Марс (плянэта)

Марс (Mars) — чацьвёртая па выдаленьні ад Сонцы і сёмая па памерах плянэта Сонечнай сыстэмы. Лёгка назіраецца няўзброеным вокам як яркая зорка чырванаватага колеру. Марс, як і іншыя плянэты Сонечнай сыстэмы, названы імем аднаго з богаў антычнага пантэона, у дадзеным выпадку — бога вайны Марса (адпавядае грэцкаму Арэсу). Аналагічнай выявай абраныя назвы і для спадарожнікаў плянэты: Фобас і Дэймас — імёны двух сыноў міталагічнага Арэса, суправаджалых яго ў бою.

[рэдагаваць] Фізычныя характарыстыкі

[рэдагаваць] Параметры плянэты

Сярэдняя адлегласьць ад Марса да Сонцы складае млн. км (1,52 а. а.), пэрыяд звароту вакол Сонцы — 687 зямных сутак. Арбіта Марса мае даволі прыкметны эксцэнтрысытэт (0,0934), таму адлегласьць да Сонца змяняецца ад 206,6 да 249,2 млн. км. Нахіл арбіты Марса роўны 1,85°.

Марс бліжэй усяго да Зямлі падчас супрацьстаяньні, калі плянэта знаходзіцца ў кірунку, процілеглым Сонцу. Супрацьстаяньні паўтараюцца кожныя 26 месяцаў у розных кропках арбіты Марса. Але раз у 15—17 гадоў супрацьстаяньне прыходзяцца на то час, калі Марс знаходзіцца зблізку пэрыгелія; у гэтых так званых вялікіх супрацьстаяньнях адлегласьць да плянэты мінімальна, і Марс асабліва добра бачны, дасягаючы кутняга памеру 25″ і яркасьці 2,9^m. Мінімальная адлегласьць ад Марса да Зямлі складае 56 млн. км, максімальная — каля 400 млн. км.

Марс удвая менш Зямлі па памерах — яго экватарыяльны радыюс роўны 3396,9 км (53% зямнога). Досыць хуткае кручэньне плянэты прыводзіць да прыкметнага палярнага сціску — палярны радыус Марса прыкладна на 21 км менш экватарыяльнага. Маса плянэты — 6,418×10²³ кг (11% масы Зямлі). Паскарэньне сілы цяжару роўна 3,72 м/сек²; другая касмічная хуткасьць — 5,022 км/сек. Марс круціцца вакол сваёй восі, нахіленай да плоскасьці арбіты пад кутом 24°56′. Сыдэрычны пэрыяд кручэньні плянэты — 24 гадзіны 37 хвілін 22,7 секунд. Такім чынам, марсіянскі год складаецца з 668,6 марсіянскіх сонечных сутак (званых соламі). Нахіл восі кручэньня Марса забяспечвае зьмену часоў года. Пры гэтым выцягнутасьць арбіты прыводзіць да вялікіх адрозненьняў іх працягласьці. Так, паўночная вясна й лета, разам узятыя, доўжацца 371 сол, г. з. прыкметна больш паловы марсіянскага года. У той жа час яны прыходзяцца на ўчастак арбіты Марса, выдаленай ад Сонца. Таму на Марсе паўночнае лета доўгае і прахалоднае, а паўднёвае — кароткае й гарачае.

У Марса ёсьць магнітнае поле, прыкладна ў 800 раз слабей зямнога.

[рэдагаваць] Атмасфэра

Тэмпэратура на экватары плянэты вагаецца ад +30°C апоўдні да 80°С апоўначы. Зблізку канцавоссяў тэмпература можа ўпасьці да 143°С.

Атмасфэра Марса, якая складаецца ў асноўным з вуглякіслага газу, вельмі разрэджаная. Ціск у паверхні Марса ў 160 раз менш атмасфернага — 6,1 мбар на сярэднім узроўні паверхні. З-за вялікага перападу вышынь на Марсе, ціск у паверхні моцна зьмяняецца. Максімальнае значэньне мбар дасягаецца ў басейне Элада (4 км ніжэй сярэдняга ўзроўня паверхні), а на вяршыні гары Алімп (27 км вышэй сярэдняга ўзроўня) яно ўсяго 0,5 мбар. У адрозненьне ад Зямлі, маса марсіянскай атмасферы моцна змяняецца на працягу года ў сувязі з раставаньнем і намярзаньнем палярных шапак, утрымоўвальных вуглякіслы газ. Існуюць доказы таго, што ў мінулым атмасфера магла быць больш шчыльнай, і на паверхні Марса існавала вадкая вада.

Атмасфэра складаецца на 95% з вуглякіслага газу; таксама ў ёй утрымоўваецца 2,7% азота, 1,6% аргона, 0,13% кісларода, 0,1% вадзянога пару, 0,07% угарнага газу.

Па выніках назіраньняў з Зямлі і дадзеных касмічнага апарата «Марс Экспрэс» у атмасфэры Марса выяўлены метан. Ва ўмовах Марса гэты газ даволі хутка раскладаецца, таму павінна існаваць пастаянная крыніца яго папаўненьня. Такой крыніцай можа быць альбо геалагічная актыўнасьць (але вулканічная актыўнасьць на Марсе не выяўлена), альбо жыцьцядзейнасьць бактэрый.

[рэдагаваць] Паверхня

Павярхоўны пласт марсіянскай глебы ўтрымоўвае 21% крэмнія, 12,7% жалеза, 5% магнію, 4% кальцыя, 3% алюмінія, 3,1% серы (у 100 раз больш, чым у зямных пародах). Асноўная складнік глебы — крэмнязём, утрымоўвальны прымешка гідратаў аксідаў жалеза (да 10%), якія надаюць глебе чырванаваты колер. Цёмныя вобласьці адлюстроўваюць прыкладна ўтрая менш сьвятла, чым сьветлыя.

Палярныя шапкі складаюцца з двух складнікаў: сезоннай — вуглякіслага газу і векавы — вадзянога лёду. Па дадзеных са спадарожніка Mars Express таўшчыня шапак можа складаць ад 1 м да 3,7 км. Апарат Mars Odyssey выявіў на паўднёвай палярнай шапцы Марса дзейсныя гейзеры. Як лічаць адмыслоўцы НАСА, бруі вуглякіслага газу з вясновым пацяпленьнем вырываюцца ўверх на вялікую вышыню, выносячы з сабой пыл і пясок.

Вясновае раставаньне палярных шапак прыводзіць да рэзкага падвышэньня ціску атмасфэры і перасоўваньню вялікіх мас газу у процілеглае паўшар'е. Хуткасьць пры гэтым вятроў складае 10—40 м/сек, часам да 100 м/с. Вецер паднімае з паверхні вялікая колькасьць пылу, што прыводзіць да пылавым бурам. Моцныя пылавыя буры практычна цалкам хаваюць паверхню плянэты. Пылавыя буры аказваюць прыкметнае ўздзеяньне на размеркаваньне тэмпэратуры ў атмасфэры Марса.

На Марсе маецца мноства геалагічных утварэньняў, якія нагадваюць водную эрозію, у прыватнасьці, высмаглыя рэчышчы рэк. Дадзеныя марсаходаў НАСА Спірыт і Апарцьюніці таксама сведчаць аб наяўнасьці вады ў мінулым (знойдзеныя мінералы, якія маглі ўтварыцца толькі ў выніку доўгага ўздзеяньня вады).

[рэдагаваць] Унутраны склад

Мяркуюць, што ўнутраны склад Марса такое: кара таўшчынёй 100 км, мантыя таўшчынёй 1500 км і ядро радыюса 1700 км. Шчыльнасьць у цэнтры плянэты павінна дасягаць 8,5 г/см ³

[рэдагаваць] Арэсаграфія

Дзьве трэці паверхні Марса займаюць сьветлыя вобласьці, атрымалыя назву мацерыкоў, каля трэці — цёмныя ўчасткі, званыя морамі. Зблізку канцавоссяў увосень утворацца белыя плямы — палярныя шапкі, знікаючыя ў пачатку лета. Моры засяроджаныя ў асноўным у паўднёвым паўшар'і плянэты, паміж 10 і 40° шыроты. У паўночным паўшар'і толькі два буйных мора — Ацыдаліум і Вялікі Сырт.

Характар цёмных участкаў дагэтуль застаецца прадметам спрэчак. Яны захоўваюцца, нягледзячы на тое, што на Марсе бушуюць пылавыя буры. Гэта ў свой час служыла довадам у карысць таго, што цёмныя ўчасткі пакрытыя расліннасьцю. Цяпер лічаць, што гэта проста ўчасткі, зь якіх, у сілу іх рэльефу, лёгка выдзімаецца пыл. Буйнамаштабныя здымкі паказваюць, што на самай справе цёмныя ўчасткі складаюцца з груп цёмных палос і плям, звязаных з кратэрамі, грудамі і іншымі перашкодамі на шляхі вятроў. Сезонныя і доўгачасовыя зьмены іх памеру і формы зьвязаныя, відаць, з зьменай суадносін участкаў паверхні, пакрытых сьветлым і цёмным рэчывам.

Вонкавы выгляд Марса моцна зьмяняецца ў залежнасьці ад часу года. Першым чынам, кідаюцца ў вочы зьмены палярных шапак. Яны разрастаюцца і памяншаюцца, ствараючы сезонныя зьявы ў атмасфэры і на паверхні Марса. Паўднёвая палярная шапка можа дасягаць шыроты 50°, паўночная — 50°. Па меры таго, як увесну палярная шапка ў адным з паўшар'яў адыходзіць, дэталі паверхні плянэты пачынаюць цямнець. Для зямнога назіральніка здаецца, што хваля пацямненьня распаўсюджваецца ад палярнай шапкі да экватара, хоць арбітальныя апараты не фіксуюць якія-небудзь істотных зьмен.

Кратэр Гусева, зьняты амерыканскім спушчальным апаратам Spirit Rover

Паўшар'і Марса даволі моцна адрозніваюцца па характары паверхні. У паўднёвым паўшар'і паверхня знаходзіцца на 1—2 км над сярэднім узроўнем і густа ўсеяная кратэрамі. Гэтая частка Марса нагадвае месяцовыя мацерыкі. На поўначы паверхня ў асноўным знаходзіцца ніжэй сярэдняга ўзроўня, тут мала кратэраў, і асноўную частку займаюць адносна гладкія раўніны, верагодна, якія ўтварыліся ў выніку затапленьні лавай і эрозіі. Такое адрозненьне паўшар'яў застаецца нерастлумачаным. Мяжа паміж паўшар'ямі варта прыкладна па вялікім крузе, нахіленаму на 30° да экватара. Мяжа шырокая і няправільная і ўтворае схіл у кірунку на поўнач. Уздоўж яе сустракаюцца самыя эрозіраванныя ўчасткі марсіянскай паверхні.

Вялікая колькасьць кратэраў у паўднёвым паўшар'і мяркуе, што паверхня тут старажытная — 3—4 млрд. гадоў. Можна вылучыць некалькі тыпаў кратэраў: вялікія кратэры з плоскім дном, больш мелкія і маладыя чаравобразныя кратэры, падобныя на месяцовыя, кратэры, акружаныя валам, і ўзнёслыя кратэры. Апошнія два тыпу ўнікальныя для Марса — кратэры з валам утварыліся тамака, дзе па паверхні цяклі вадкія выкіды, а ўзнёслыя кратэры ўтварыліся тамака, дзе покрыва выкідаў кратэра абараніла паверхню ад ветравой эрозіі. Самой буйнай дэтальлю ўдарнага паходжаньня зьяўляецца басейн Элада (прыкладна 2100 км у папярочніку).

У вобласьці хаатычнага ландшафту зблізку межы паўшар'яў паверхня выпрабавала разломы і сьціскі вялікіх участкаў, за якімі часам вынікала эрозія (з прычыны апоўзняў або катастрафічнага вызваленьня падземных вод), а таксама затапленьне вадкай лавай. Хаатычныя ландшафты часта знаходзяцца ў вытока вялікіх каналаў, прарэзаных вадой. Найболей прымальнай гіпотэзай іх сумеснага утварэньня зьяўляецца раптоўнае раставаньне падпаверхневага лёду.

Даліна Марынэра на Марсе

Гара Алімп

У паўночным паўшар'і акрамя шырокіх вулканічных раўнін знаходзяцца дзьве вобласьці буйных вулканаў — Тарсыс і Элізіум. Тарсыс — шырокая вулканічная раўніна працягласьцю 2000 км, якая дасягае вышыні 10 км над сярэднім узроўнем. На ёй знаходзяцца тры буйных шчытавых вулкана — Арсія, Павоніс (Паўлін) і Аскрэус. На боку Тарсыса знаходзіцца найвысокая на Марсе і ў Сонечнай сыстэме гара Алімп. Алімп дасягае 27 км вышыні, і ахапляе плошчу 550 км дыяметрам, акружаную абрывамі, месцамі якія дасягаюць 7 км вышыні. Аб'ём Алімпу ў 10 раз перавышае аб'ём найбуйнейшага вулкана Зямлі Маўна-Кеа. Тутака ж размешчана некалькі меней буйных вулканаў. Элізіум — узвышша да шасьці кіламетраў над сярэднім узроўнем, з трыма вулканамі — Гекатэс, Элізіум і Альбор.

Узвышша Тарсыс таксама перасечаная мноствам тэктанічных разломаў, часта вельмі складаных і працяглых. Найбуйны зь іх — даліна Марынэра — цягнецца ў шыротнам кірунку амаль на 4500 км (чвэрць акружнасьці плянэты), дасягаючы шырыні 600 км і глыбіні 7—10 км; па сваіх памерах гэты разлом параўнальны з Усходнеафрыканскім рыфтам на Зямлі. На яго стромкіх схілах адбываюцца найбуйныя ў Сонечнай сыстэме апоўзні.

[рэдагаваць] Спадарожнікі Марса

Асноўны артыкул: Спадарожнікі Марса. Натуральнымі спадарожнікамі Марса зьяўляюцца:

Фобас

Дэймас

Абодва яны адкрытыя амерыканскім астраномам Асафам Холам у 1877 г.

[рэдагаваць] Вывучэньне Марса

У цяперашні час на арбіце Марса знаходзяцца тры АМС:

На паверхні плянэты працуюць два марсахода - Спірыт і Апарцьюніці.

Нявыкананыя па чыньніку страты апаратаў місіі:

Касьмічныя апараты, якія вывучалі Марс:

Mars Global Surveyor з 1997 па 2006 год
Mars Pathfinder 1996 год.
АМС «Фобас-2» у 1988 году місія выкананая часткова.
АМС "Вікінг" і АМС "Вікінг-2" 1976 год.
Марынэр-9 1971 год.
Марынэр-6,7 1969 год.
Марынэр-4 1964 год.

Планаваныя місіі:

Phoenix — запуск у 2007 г., прыбыцьцё: травень 2008 г. (НАСА).
«Фобас-Грунт» — запуск у 2009 г. (Раскосмас).
Mars Science Laboratory — запуск восенью 2009 г., прыбыццё: кастрычнік 2010 (НАСА).

[рэдагаваць] Глядзіце таксама

[рэдагаваць] Вонкавыя спасылкі

Карта Google Mars (з указаньнем гор, кратэраў, абласьцей, месцаў пасадкі КА); гл. таксама карты [1], [2], [3] і геалагічную карту Марса.
Mars Exploration Rover Mission Хатняя старонка місіі марсіянскіх даследчых ровераў. Утрымоўвае шмат фатаграфій з паверхні Марса, зробленых роверамі.
Ж.Ф. Родионова, Ю.А. Илюхина. «Новая карта рельефа Марса» («Земля и Вселенная» №2/2005) — гіпсаметрычная карта паўшар'яў Марса, табліцы лацінскіх і расейскіх тэрмінаў і назваў формаў рэльефу Марса.
В. Н. Жарков, В. И. Мороз «Почему Марс?» («Природа» № 6, 2000)
Сурдин В.Г. «Величайшее противостояние Марса». («Природа» № 8, 2003)
Владимир Сурдин «Нужно ли человеку лететь на Марс?»
Есть ли жизнь на Марсе?
Георгий Бурба "Поиск на планете Аэлиты"
Всё о планете Марс / Марсианский портал # X-Mars

У ВікіСховішчы можна знайсьці мультымэдыйныя матэрыялы па тэме:

«Марс (плянэта)»

п • а • р Сонечная сыстэма

Сонца • Геліясфэра Геліяабалонка Геліяпаўза Hydrogen wall	Плянэты ☾ = спадарожнік(-і) ∅ = кольца (-ы)		Мэркурый	Вэнэра	Зямля ☾	Марс ☾

			Юпітэр ☾ ∅	Сатурн ☾ ∅	Уран ☾ ∅	Нэптун ☾ ∅

	Карлікавыя плянэты		Цэрэра	Плютон ☾	Эрыс ☾
	Карлікавыя плянэты
	Малыя целы Сонечнай сыстэмы	Астэроіды (малыя плянэты)	Групы й сямействы: Вулканоіды • Калязямныя астэроіды • Галоўны пояс астэроідаў Траянскія астэроіды • Кентаўры • Нэптунскія траянцы • Спадарожнікі астэроідаў • Мэтэароіды
		Астэроіды (малыя плянэты)	Глядзіце таксама сьпіс астэроідаў, а таксама значэньні імёнаў астэроідаў.

		Транс- нэптунавыя аб'екты	Пояс Койпэра — Плютына: Аркус • Іксіён — Кьюбівана: 2002 UX₂₅ • Варуна • 1992 QB₁ • 2002 TX₃₀₀ • 2003 EL₆₁ • Квавар • 2005 FY₉ • 2002 AW₁₉₇
		Транс- нэптунавыя аб'екты	Расьсеяная кружэлка: 2002 TC₃₀₂ • 2004 XR₁₉₀ • Сэдна

		Камэты	Сьпісы пэрыядычных і непэрыядычных камэт • Дамоклоіды • Воблака Аорта
Глядзіце таксама астранамічныя аб'екты, сьпіс аб'ектаў сонечнай сыстэмы і Партал:Астраномія