Марс

Зьвесткі зь Вікіпэдыі — вольнай энцыкляпэдыі
(Перанакіравана з «Марс (плянэта)»)
Перайсьці да: навігацыі, пошуку
Марс Mars symbol.svg
Water ice clouds hanging above Tharsis PIA02653.jpg
Кампутарная выява, складзеная з здымкаў, зробленых у часе місіі Mars Global Surveyor (1999—2004).
Парамэтры арбіты
Эпоха J2000
Апацэнтар
  • 249 209 300 км
  • 1,665861 а, а,
Пэрыцэнтар
  • 206 669 000 км
  • 1,381497 а, а,
Вялікая паўвось
  • 227 939 100 км
  • 1,523679 а, а,
Эксцэнтрысытэт 0,093315
Сыдэрычны пэрыяд
Сынадычны пэрыяд
  • 779,96 дзён
  • 2,135 юліянскага году
Сяр. арбітальная хуткасьць 24,077 км/с
Сярэдняя анамалія 19,3564°
Нахіленьне
Даўгата ўсходзячага вузла 49,562°
Аргумэнт пэрыцэнтра 286,537°
Спадарожнікі Дэймас, Фобас

Марс (Mars) — чацьвертая па аддаленьні ад Сонца 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 багоў антычнага пантэона, у дадзеным выпадку — бога вайны Марса (адпавядае грэцкаму Арэсу). Аналягічнай выявай абраныя назвы й для спадарожнікаў плянэты: Фобас і Дэймас — імёны двух сыноў міталягічнага Арэса, суправаджалых яго ў бою.

Як і ўсе плянэты зямнога тыпу, Марс складаецца з горных пародаў і мэталаў. Каля 60% паверхні Марса займае чырванаватая камяніста-пясчаная пустэча, ёсьць кратэры й горы. Чырвань паверхні надае пыл аксіду жалеза. Рэшта паверхні мае зеленаваты колер, адценьне якога мяняецца на працягу году. Раней гэта лічылася прыкметай наяўнасьці расьліннага жыцьця, але пацьверджаная адсутнасьць кіслароду й вады пярэчыць гэтай думцы.

Пачынаючы з 1960-х гадоў, непасрэдным дасьледаваньнем Марса з дапамогай АМС займаліся СССР (праграмы «Марс» і «Фобас»), ЗША (праграмы «Марынэр», «Вікінг», «Mars Global Surveyor» і іншыя) і Эўрапейскае касьмічнае агенцтва (праграма «Марс-экспрэс»).

Фізычныя характарыстыкі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Парамэтры плянэты[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Сярэдняя адлегласьць ад Марса да Сонца складае млн. км (1,52 а. а.), пэрыяд звароту вакол Сонца — 687 зямных сутак. Арбіта Марса мае даволі прыкметны эксцэнтрысытэт (0,0934), таму адлегласьць да Сонца зьмяняецца 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 прыходзіцца на той час, калі Марс знаходзіцца зблізку пэрыгелія; у гэтых так званых вялікіх супрацьстаяньнях адлегласьць да плянэты мінімальная, і Марс асабліва добра бачны, дасягаючы кутняга памеру 25″ і яркасьці 2,9m. Мінімальная адлегласьць ад Марса да Зямлі складае 56 млн км, максымальная — 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 сьціску — палярны радыюс 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 касьмічная 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 сэкунд. Такім чынам, марсіянскі год складаецца з 668,6 марсіянскіх сонечных сутак (званых соламі). Нахіл восі кручэньня Марса забясьпечвае зьмену часоў году. Пры гэтым выцягнутасьць арбіты прыводзіць да вялікіх адрозьненьняў іх працягласьці. Так, паўночная вясна й лета, разам узятыя, доўжацца 371 сол, г. зн. прыкметна больш паловы марсіянскага году. У той жа час яны прыходзяцца на ўчастак арбіты Марса, выдаленай ад Сонца. Таму на Марсе паўночнае лета доўгае й прахалоднае, а паўднёвае — кароткае й гарачае.

Магнітнае поле[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Параўнаньне памераў Марса й Зямлі

У Марса ёсьць магнітнае поле (у 800 разоў слабейшае за зямное), але яно слабае й дужа неўстойлівае, у розных кропках плянэты яго напружанасьць можа адрозьнівацца ад 1,5 да 2 разоў, а магнітныя полюсы не супадаюць зь фізычнымі. Гэта кажа пра тое, што жалезнае ядро Марса занходзіцца ў параўнальнай нерухавасьцю ў параўнаньні зь яго карой, то бок мэханізм плянэтарнага дынама, адказны за магнітнае поле Зямлі, на Марсе не працуе. Магчыма, што ў далёкім мінулым у выніку сутыкненьня з буйным нябесным целам адбылося прыпыненьне вярчэньня ядра, а таксама страта асноўнага аб'ёму атмасфэры. лічыцца, што страта магнітнага поля адбылася каля 4 млрд год таму. У вынік кволасьці магнітнага поля сонечны вецер практычна безьперашкодна працінае атмасфэру Марса й шматлікія з фатахімічных рэакцыяў пад узьдзеяньнем сонечнай радыяцыі, якія на Зямлі адбываюцца ў іёнасфэры й вышэй, на Марсе могуць назірацца парктычна ў самой яго паверхні.

Атмасфэра[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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

Атмасфэра Марса, якая складаецца ў асноўным з вуглякіслага газу, вельмі разрэджаная. Ціск у паверхні Марса ў 160 раз менш атмасфэрнага — 6,1 мбар на сярэднім узроўні паверхні. З-за вялікага перападу вышынь на Марсе, ціск у паверхні моцна зьмяняецца. Максымальнае значэньне мбар дасягаецца ў басэйне Элада (4 км ніжэй сярэдняга ўзроўня паверхні), а на вяршыні гары Алімп (27 км вышэй сярэдняга ўзроўня) яно ўсяго 0,5 мбар. У адрозьненьне ад Зямлі, маса марсіянскай атмасфэры моцна зьмяняецца на працягу году ў сувязі з раставаньнем і намярзаньнем палярных шапак, утрымоўвальных вуглякіслы газ. Існуюць доказы таго, што ў мінулым атмасфэра 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 зь Зямлі й дадзеных касьмічнага 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 геалягічная актыўнасьць (але вульканічная актыўнасьць на Марсе не выяўлена), альбо жыцьцядзейнасьць бактэртыяў.

Паверхня[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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: сэзоннай — 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 Марсу дзейсныя гейзэры. Як лічаць адмыслоўцы НАСА, бруі вуглякіслага газу зь вясновым пацяпленьнем вырываюцца ўверх на вялікую вышыню, выносячы з сабой пыл і пясок.

Вясновае раставаньне палярных шапак прыводзіць да рэзкага падвышэньня ціску атмасфэры й 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 ўзьдзеяньне на разьмеркаваньне тэмпэратуры ў атмасфэры Марса.

На Марсе маецца мноства геалягічных утварэньняў, якія нагадваюць водную эрозію, у прыватнасьці, высмаглыя рэчышчы рэкаў. Дадзеныя марсаходаў НАСА Сьпірыт і Апарцьюніці таксама сьведчаць аб наяўнасьці вады ў мінулым (знойдзеныя мінэралы, якія маглі ўтварыцца толькі ў выніку доўгага ўзьдзеяньня вады).

Унутраны склад[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Мяркуюць, што ўнутраны склад Марсу таки: кара таўшчынёй 100 км, мантыя таўшчынёй 1500 км і ядро радыюса 1700 км. Шчыльнасьць у цэнтры плянэты павінна дасягаць 8,5 г/см³.

Арэсаграфія[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Дзьве трэці паверхні Марса займаюць сьветлыя вобласьці, атрымалыя назву мацерыкоў, каля трэці — цёмныя ўчасткі, званыя морамі. Зблізку канцавосьсяў увосень утворацца белыя плямы — палярныя шапкі, якія зьнікаюць ў пачатку лета. Моры сканцэнтраваныя ў асноўным у паўднёвым паўшар’і плянэты, паміж 10 і 40° шыроты. У паўночным паўшар’і толькі два буйных мора — Ацыдаліўм 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 на карысьць таго, што цёмныя ўчасткі пакрытыя расьліннасьцю. Цяпер лічаць, што гэта проста ўчасткі, зь якіх, з-за іх рэльефу, лёгка выдзімаецца пыл. Буйнамаштабныя здымкі паказваюць, што на самай справе цёмныя ўчасткі складаюцца з груп цёмных палос і плям, зьвязаных з кратэрамі, грудамі й іншымі перашкодамі на шляху вятроў. Сэзонныя й доўгачасовыя зьмены іх памеру й формы зьвязаныя, відаць, са зьменай суадносін участкаў паверхні, пакрытых сьветлым і цёмным рэчывам.

Вонкавы выгляд Марса моцна зьмяняецца ў залежнасьці ад часу году. Першым чынам, кідаюцца ў вочы зьмены палярных шапак. Яны разрастаюцца й памяншаюцца, ствараючы сэзонныя зьявы ў атмасфэры і на паверхні Марса. Паўднёвая палярная шапка можа дасягаць шыраты 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 амэрыканскім спушчальным апаратам Spirit Rover

Паўшар’і Марса даволі моцна адрозьніваюцца 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 ўзроўню, тут мала кратэраў, і асноўную частку займаюць адносна гладкія раўніны, верагодна, якія ўтварыліся ў выніку затапленьні лавай і эрозіі. Такое адрозьненьне паўшар’яў застаецца нерастлумачаным. Мяжа паміж паўшар’ямі пралягае прыкладна па вялікім крузе, нахіленым на 30° да экватара. Мяжа шырокая й няправільная й утварае схіл у кірунку на поўнач. Уздоўж яе сустракаюцца самыя эрозіраванныя ўчасткі марсіянскай паверхні.

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

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

Даліна Марынэра на Марсе
Гара Алімп

У паўночным паўшар’і акрамя шырокіх вульканічных раўнін знаходзяцца дзьве вобласьці буйных вульканаў — Тарсыс і Элізіюм. Тарсыс — шырокая вульканічная раўніна працягласьцю 2000 км, якая дасягае вышыні 10 км над сярэднім узроўнем. На ёй знаходзяцца тры буйныя шчытавыя вульканы — Арсія, Павоніс (Паўлін) і Аскрэўс. На боку Тарсыса знаходзіцца найвышэйшая на Марсе й у Сонечнай сыстэме гара Алімп. Алімп дасягае 27 км вышыні, і ахапляе плошчу 550 км дыямэтрам, акружаную абрывамі, месцамі якія дасягаюць 7 км вышыні. Аб’ём Алімпу ў 10 разоў перавышае аб’ём найбуйнейшага вулькана Зямлі Маўна-Кеа. Тут разьмешчана й некалькі меней буйных вульканаў. Элізіюм — узвышша да шасьці кілямэтраў над сярэднім узроўнем, з трыма вульканамі — Гекатэс, Элізіюм і Альбор.

Узвышша Тарсыс таксама перасечаная мноствам тэктанічных разломаў, часта вельмі складаных і працяглых. Найбуйнейшы 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 найбуйнейшыя ў Сонечнай сыстэме апоўзьні.

Астраномія на Марсе[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Пасьля пасадак аўтаматычных апаратаў на паверхню Марса зьявілася магчымасьць весьці астранамічныя назіраньні непасрэдна з паверхні плянэты. Праз астранамічнае палажэньне Марса ў Сонечнай сыстэме, характарыстыкаў атмасфэры, пэрыяда абарачэньня Марса й яго спадарожнікаў, карціна начнога неба Марса (і астранамічных зьяваў, якія назіраюцца зь плянэты), адрозьніваюцца ад зямной і ў многім прадстаўляецца незвычайнай і цікавай.

Зямля й Месяц[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Зямля ў дачыненьні да Марса зьяўляецца нутранай плянэтай, таксама як Вэнэра для Зямлі. Адпаведна, з Марса Зямля назіраецца як ранічнай ці вячэрняя зора, якая ўзыходзіць перад сьвітанкам ці бачная на вячэрнім небе пасьля заходу Сонца.

Максымальная элянгацыя Зямлі на небе Марса складаеца 38 градусаў. Для неўзброенага вока Зямля будзе бачная як яскравая (максымальная бачная зорная велічыня каля -2,5) зеленаватая зора, побачзь якой будзе лёгка адрозьнівацца, як жаўтаватая ці больш тусклая (каля 0,9) зорка Месяца. У тэлескоп абодва аб’екты пакажуць аднолькавыя фазы. Абарачэньне Месяца вакол Зямлі назірацьмецца з Марса наступным чынам: на максымальным кутным аддаленьні Месяца ад Зямлі няўзброенае вока лёгка разьгледзіць Месяц і Зямлю: праз тыдзень «зорачкі» Месяца й Зямлі зьліюцца ў непадзельную вокам адзіную зорку, яшчэ праз тыдзень Месяц будзе ізноў бачны на максымальнай адлегласьці, але ўжо зь іншага боку Зямлі.

Адметнасьці[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

З чырванаватага колеру плянэты пры назіраньнях зь Зямлі ўзьнікла папулярная назва «чырвоная плянэта».

Зваротны рух Марса адносна зорак зьдзіўляў астраномаў стагодзьдзямі, і нарэшце, прывёў да ідэі пра эліптычныя арбіты плянэтаў (1600-я гг.).

Некалі на Марсе была вада, але з ахалоджаньнем плянэты, вада вымерзла. Зараз вада на Марсе знойдзена толькі ў дзьвюх палярных шапках, складзеных з пылу й з замерзлых вады й двуокісу вугляроду. Памеры шапак мяняюцца на працягу году за кошт таго, што двуокіс вугляроду то выпарваецца, то замярзае. Аднак, дасьледваньні 1990 — 2000-х паказваюць наяўнасьць на Марсе ваданосных мінэралаў.

Паверхня Марса ў кратэры Гусева, здымак ПА «Сьпірыт» (2005?).

Мэтэарыт, знойдзены ў Антарктыцы (1984), лічыцца пэўнага марсіянскага паходжаньня, і ўтрымлівае сьведчаньні існаваньня (мікраскапічныя акамянеласьці) на Марсе жыцьця каля 3,5 млрд гадоў таму (1996).

На паверхні Марса знаходзіцца найвышэйшае горнае ўтварэньне ў Сонечнай сыстэме — згаслы шчытавы вулькан Алімпус Монс (лац. Olympus Mons). Вышыня над навакольнай раўнінай каля 21 км, шырыня кратэра-кальдэры больш за 80 км, вонкавы дыямэтар асновы больш за 480 км. Сыстэма ўзаемазлучаных каньёнаў Валес Марынэрыс (лац. Valles Marineris) цягнецца на больш як 5000 км. Славутыя «каналы Марса» выявіліся аптычнай ілюзіяй, артыфактам недастаткова добрай аптычнай тэхнікі канца 19 ст.

Спадарожнікі Марса[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Асноўны артыкул: Спадарожнікі Марса. Натуральнымі спадарожнікамі Марса зьяўляюцца:

Абодва яны адкрытыя амэрыканскім астраномам Асафам Холам у 1877 г.

Вывучэньне Марса[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

У цяперашні час на арбіце Марса знаходзяцца тры АМС:

На паверхні плянэты працуюць два марсаходаСьпірыт і Апарцьюніці.

Нявыкананыя па чыньніку страты апаратаў місіі:

Касьмічныя апараты, якія вывучалі Марс:

Плянаваныя місіі:

Цікавыя факты[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Марсіянскі «Сьфінкс»
  • Запушчаны зь Зямлі ў жніўні 2007 году й зьдзейсьніўшы ў траўні 2008 году пасадку на Марс у раёне яго паўночнага полюса зонд Фэнікс прывёз на Чырвоную плянэту лічбавую бібліятэку навуковвай фантастыкі
  • На адным з фатаздымкаў паверхні Марса быў заўважаны незвычайны аб’ект. Зь вялікай вышыні аб’ект, які атрымаў мянушку «Марсіянскі Сьфінкс», нагадаваў твар чалавека ці маску.

Глядзіце таксама[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Вонкавыя спасылкі[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Commons-logo.svg  Марссховішча мультымэдыйных матэрыялаў