реакцію з вуглецем і воднем. Однак вчені до кінця не розуміють особливості реакцій. За розрахунками кількість чадного газу СО повинно бути більше, але в підсумку він окислюється до вуглекислого СО2 і опускається до поверхні. Окремо молекулярний кисень О2 з'являється тільки після хімічного розпаду вуглекислого газу і води у верхніх шарах під впливом фотонів. Він відноситься до неконденсірующаяся на Марсі речовин.
Вчені вважають, що мільйони років тому кількість кисню було порівняти з земним - 15-20%. Поки невідомо точно, чому умови змінилися. Однак окремі атоми не так активно випаровуються, і через більшої ваги він навіть накопичується. В деякій мірі спостерігається зворотний процес.
Решта важливі елементи:
- Озон - практично відсутня, є одна область скупчення в 30-60 км від поверхні.
- Вода - зміст в 100-200 разів менше, ніж в самому посушливому регіоні Землі.
- Метан - спостерігаються викиди невідомої природи, і поки найбільш обговорюване речовина для Марса.
Метан на Землі відноситься до біогенних речовин, тому потенційно може бути пов'язаний з органікою. Природа появи і швидкого руйнування поки не пояснена, тому вчені шукають відповіді на ці питання.
Що трапилося з атмосферою Марса в минулому?
Протягом мільйонів років існування планети атмосфера змінюється за складом і структурі. В результаті досліджень з'явилися докази того, що в минулому на поверхні існували рідкі океани. Однак зараз вода залишилася в невеликих кількостях у вигляді пари або льоду.
Причини зникнення рідини:
- Низький атмосферний тиск не здатне зберігати воду в рідкому стані тривалий час, як це відбувається на Землі.
- Гравітація недостатня сильна, щоб утримувати хмари пари.
- Через відсутність магнітного поля речовина несеться частинками сонячного вітру в космос.
- При значних перепадах температури вода може зберігатися тільки в твердому стані.
Іншими словами, атмосфера Марса мало щільна, щоб зберігати воду у вигляді рідини, а маленька сила тяжіння не здатна утримати водень і кисень.
За оцінками фахівців сприятливі умови для життя на Червоній планеті могли сформуватися близько 4 млрд. Років тому. Можливо, в той час існувало життя.
Називають такі причини руйнування:
- Відсутність захисту від випромінювання сонця і поступово виснаження атмосфери протягом мільйонів років.
- Зіткнення з метеоритом або іншим космічним тілом, моментально знищили атмосферу.
Перша причина на наразі поки більш імовірна, оскільки слідів глобальної катастрофи поки не виявлено. Подібні висновки вдалося зробити завдяки дослідженням автономної станції Curiosity. Марсохід встановив точний склад повітря.
Стародавня атмосфера Марса містила багато кисню
Сьогодні у вчених практично немає сумнівів, що раніше на Червоній планеті була вода. На численних види обриси океанів. Візуальні спостереження підтверджуються конкретними дослідженнями. Марсоходи брали аналізи грунту в долинах колишніх морів і річок, і хімічний склад підтвердив початкові припущення.
У нинішніх умовах будь-яка рідка вода на поверхні планети моментально випарується, тому що тиск дуже низький. Однак якщо в давнину існували океани і озера, то умови були іншими. Одне з припущень - інший склад з часткою кисню близько 15-20%, а також збільшеною часткою азоту і аргону. У такому вигляді Марс стає практично ідентичним нашій рідній планеті - з рідкою водою, киснем і азотом.
Інші вчені висловлюють припущення про існування повноцінного магнітного поля, здатного захистити від сонячного вітру. Його потужність порівнянна з земним, а це ще один фактор, що говорить на користь наявності умови для зародження і розвитку життя.
Причини виснаження атмосфера
Вершина розвитку припадає на Гесперійськой еру (3,5-2,5 млрд. Років тому). На рівнині знаходився солоний океан, який можна порівняти за розмірами з Північним Льодовитим океаном. Температура на поверхні досягала 40-50 0 С, а тиск був близько 1 атм. Висока ймовірність існування живих організмів в той період. Однак період "процвітання" був недостатньо довгим, щоб виникла складна і тим більше розумне життя.
Одна з основних причин - маленькі розміри планети. Марс менше Землі, тому гравітація і магнітне поле слабше. В результаті сонячний вітер активно вибивав частки і буквально зрізав оболонку шар за шаром. Склад атмосфери почав мінятися протягом 1 млрд років, після чого кліматичні зміни стали катастрофічними. Зменшення тиску призводило до випаровування рідини і перепадів температури.
Оскільки Марс знаходиться далі від Сонця, ніж Земля, він може займати на небі становище, протилежне Солн-цу, тоді він видно всю ніч. Такий стан планети називаються ється протистоянням. У Марса воно повторюється кожні два роки і два місяці. Так як орбіта Марса витягнута більша за земну, то під час протистоянь відстані між Мар-сом і Землею можуть бути різними. Раз в 15 або 17 років відбувається Велике протистояння, коли відстань між Землею і Марсом мінімально і становить 55 млн км.
Канали на Марсі
На фотографії Марса, зробленої з космічного телеско-па Хаббла, добре видно характерні особливості планети. На червоному тлі марсіанських пустель чітко видно го-синюватий-зелені моря і яскраво-біла полярна шапка. знаменитих каналів на знімку не видно. При та-ком збільшенні вони дійсно не видно. Після того як були отримані великомасштабні знімки Марса, загадка мар-сіанскіх каналів була остаточно вирішена: канали перед- являють собою оптичну ілюзію.
Великий інтерес викликало питання про можливість сущест-вования життя на Марсі. Проведені в 1976 р на амери-Канський АМС «Вікінг» дослідження дали, мабуть, вікон-чательно негативний результат. Ніяких слідів життя на Марсі не виявлено.
Однак і в даний час йде оживлений-лённая дискусія з цього приводу. Обидві сторони, як сторін-ники, так і противники життя на Марсі, призводять аргумен-ти, які їх опоненти спростувати не можуть. Для реше-ня цього питання просто не вистачає експериментальних дан-них. Залишається тільки чекати, коли здійснюються і пла-планованої польоти до Марса дадуть матеріал, що підтверджує або спростовує існування життя на Марсі в наш час або в далекому минулому. Матеріал з сайту
У Марса є два невеликих супутника - Фобос (рис. 51) і Деймос (рис. 52). Їх розміри 18 × 22 і 10 × 16 км відпо-відно. Фобос розташований від поверхні планети на рас-стоянні всього 6000 км і обертається навколо неї приблизно за 7 ч, що в 3 рази менше марсіанських діб. Деймос знахо-диться на відстані 20 000 км.
З супутниками пов'язаний ряд загадок. Так, неясно їх від-ходіння. Більшість вчених вважають, що це порівняно недавно захоплені астероїди. Важко уявити собі, як уцілів Фобос після удару метеорита, який залишив на ньому кратер діаметром 8 км. Незрозуміло, чому Фобос є самим чорним з відомих нам тел. Його відбивна спо-можності в 3 рази менше, ніж сажі. На жаль, неяк-до польотів КА до Фобоса закінчилося невдачею. Окончатель-ве рішення багатьох питань як Фобоса, так і Марса откло-дивать до експедиції на Марс, запланованої на 30-ті роки XXI ст.
Наближається ера колонізації Марса. NASA запланувало першу експедицію на Червону Планету влітку 2020 року і на неї було виділено близько двох мільярдів доларів США. На тлі цього з'явилася потреба добувати кисень, який в прямому сенсі життєво необхідний для перебування астронавтів на космічній станції. Розрахунки показали, що транспортування основного для життєдіяльності людини газу з Землі обходиться занадто дорого. Це послужило стартом роздумів вчених на тему: чи є кисень на Марсі і, якщо його недостатньо, то як його «винайти».
Скільки кисню в атмосфері Марса?
Випереджаючи події, відразу позначимо: кисень на Марсі є, проте в чистому вигляді його кількість становить лише 0,13%. Вдихнувши один раз марсіанського повітря, людина загине миттєво. Велика частина кисню в застрягли на Марсі існує у вигляді вуглекислого газу, який на 95% становить атмосферу Марса. Частина, що залишилася це:
- 1,6% аргону;
- 3% азоту;
- 0,27% - залишки водяної пари і інші гази.
Також кисень може існувати у вигляді оксиду заліза, який надає планеті червоний колір.
Однак вчені припускають, що дуже давно, гази, що оточують Марс мали набагато більший обсяг кисню, і що єдина причина, по якій Земля не перетворилася в Червону Планету - рослини, який постійно вбирають в себе вуглець з вуглекислого газу. Саме екосистема виробляє те повітря, яким ми дихаємо. Якби Марс був ближче до Сонця (досить теплий для рідкої води) і досить великий, щоб утримувати більш щільну атмосферу, там могли б рости рослини, подібні до тих, що ростуть на Землі. Але в нинішніх умовах рослинам знадобилися б спеціальні купола, опалення, вода і штучне світло.
Як можна отримати кисень на Марсі
З огляду на те, що кисень на Марсі нетипове явище, вчені вирішують проблему з його відтворенням. Було запропоновано 3 основних способи, що дозволяють виробляти повітря на Червоній Планеті:
- За допомогою бактерій, здатних поглинати з вуглекислого газу повітря.
- Паливний елемент, запропонований Массачусетським технологічним інститутом MOXIE.
- Застосування низькотемпературної плазми, яка здатна за допомогою частинок, що містяться в іонізованому газі витягувати іони кисню.
Повітря на Марсі необхідний для безперебійної роботи науково - дослідної станції. Його відтворення дозволить астронавтам не тільки дихати, а й заправляти ракети для повернення на Землю. З огляду на те, що склад марсіанського повітря і атмосфери значно відрізняється від земного, а транспортування обійдеться дуже дорого, перераховані способи отримання O2 стануть по - справжньому головною подією в освоєнні нових планет.
Бактерії для створення кисню
А тепер докладно розберемо способи видобутку повітря на Марсе.Одной дуже цікавою розробкою для отримання O2 на Червоній Планеті займається корпорація аерокосмічної розвитку Techshot. Ними було припущено, що кисень можна отримувати за допомогою бактерій, які з вуглекислого газу здатні поглинати потрібний людині газ. Була створена кімната з імітацією атмосфери, денного циклу і випромінювання на поверхні Марса, в якій з успіхом була підтверджена згадана теорія.
Даний спосіб виробництва кисню має глобальне значення. По - перше транспортування таких бактерій вимагає менших витрат і місця. По - друге з - за відносних орбіт Землі та Марса поставки запасів будуть проводитися тільки раз в 500 днів, що робить генерацію повітря майже необхідної для колонізації Червоної Планети. У свою чергу можна запропонувати виробництво кисню з льоду або води. Однак водні ресурси занадто цінні, щоб відправляти їх на виділення необхідного для дихання газу.
експеримент Moxie
Основним завданням експедиції є вивчення придатності Марса для життя. З цією метою на 4 планету сонячної Системи відправляється атомний марсохід Curiosity, якому потрібно не тільки протриматися на Червоній планеті для її дослідження, але також, щоб у астронавтів вистачило кисню на зворотний шлях. Рішення знайшов Массачусетський технологічний інститут MOXIE. Підсумком їх розробки повинен стати паливний елемент, який за допомогою електролізу здатний розділити CO2 монооксид вуглецю і кисень, які згодом спрямовуються в сховища. На тлі інших наукових розробок MOXIE виділяється тим, що націлені на практичні випробування. У їх плани входить створення на Марсі автоматизованого виробничого цеху, який заздалегідь згенерує кисень для прибуваючих астронавтів.
Плазмова технологія для виробництва кисню
Вчені з Португалії припускають, що Марс найбільш сприятливе місце для проведення реакції розкладання за допомогою нерівноважної плазми. Інтервали термобарических показників в атмосферному поле на Марсі здатні викликати більш відчутні коливання, що призводять до асиметричному розтягування молекул, ніж на Землі. Саме це робить Марс більш привабливою планетою для проведення досвіду. Крім кисню, продуктом плазмового розділення молекул може стати чадний газ, який буде використовуватися в якості ракетного палива. Керівник проекту, Васко Герра вважає, що для виробництво 8-16 кг повітря знадобляться лише 150-200 Вт протягом 4 годин кожні двадцять п'ять годинні марсіанські добу.
