Все про Марс

ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЇ ГРУППЫ.

МАРС БЕЗ МАРСИАН.

Ще давнину люди обратили.

увагу до яскраво-оранжеву зірку, яка раз у раз сяяла на небокраї. Давні єгиптяни та корінні мешканці Вавилона називали просто червоною зіркою. Піфагор запропонував іменувати її Пірей, що таке «полум'яний » .

Давні греки присвячували все планети богам. І, звісно, для бога війни Ареса нема більш підхожого символу, ніж червонувата зоря у чорному небі. У римської міфології Аресу відповідав бог Марс. Так планета знайшла нинішнє ім'я. Втім, на Русі до XVIII в. використовувалися грецькі назви планет і Марс іменували Аррисом чи Ареем.

Коли 1977 р. американський астроном Асаф Голл відкрив два супутника, дав їм грецькі імена Фоьос і Деймос, які переводяться як «страх «і «жах ». Страх і навіть жах — вічні супутники війни, але кого можуть злякати два крихітних безневинних супутника? Багато письменники-фантасти населяли червону планету войовничими чудовиськами чи людиноподібними істотами, хто прагне знищити землян. Нині журналісти прозвали Марс Бермудським трикутником Сонячної системи: занадто часто космічні місії, які летять щодо нього, закінчуються неудачами…

Яка ж постає маємо зараз червона планета, що породив стільки иллюзий?

МАРС ЯК ПЛАНЕТА.

Досліджувати Марс найзручніше тоді, коли Земля виявиться точно останнім і Сонцем. Такі моменти (вони називаються протистояннями) повторюються кожні 26 місяців. Протягом того місяці, коли відбувається протистояння, й у наступні місяці Марс перетинає меридіан біля півночі; він видно протягом усього ночі й сяє як зірка -1-ї зіркою величини, суперничаючи за блиском з Венерою і Юпитером.

Орбіта Марса дуже витягнута, тому відстань від цього до Землі від протистояння до протистояння помітно змінюється. Якщо Марс потрапляє у протистояння із Землею в афелії, відстань з-поміж них перевищує ста млн. кілометрів. Якщо ж протистояння відбувається за найсприятливіших умовах, в перигелії марсіанської орбіти, цей період зменшується до 56 млн. кілометрів. Такі «близькі «протистояння називаються великими і повторюються через 15−17 років. Останнє велике протистояння відбулося 1988 г.

Марс має фази, але, оскільки він розкиданий далі від поверхні Сонця, ніж Земля, повної зміни фаз в нього (як й інших зовнішніх планет) немає - максимальний «збитки «відповідає фазі Місяця три дні до повні чи через дні після нього.

Вісь обертання Марса нахилена щодо площині його орбіти на 22?, тобто. всього на 1,5? менше, ніж вісь Землі нахилена до площині екліптики. Переміщуючись орбітою, він по черзі підставляє Сонцю то південне, то на північну півкулю. Тому на згадуваній Марсі протікав ж, як і землі, відбувається зміна пір року, лише тягнуться вже майже вдвічі довше. І це марсіанський день мало відрізняється від земного: добу там тривають 24 год 37 мин.

У результаті малої маси тяжкість на Марсі майже 3 рази менше, ніж Землі. Нині структура гравітаційного поля Марса детально вивчена. Вона свідчить про невеличке відхилення від однорідної розподілу щільності в планеті. Ядро може мати радіус майже половину радіуса планети. Очевидно, воно полягає майже з чистої заліза або з сплаву Fe-FeS (железо-сульфид заліза) і, можливо, розчиненої у яких водню. Очевидно, ядро Марса частково чи цілком досі у рідкому стані. Наявність у планети власного, хоча й слабкого, магнітного поля, виявленого з допомогою космічних апаратів серії «Марс », підтверджує це.

Марс повинен мати потужну кору завтовшки 70−100 км. Між ядром і корою перебувати силікатна мантія, збагачена залізом. Червоні окисли заліза, наявні у поверхневих породах, диктують кольору планеты.

Зараз Марс продовжує остигати. Сейсмічна активність планети слабка. Сейсмограф на американському посадковому апараті «Викинг-2 «протягом року роботи зафіксував лише одне легкий поштовх, і те швидше за все викликаний не тектонічними процесами, а падінням великого метеорита.

Тектонічний режим Марса відрізняється від режиму тектоніки плит, властивого Землі. Адже, щоб останнього необхідно, щоб переважна більшість що виплавляє матеріалу знову затягувалася в мантію разом із океанічній корою. На Марсі ж мантийная конвекція теж не виходить на поверхню й выплавляющая базальтова магма йде нарощування кори. Ці відмінності пояснюються передусім малої масою Марса (удесятеро менше земної) й, звісно, тим, що він сформувався далі від поверхні Сонця, поблизу гігантського Юпітера, котрий значний вплив на процес його образования.

ПОВЕРХНЮ МАРСА.

На погляд поверхню Марса нагадує місячну. Проте за насправді рельєф відрізняється б? льшим розмаїттям. Протягом довгої геологічної історії Марса його поверхня змінювали виверження вулканів і марсотрясения. Глибокі шрами в очах бога залишили метеорити, вітер, вода і льоди.

Поверхня планети полягає що з двох контрастних частин: древніх високогір'їв, покриваючих південне півкуля, й молодших рівнин, зосереджено північних широтах. З іншого боку, виділяються 2 великих вулканічних району — Елізіум і Фарсида. Різниця висот між гірськими і рівнинними областями сягає 6 км.

Высокогорная частина зберегла сліди активної метеоритної бомбардування, яка походила близько чотирьох млрд. років тому я. Метеоритні кратери покривають 2/3 поверхні планети. На старих високогір'ях їх не менше, скільки на Місяці. Але хто марсіанські кратери через вивітрювання встигли «втратити форму ». Деякі їх, очевидно, колись було розмито потоками воды.

Образ північного півкулі визначила вулканічна діяльність. Деякі з рівнин всуціль вкриті древніми извержёнными породами. Потоки рідкої лави розтікалися поверхнею, вклякали, із них текли нові потоки. Ці скам’янілі «річки «зосереджені навколо великих вулканів. На кінчиках лавових мов спостерігаються структури, схожі на земні осадові породи. Мабуть, коли розпечені изверженные маси розтоплювали верстви підземного льоду, лежить на поверхні Марса утворювалися досить великі водойми, що поступово висихали. Взаємодія лави і підземного льоду привело також до появи численних борозен і тріщин. На далекі від вулканів низинних областях північного півкулі простираються піщані дюни. Особливо багато біля північної полярною шапки.

Учені вважають, що поверхневі води зберігаються у вигляді похованих у ґрунті крижаних брил, особливо у полярних областях. Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар завтовшки кілька кілометрів освічений звичайним водяникам льодом, змішаним з пилюкою, який зберігається у період. Це постійні шапки. Спостережувані сезонні зміни полярних шапок відбуваються з допомогою верхнього шару завтовшки менш 1 метри, що складається з твердої вуглекислоти, з так званого «сухого льоду ». Покрываемая цим прошарком площа швидко зростає у зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, котрий іноді переходячи цю межу. Навесні на підвищення температури цю верству випаровується і залишається тільки стала шапка.

Наприкінці ХІХ століття італійські астрономи А. Секкі і Дж. Скиапарелли повідомили, що неодноразово бачили тонкі довгі темні лінії, схожі на мережу каналів, хіба що що пов’язують полярні і помірні зони планети. Американський астроном П. Ловелл припустив, що канали штучного походження. Проте чи все астрономи поділяли цю думку. Річ у тім, що це лінії перебували напружені дозволу. У разі окремі плями зорово об'єднують у лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих з допомогою космічних станцій, видно безліч долин і тріщин, проте поєднати його з каналами, показаними картами Скиапарелли, зірвалася.

Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія у розподілі знижених ділянок — рівнин, складових 35% всієї поверхні, і піднесених, покритих безліччю кратерів областей. Більшість рівнин лежить у північній півкулі. Кордон з-поміж них часом представлена особливим типом рельєфу — їдальнями горами, складеними плосковершинными гірками і хребтами.

Поблизу екватора Марса, у районі званому Тарсис, розташовані вулкани колосальних розмірів. Тарсис — назва, яке астрономи дали височини, має 400 км завширшки і майже 10 км заввишки.

У цьому плато розміщено чотири вулкана, кожен із яких просто гігант тоді як будь-яким земним вулканом. Найграндіозніший вулкан Тарсиса, Гора Олімп, височить над оточуючої місцевістю на 27 км. Близько дві третини поверхні Марса є гірську місцевість з велику кількість кратерів, що виникли від ударів і оточених уламками твердих порід. Поблизу вулканів Тарсиса зміїться велика система каньйонів довгою майже четверту частину екватора. Чотири гігантських погаслих вулкана височать над оточуючої місцевістю на висоту до 26 км. Найбільший із них — гора Олімп, розташований західному околиці гір Фарсида, має підставу діаметром 600 км і кальдеру на вершині поперечником 60 км. Три вулкана: гора Аскрийская, гора Павлина і гора Арсия розташовані на півметровій одній прямій на вершині гір Фарсида, заввишки близько 9 км. Самі вулкани височать над Фарсидой поки що не 17 км. Більше 70 погаслих вулканів знайдено на Марсі, але де вони набагато менше (і по займаній площі й по высоте.

Під поверхнею Марса окремими областях перебуває шар вічної мерзлоти завтовшки кілька кілометрів. У цих районах лежить на поверхні у кратерів видно незвичні планет земної групи застиглі флюидизированные потоки, якими можна будувати висновки про наявності подповерхностного льоду. За винятком рівнин поверхню Марса сильно кратерирована. Кратери, зазвичай, видаються зруйнованими, ніж Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити повсюду.

" Хвиля потемніння «ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною направленості вітрів, постійно дмуть у бік від однієї полюси до іншого. Вітер забирає верхній шар сипкого матеріалу — світлу пил, оголюючи ділянки більш темних порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, нагрівання поверхні і є атмосфери посилюється і порушується рівновагу марсіанської середовища. Швидкість вітру посилюється до 69 км за годину, починаються вихори і бурі. Понад мільярд тонн пилу піднімається і утримується в підвішеному стані, у своїй різко змінюється кліматична обстановка по всьому марсіанському кулі. Тривалість пилових бур іноді досягає 50 — 100 суток.

АТМОСФЕРА І ВОДА НА МАРСЕ.

Атмосфера на Марсі розріджена (тиск порядку сотих і навіть тисячних часток атмосфери), і полягає, переважно, з вуглекислого газу (близько 95%) і малих добавок азоту (близько 3%), аргону (приблизно 1,5%) і кисню (0,15%). Концентрація водяної пари невелика, і її істотно змінюється залежно від сезона.

Є підстави думати, що води на Марсі чимало. На таку думку наводять довгі розгалужені системи долин протяжністю сотні кілометрів, дуже схожі на висохлі русла земних річок, причому перепади висот відповідають напрямку течій. Деякі особливості рельєфу явно нагадують випрасувані льодовиками ділянки. Судячи з хорошою схоронності цих форм, які встигли ні зруйнуватися, ні покритися наступними нашаруваннями, вони теж мають щодо недавнє походження (не більше останнього мільярди років тому). Коли ж тепер марсіанська вода?

Висловлюються припущення, що вода існує і нині як мерзлоти. При дуже низьких температурах лежить на поверхні Марса (загалом прибл. 220? До у широтах і лишь150? До в полярних областях) про всяк відкритої поверхні води швидко утворюється товста кірка льоду, яка, при цьому, через короткий час заноситься пилюкою й піском. Ймовірно, завдяки низькою теплопровідності льоду у його товщею місцями може бути і рідка вода і зокрема, подледные потоки води продовжують і тепер поглиблювати русла деяких рек.

ФОБОС І ДЕЙМОС — СУПУТНИКИ МАРСА.

Супутники Марса відкрили 1877 г. під час великого протистояння американським астрономом А. Холом. Їх назвали Фобос (у перекладі грецького Страх) і Деймос (Жах), що у античних міфах бог війни завжди супроводжувався своїми дітьми страхом і ужасом.

За 160 років доти англійський письменник Джонатан Свіфт в «Мандри Гуллівера» писал:"…они відкрили дві маленькі зірки чи супутника, обертаються близько Марса, у тому числі найближчий до Марса віддалений від центру цієї планети на відстань, однакову трьом її діаметрам, ні тим більше віддалений перебуває від неї на відстань п’яти так само діаметрів. Перший робить її поводження протягом десятої години, а другий у впродовж двадцяти з половиною часа…".

Супутники дуже маленькі за величиною і мають неправильне форму. Розміри Фобоса 28×20×18 км, а Деймоса 16×12×10 км. КА «Маринер 7 «випадково сфотографував Фобос і натомість Марса в 1969 р., а КА «Маринер 9 «передав безліч знімків обох супутників, у яких видно, що поверхні супутників нерівні, рясно покриті кратерами. Кілька близьких подлетов до супутникам зробили КА «Вікінг «і «Фобос 2 ». На найкращих фотографіях Фобоса видно деталі рельєфу площею 5 метров.

Орбіти супутників — кругові: Фобос звертається навколо Марса з відривом 6000 км з періодом 7 годину. 39 хв. Деймос перебуває майже 2,5 разу далі, а період його звернення становить 30 годину. 18 хв. Період обертання навколо осі кожного з супутників збігаються з періодом звернення навколо Марса. Великі осі супутників завжди спрямовані до центра планети. Фобос піднімається ніяких звань і заходить Сході по 3 рази на марсіанські добу. Середня щільність Фобоса — менше двох г/см3, а прискорення вільного падіння становить 0,5 см/с2. Людина важив на Фобосі кілька десятків грам, тому з Фобоса, підстрибнувши, легко полетіти до космосу. Найбільший кратер на Фобосі має діаметр 8 км, порівнюваний із найменшим поперечником супутника. На Деймосе найбільша западина має діаметр 2 км.

Невеликими кратерами поверхні супутників усіяні приблизно як і Місяць. Оскільки загальний схожості, достатку дрібно роздрібненого матеріалу, який покриває поверхні супутників Фобос видається «обдертим », а Деймос має як згладжену, засипаний пилом поверхню. На Фобосі виявлено загадкові борозни, які перетинають майже весь супутник. Борозни мають ширину 100−200 метрів і складають десятки кілометрів. Глибина їхню відмінність від 20 до 90 метрів. Є кілька гіпотез, пояснюють походження цих борозен, але що досить переконливого пояснення, як до речі, і пояснення походження самих супутників. Найшвидше, це захоплені астероиды.

ВИКОРИСТОВУВАНА ЛИТЕРАТУРА.

1. ЕНЦИКЛОПЕДІЯ ДЛЯ ДІТЕЙ. Т.8. Астрономія. Э68 /Глав. ред. М. Д. Аксёнова. — М.: Аванта+, 1997. — 688с.: ил.

2. Довідник. ЩО МОЖНА ПОБАЧИТИ НА НЕБІ. І.Г. Колчинский, М. Я. Орлов, Л. З. Прох, А. Ф. Пугач. КИЇВ НАУКОВА ДУМКА 1982.

3. Маров М. Я. ПЛАНЕТИ СОНЯЧНІЙ СИСТЕМИ. — М.: Наука. Головна редакція фізико-математичній літератури, 1981. — 256с., илл.