Marsa polārie poli. Marsa dienvidu pols var paslēpt lielu pazemes ezeru. Sauszemes planētas

Lauka un saules vēja mijiedarbības shēma

Uz planētas Marsa nav planētu magnētiskā lauka. Planētai ir magnētiskie stabi, kas ir sena planētu lauka paliekas. Tā kā Marsam praktiski nav magnētiskā lauka, to pastāvīgi bombardē saules starojums, kā arī saules vējš, padarot to par neauglīgu pasauli, kādu mēs redzam šodien.

Lielākā daļa planētu rada magnētisko lauku, izmantojot dinamo efektu. Metāli planētas kodolā ir izkusuši un pastāvīgi kustas. Kustīgie metāli rada elektrisko strāvu, kas galu galā izpaužas kā magnētiskais lauks.

Galvenā informācija

Marsam ir magnētiskais lauks, kas ir seno magnētisko lauku paliekas. Tas ir līdzīgs laukiem, kas atrodas Zemes okeānu dibenā. Zinātnieki uzskata, ka viņu klātbūtne ir iespējama zīme, ka Marsam bija plākšņu tektonika. Bet citi pierādījumi liecina, ka šīs plākšņu kustības apstājās apmēram pirms 4 miljardiem gadu.

Lauka joslas ir diezgan spēcīgas, gandrīz tikpat spēcīgas kā uz Zemes, un tās var izstiepties simtiem kilometru atmosfērā. Viņi mijiedarbojas ar saules vēju un rada polārblāzmas tāpat kā uz Zemes. Zinātnieki ir novērojuši vairāk nekā 13 000 šādu polārblāzmu.

Planētas lauka neesamība nozīmē, ka tās virsma saņem 2,5 reizes vairāk starojuma nekā Zeme. Ja cilvēki gatavojas izpētīt planētu, ir nepieciešams veids, kā pasargāt cilvēkus no kaitīgas iedarbības.

Viena no magnētiskā lauka neesamības sekām uz planētas Marss ir neiespējamība uz virsmas atrasties šķidram ūdenim. Marsa roveri zem virsmas ir atklājuši lielu daudzumu ūdens ledus, un zinātnieki uzskata, ka tur varētu būt šķidrs ūdens. Ūdens trūkums palielina šķēršļus, kas inženieriem jāpārvar, lai pētītu un galu galā kolonizētu Sarkano planētu.

	· · · ·

Atmosfēras sastāvs 95,72% Ang. gāze
0,01% slāpekļa oksīds

Marss- ceturtā attālākā planēta no Saules un septītā lielākā planēta Saules sistēmā. Šī planēta ir nosaukta Marsa, seno romiešu kara dieva vārdā, kas atbilst sengrieķu Aresam. Marsu dažreiz sauc par “Sarkano planētu”, jo tā virsmai ir sarkanīga nokrāsa, ko piešķir dzelzs (III) oksīds.

Pamatinformācija

Zemā spiediena dēļ ūdens uz Marsa virsmas nevar pastāvēt šķidrā stāvoklī, taču, visticamāk, agrāk apstākļi bija atšķirīgi, un tāpēc nevar izslēgt primitīvas dzīvības klātbūtni uz planētas. NASA kosmosa kuģis Phoenix 2008. gada 31. jūlijā uz Marsa atklāja ledus ūdeni. "Fēnikss") .

Pašlaik (2009. gada februārī) orbītas izpētes zvaigznājam, kas atrodas orbītā ap Marsu, ir trīs funkcionējoši kosmosa kuģi: Mars Odyssey, Mars Express un Mars Reconnaissance Orbiter, un tas ir vairāk nekā ap jebkuru citu planētu, izņemot Zemi. Pašlaik Marsa virsmu pēta divi roveri: Gars Un Iespēja. Uz Marsa virsmas atrodas arī vairāki neaktīvi nolaižamie lidmašīnām un roveriem, kas ir pabeiguši savas misijas. Visās šajās misijās savāktie ģeoloģiskie dati liecina, ka lielu daļu Marsa virsmas iepriekš klāja ūdens. Pēdējo desmit gadu laikā veiktie novērojumi ir atklājuši vāju geizeru aktivitāti dažās vietās uz Marsa virsmas. Pamatojoties uz NASA kosmosa kuģu novērojumiem "Mars Global Surveyor", dažas Marsa dienvidu polārā cepures daļas pakāpeniski atkāpjas.

Marsam ir divi dabiski pavadoņi – Foboss un Deimos (no sengrieķu valodas tulkoti kā “bailes” un “terors” — abu Ares dēlu vārdi, kas viņu pavadīja kaujā), kas ir salīdzinoši mazi un neregulāras formas. Tie var būt Marsa gravitācijas lauka notverti asteroīdi, līdzīgi Trojas grupas asteroīdam 5261 Eureka.

Marsu no Zemes var redzēt ar neapbruņotu aci. Tā šķietamais lielums sasniedz –2,91 m (vistuvākajā tuvošanās Zemei), kas pēc spilgtuma ir otrais pēc Jupitera, Venēras, Mēness un Saules.

Orbitālās īpašības

Minimālais attālums no Marsa līdz Zemei ir 55,75 miljoni km, maksimālais ir aptuveni 401 miljons km. Vidējais attālums no Marsa līdz Saulei ir 228 miljoni. km (1,52 AU), apgriezienu ap Sauli periods ir 687 Zemes dienas. Marsa orbītai ir diezgan jūtama ekscentriskums (0,0934), tāpēc attālums līdz Saulei svārstās no 206,6 līdz 249,2 miljoniem km. Marsa orbītas slīpums ir 1,85°.

Atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda; tajā ir arī 2,7% slāpekļa, 1,6% argona, 0,13% skābekļa, 0,1% ūdens tvaiku, 0,07% oglekļa monoksīda. Marsa jonosfēra stiepjas no 110 līdz 130 km virs planētas virsmas.

Pamatojoties uz novērojumiem no Zemes un datiem no Mars Express kosmosa kuģa, Marsa atmosfērā tika atklāts metāns. Marsa apstākļos šī gāze sadalās diezgan ātri, tāpēc ir jābūt pastāvīgam papildināšanas avotam. Šāds avots varētu būt vai nu ģeoloģiskā darbība (bet uz Marsa nav atrasti aktīvi vulkāni), vai baktēriju darbība.

Klimats, tāpat kā uz Zemes, ir sezonāls. Aukstajā sezonā arī ārpus polārajām cepurēm uz virsmas var veidoties viegls sarmas. Phoenix aparāts fiksēja sniegputeni, bet sniegpārslas iztvaikoja, pirms sasniedza virsmu.

Kā atklāj pētnieki no Karla Sagana centra, Marss šobrīd piedzīvo sasilšanas procesu. Citi eksperti uzskata, ka ir pāragri izdarīt šādus secinājumus.

Virsma

Galveno reģionu apraksts

Marsa topogrāfiskā karte

Divas trešdaļas no Marsa virsmas aizņem gaiši apgabali, ko sauc par kontinentiem, apmēram trešdaļu ir tumši apgabali, ko sauc par jūrām. Jūras koncentrējas galvenokārt planētas dienvidu puslodē, no 10 līdz 40° platuma. Ziemeļu puslodē ir tikai divas lielas jūras - Acidalia un Greater Syrtis.

Tumšo zonu raksturs joprojām ir diskusiju jautājums. Tie saglabājas, neskatoties uz putekļu vētrām, kas plosās uz Marsa. Tas savulaik kalpoja par argumentu par labu tam, ka tumšās vietas klāj veģetācija. Tagad tiek uzskatīts, ka tie ir vienkārši apgabali, no kuriem to reljefa dēļ viegli tiek aizpūsti putekļi. Liela mēroga attēli parāda, ka tumšās zonas patiesībā sastāv no tumšu svītru un plankumu grupām, kas saistītas ar krāteriem, pakalniem un citiem šķēršļiem vēja ceļā. Sezonālas un ilgstošas ​​to lieluma un formas izmaiņas acīmredzot ir saistītas ar gaismas un tumšās vielas pārklāto virsmu attiecību izmaiņām.

Marsa puslodes diezgan ievērojami atšķiras pēc to virsmas rakstura. Dienvidu puslodē virsma ir 1-2 km virs vidējā un ir blīvi punktēta ar krāteriem. Šī Marsa daļa atgādina Mēness kontinentus. Ziemeļos virsma pārsvarā ir zem vidējā līmeņa, krāteru ir maz, un lielāko daļu aizņem samērā gludi līdzenumi, kurus, iespējams, veidojuši lavas applūšana un erozija. Šī puslodes atšķirība joprojām ir diskusiju jautājums. Robeža starp puslodēm seko apmēram lielam aplim, kas ir 30° slīps pret ekvatoru. Robeža ir plata un neregulāra un veido nogāzi uz ziemeļiem. Gar to atrodas visvairāk erozijas Marsa virsmas apgabali.

Puslodes asimetrijas izskaidrošanai ir izvirzītas divas alternatīvas hipotēzes. Saskaņā ar vienu no tiem, agrīnā ģeoloģiskā stadijā litosfēras plāksnes “pārcēlās kopā” (varbūt nejauši) vienā puslodē (piemēram, Pangea kontinentā uz Zemes) un pēc tam “sasala” šajā pozīcijā. Cita hipotēze liecina par Marsa sadursmi ar Plutona lieluma kosmisko ķermeni.

Lielais krāteru skaits dienvidu puslodē liek domāt, ka virsma šeit ir sena - pirms 3-4 miljardiem gadu. gadiem. Var izšķirt vairākus krāteru veidus: lieli krāteri ar plakanu dibenu, mazāki un jaunāki bļodveida krāteri, kas līdzīgi Mēnesim, krāteri, ko ieskauj grēdas, un paaugstināti krāteri. Pēdējie divi veidi ir unikāli Marsam — apmales krāteri veidojās vietās, kur pa virsmu plūda šķidruma izmešana, un paaugstināti krāteri, kur krātera izmešanas sega pasargāja virsmu no vēja erozijas. Lielākā trieciena izcelsmes pazīme ir Hellas baseins (apmēram 2100 km).

Haotiskās ainavas zonā pie puslodes robežas virsma piedzīvoja lielas lūzuma un saspiešanas zonas, kam dažkārt sekoja erozija (zemes nogruvumu vai katastrofālas gruntsūdeņu noplūdes dēļ), kā arī šķidras lavas applūšana. Haotiskas ainavas bieži vien atrodas lielu kanālu galā, ko izgriež ūdens. Vispieņemamākā hipotēze par to locītavu veidošanos ir pēkšņa zemūdens ledus kušana.

Ziemeļu puslodē papildus plašajiem vulkāniskajiem līdzenumiem ir divas lielu vulkānu zonas - Tharsis un Elysium. Tharsis ir plašs vulkānisks līdzenums, kura garums ir 2000 km, un augstums sasniedz 10 km virs vidējā līmeņa. Tajā atrodas trīs lieli vairogvulkāni – Arsija, Pavonis (Pāvs) un Askreuss. Tarsisas malā atrodas Olimpa kalns, augstākais uz Marsa un Saules sistēmas. Olimps sasniedz 27 km augstumu, un tā platība ir 550 km diametrā, ko ieskauj klintis, kas dažviet sasniedz 7 km augstumu. Olimpa tilpums ir 10 reizes lielāks nekā lielākā Zemes vulkāna Mauna Kea tilpums. Šeit atrodas arī vairāki mazāki vulkāni. Elysium ir paaugstinājums līdz sešiem kilometriem virs vidējā līmeņa, un tajā atrodas trīs vulkāni - Hekate, Elīsijs un Albors.

"Upes" gultnes un citas iespējas

Nosēšanās vietā zemē atrodas arī ievērojams daudzums ūdens ledus.

Ģeoloģija un iekšējā uzbūve

Atšķirībā no Zemes, uz Marsa litosfēras plāksnes nepārvietojas. Tā rezultātā vulkāni var pastāvēt daudz ilgāku laiku un sasniegt milzīgus izmērus.

Foboss (augšā) un Deimos (apakšā)

Pašreizējie Marsa iekšējās struktūras modeļi liecina, ka Marss sastāv no garozas, kuras vidējais biezums ir 50 km (un maksimālais biezums līdz 130 km), silikāta apvalka, kura biezums ir 1800 km, un kodola ar rādiusu 1480 km. Blīvumam planētas centrā vajadzētu sasniegt 8,5 /cm³. Kodols ir daļēji šķidrs un sastāv galvenokārt no dzelzs ar 14-17% (masas) sēra piejaukumu, un vieglo elementu saturs ir divreiz lielāks nekā Zemes kodolā.

Marsa pavadoņi

Marsa dabiskie pavadoņi ir Foboss un Deimoss. Abus tos atklāja amerikāņu astronoms Asafs Hols 1877. gadā. Phobos un Deimos ir neregulāras formas un ļoti maza izmēra. Saskaņā ar vienu hipotēzi tie var attēlot asteroīdus, piemēram, 5261 Eureka no Trojas asteroīdu grupas, ko notvēris Marsa gravitācijas lauks.

Astronomija uz Marsa

Šī sadaļa ir angļu Vikipēdijas raksta tulkojums

Pēc automātisko transportlīdzekļu nolaišanās uz Marsa virsmas kļuva iespējams veikt astronomiskus novērojumus tieši no planētas virsmas. Pateicoties Marsa astronomiskajam novietojumam Saules sistēmā, atmosfēras īpašībām, Marsa un tā pavadoņu orbitālajam periodam, Marsa naksnīgo debesu attēls (un no planētas novērotās astronomiskās parādības) atšķiras no attēla uz Zemes un daudzējādā ziņā šķiet neparasts un interesants.

Pusdienlaiks uz Marsa. Pathfinder fotoattēls

Saulriets uz Marsa. Pathfinder fotoattēls

Debesu krāsa uz Marsa Zemes un Mēness pavadoņiem - Foboss un Deimos

Uz virsmas Uz planētas darbojas divi roveri:

Plānotās misijas

Kultūrā

Grāmatas

• A. Bogdanovs “Sarkanā zvaigzne”
• A.Kazancevs “Faetieši”
• A. Šalimova “Nemirstības cena”
• V. Mihailovs “Īpaša vajadzība”
• V. Šitika “Pēdējā orbīta”
• B. Ļapunovs “Mēs esam uz Marsa”
• G. Martinova “Starfarers” triloģija
• G. Velss “Pasauļu karš”, tāda paša nosaukuma filma divās filmu adaptācijās
• Simmons, Dens "Hiperions", tetraloģija
• Staņislavs Lems "Ananke"

Filmas

• "Ceļojums uz Marsu" ASV, 1903. gads
• "Ceļojums uz Marsu" ASV, 1910. gads
• "Debesu kuģis" Dānija, 1917. gads
• "Ceļojums uz Marsu" Dānija, 1920. gads
• "Ceļojums uz Marsu" Itālija, 1920
• "Kuģis nosūtīts uz Marsu", ASV, 1921
• “Aelita”, režisors Jakovs Protazanovs, PSRS, 1924.
• "Ceļojums uz Marsu" ASV, 1924. gads
• "Uz Marsu" ASV, 1930
• "Flash Gordon: Mars Attacks Earth" ASV, 1938
• "Scrappy's Journey to Mars" ASV, 1938
• "Rocket X-M" ASV, 1950. gads
• “Lidojums uz Marsu”, ASV, 1951
• “Debesis sauc” režisori A. Kozirs un M. Karjukovs, PSRS, 1959. gads.
• Dokumentālā filma “Marss”, režisors Pāvels Klušancevs, PSRS, 1968. gads.
• “Vispirms uz Marsa. Nedziedātā Sergeja Koroļeva dziesma” dokumentālā filma, 2007. gads
• "Marsa odiseja"

Cits

• Izdomātā Visumā

Mākslinieka iespaids par zondi Mars Express, kas riņķo ap Marsu. Kredīts: ESA.

Marsa izpēte notiek tikai dažas desmitgades, taču zinātnieki jau ir paziņojuši par aptuveni 20 kilometrus plata un vismaz vienu metru dziļa ezera atklāšanu planētas dienvidu polā, kas atrodas pusotru kilometru zem Marsa. mūsu kaimiņa virsma.

Iepriekš zinātnieki bija saņēmuši daudz vājākus pierādījumus par šādu rezervuāru esamību, kā arī pārliecinošus pierādījumus, ka uz planētas ir noteikts ūdens daudzums. Taču jaunie rezultāti ir vēl interesantāki.

"Tas vienmēr ir aizraujoši, kad mēs runājam par šķidru ūdeni uz mūsdienu Marsa," sacīja Ešvins Vasavada, Curiosity misijas zinātnieks. "Šim atklājumam var būt noteikta ietekme uz Marsa apdzīvojamības teorijas apstiprināšanu."

Kādas tieši būs šīs sekas, ir pāragri spriest. Zinātniekiem vēl jāapstiprina pats atklājums un precīzi jāsaprot ūdens īpašības. Tam būs nepieciešamas misijas, kuras vēl jāizstrādā un jānosūta uz Marsu.

Jaunais pētījums balstās uz vairāk nekā trīs gadu desmitiem zinātnieku teoriju, ka zem Marsa polārajām cepurēm var slēpties ūdens, līdzīgi tam, kas notiek uz Zemes.

Šo ideju pirmais ierosināja Stīvs Klifords, tagad Arizonas Planētu zinātnes institūta zinātnieks, kurš specializējas ūdens meklējumos uz Marsa. Viņu iedvesmoja, pētot ezerus zem Antarktikas un Grenlandes ledus loksnēm šeit uz Zemes. Šie ezeri rodas, kad planētas iekšējais siltums izkausē ledājus. Viņš domāja, ka līdzīgs scenārijs varētu notikt zem Marsa ledus cepurēm, taču līdz šim pētnieki vienkārši nebija spējuši paskatīties zem ledus.

Jauns pētījums mēģināja to izdarīt, izmantojot radara datus, kas savākti ar MARSIS instrumentu, kas izmanto radio impulsus, lai pētītu planētas jonosfēru un iekšējo struktūru. Kopš 2003. gada viņš pēta Marsu ar Mars Express kosmosa zondi.

Radara signāli mainās atkarībā no tā, ar kādu materiālu tie saskaras savā ceļā. Un jauns pētījums atklāja, ka MARSIS instrumenta uztvertos signālus virs Marsa dienvidu pola var izskaidrot tikai ar liela pazemes šķidrā ūdens baseina klātbūtni.

"Mēs atklājām ūdeni uz Marsa," sacīja vadošais autors Roberto Orosei, Itālijas Nacionālā astrofizikas institūta līdzstrādnieks.

Un, lai gan komandai ir tikai pierādījumi par ezeru vienā vietā uz Sarkanās planētas, viņiem ir aizdomas, ka tas nav vienīgais. Piemēram, Antarktīda slēpj aptuveni 400 šādu ezeru.

Kartes tika izveidotas no datiem, kas iegūti, izmantojot neitronu spektrometru uz zondes Mars Odyssey. Divu Marsa gadu laikā savāktā informācija ļāva institūta vecākajam zinātniekam Tomasam Pretimanam un viņa kolēģiem precīzi noteikt Marsa ledus cepuru biezuma sezonālās atšķirības.

Jo īpaši bija iespējams noteikt, ka aptuveni 25% atmosfēras iet caur šiem vāciņiem, sacīja Prettyman. Jau pašā Marsa teleskopisko novērojumu sākumā tika pamanīts, ka polārie vāciņi uz šīs planētas maina izmēru un konfigurāciju atkarībā no gadalaika. Tagad zināms, ka vāciņi sastāv no ūdens ledus un sasaluša oglekļa dioksīda – "sausā ledus". Tiek uzskatīts, ka ūdens ledus ir polāro ledus cepuru "pastāvīga daļa", un sezonālās izmaiņas nosaka oglekļa dioksīds.

Pētījuma autori atzīmē, ka polāro vāciņu izpēte palīdzēs labāk izprast planētas klimata vēsturi un līdz ar to atbildēt uz jautājumu, vai apstākļi uz Marsa kādreiz bija piemēroti dzīvībai. Polāro vāciņu biezums ir atkarīgs no vairākiem faktoriem, jo ​​īpaši no saules enerģijas, ko absorbē virsma un atmosfēra šajā punktā, kā arī no siltā gaisa plūsmas no zemiem platuma grādiem. Jo īpaši netālu no Ziemeļpola oglekļa dioksīda nogulsnes ir nedaudz novirzītas uz Acidalia līdzenumu. Oglekļa dioksīda ledus biezākās nogulsnes šajā reģionā var būt saistītas ar aukstu vēju, kas pūš no milzu kanjona netālu no Ziemeļpola.

Dienvidu puslodē ogļskābā gāze ātrāk uzkrājas tā sauktās dienvidu polārās paliekas cepures zonā, kurā ir ilgstošas ​​oglekļa dioksīda ledus nogulsnes. Zinātnieki ir secinājuši, ka dienvidu polārā cepures asimetrija ir saistīta ar izmaiņām pamatā esošās augsnes sastāvā. "Apgabali ārpus atlikušās vāciņa sastāv no ūdens ledus, kas sajaukts ar akmeņu atkritumiem un augsni, kas vasarā uzsilst. Tas aizkavē oglekļa dioksīda ledus uzkrāšanos rudenī. Turklāt šajā ar ūdeni bagātajā reģionā uzkrātais siltums tiek samazināts. pakāpeniski izdalās ziemā un rudenī un ierobežo oglekļa dioksīda ledus uzkrāšanos ", atzīmē Prettyman.

Viņš un viņa kolēģi arī izmantoja neitronu spektroskopiju, lai noteiktu, cik daudz citu gāzu - argona un slāpekļa - paliek polāro reģionu atmosfērā, kad oglekļa dioksīds sāk sasalst.

"Mēs atklājām ievērojamu šo gāzu koncentrācijas pieaugumu pie dienvidu pola rudenī un ziemā," saka Prettyman. Viņš teica, ka šo gāzu koncentrācijas izmaiņas palīdzēja iegūt informāciju par vietējiem atmosfēras cirkulācijas modeļiem. Īpaši lieli ziemas cikloni tika atklāti polārajos reģionos.

Precīzi dati par oglekļa dioksīda ledus nogulumu biezumu, kā arī dati par "nesasalstošo" gāzu koncentrācijas sezonālajām svārstībām ļaus zinātniekiem pilnveidot Marsa atmosfēras modeli, labāk izprast tās dinamiku un noskaidrot, kā planētas klimats laika gaitā mainās.

Marss– Saules sistēmas ceturtā planēta: Marsa karte, interesanti fakti, satelīti, izmērs, masa, attālums no Saules, nosaukums, orbīta, pētījumi ar fotogrāfijām.

Marss ir ceturtā planēta no Saules un Saules sistēmā vislīdzīgākā Zemei. Mēs savu kaimiņu pazīstam arī pēc tā otrā vārda – “Sarkanā planēta”. Tā saņēma savu nosaukumu par godu romiešu kara dievam. Iemesls ir tā sarkanā krāsa, ko rada dzelzs oksīds. Ik pēc dažiem gadiem planēta ir mums vistuvāk un to var atrast naksnīgajās debesīs.

Tā periodiskā parādīšanās dēļ planēta ir iekļauta daudzos mītos un leģendās. Un ārējais draudīgais izskats kļuva par planētas baiļu cēloni. Uzzināsim vairāk interesantu faktu par Marsu.

Interesanti fakti par planētu Marss

Marsam un Zemei ir līdzīga virsmas masīva

• Sarkanā planēta klāj tikai 15% no Zemes tilpuma, bet 2/3 mūsu planētas klāj ūdens. Marsa gravitācija ir 37% no Zemes, kas nozīmē, ka jūsu lēciens būs trīs reizes lielāks.

Ir augstākais kalns sistēmā

• Olimpa kalns (augstākais Saules sistēmā) stiepjas 21 km garumā un aptver 600 km diametrā. Izveidojās miljardiem gadu, taču lavas plūsmas liecina, ka vulkāns joprojām var būt aktīvs.

Tikai 18 misijas bija veiksmīgas

• Ir notikušas aptuveni 40 kosmosa misijas uz Marsu, tostarp aplidojumi, orbitālās zondes un roveru nosēšanās. Starp pēdējiem bija Curiosity (2012), MAVEN (2014) un Indijas Mangalyaan (2014). 2016. gadā ieradās arī ExoMars un InSight.

Lielākās putekļu vētras

• Šīs laikapstākļu katastrofas var ilgt mēnešus un aptvert visu planētu. Gadalaiki kļūst ekstrēmi, jo eliptiskais orbitālais ceļš ir ārkārtīgi iegarens. Dienvidu puslodes tuvākajā punktā sākas īsa, bet karsta vasara, un ziemeļu puslodē iestājas ziema. Tad viņi maina vietas.

Marsa atkritumi uz Zemes

• Pētniekiem izdevās atrast nelielas Marsa atmosfēras pēdas meteorītos, kas ieradās pie mums. Viņi peldēja kosmosā miljoniem gadu, pirms sasniedza mūs. Tas palīdzēja veikt sākotnējo planētas izpēti pirms ierīču palaišanas.

Nosaukums cēlies no kara dieva Romā

• Senajā Grieķijā viņi izmantoja vārdu Ares, kurš bija atbildīgs par visām militārajām darbībām. Romieši gandrīz visu kopēja no grieķiem, tāpēc viņi izmantoja Marsu kā savu analogu. Šo tendenci iedvesmoja objekta asiņainā krāsa. Piemēram, Ķīnā Sarkano planētu sauca par “ugunīgu zvaigzni”. Veidojas dzelzs oksīda dēļ.

Ir šķidra ūdens piezīmes

• Zinātnieki ir pārliecināti, ka uz planētas Marss ilgu laiku bija ūdens ledus nogulumu veidā. Pirmās pazīmes ir tumšas svītras vai plankumi uz krātera sienām un akmeņiem. Ņemot vērā Marsa atmosfēru, šķidrumam jābūt sāļam, lai nesasaltu un neiztvaikotu.

Gaidām, kad parādīsies gredzens

• Nākamo 20–40 miljonu gadu laikā Foboss bīstami pietuvosies un planētu gravitācijas dēļ to saplosīs. Tās fragmenti ap Marsu veidos gredzenu, kas var ilgt līdz pat simtiem miljonu gadu.

Planētas Marss izmērs, masa un orbīta

Planētas Marss ekvatoriālais rādiuss ir 3396 km, bet polārais rādiuss ir 3376 km (0,53 Zemes rādiuss). Pirms mums ir burtiski uz pusi mazāks par Zemi, bet masa ir 6,4185 x 10 23 kg (0,151 no Zemes). Planēta pēc aksiālā slīpuma atgādina mūsējo – 25,19°, kas nozīmē, ka uz tās var pamanīt arī sezonalitāti.

Marsa fiziskās īpašības

Ekvatoriālais	3396,2 km
Polārais rādiuss	3376,2 km
Vidējais rādiuss	3389,5 km
Virsmas laukums	1,4437⋅10 8 km² 0,283 zeme
Skaļums	1,6318⋅10 11 km³ 0,151 Zeme
Svars	6,4171⋅10 23 kg 0,107 zeme
Vidējais blīvums	3,933 g/cm³ 0,714 zeme
Bez paātrinājuma iekrīt pie ekvatora	3,711 m/s² 0,378 g
Pirmais bēgšanas ātrums	3,55 km/s
Otrais bēgšanas ātrums	5,03 km/s
Ekvatoriālais ātrums rotācija	868,22 km/h
Rotācijas periods	24 stundas 37 minūtes 22,663 sekundes
Ass slīpums	25.1919°
Pareizā pacelšanās Ziemeļpols	317,681°
Ziemeļpola deklinācija	52,887°
Albedo	0,250 (obligācija) 0,150 (ģeom.)
Šķietamais lielums	−2,91 m

Maksimālais attālums no Marsa līdz Saulei (afēlijs) ir 249,2 miljoni km, un tuvums (perihēlijs) ir 206,7 miljoni km. Tas noved pie tā, ka planēta orbitālajā ceļā pavada 1,88 gadus.

Planētas Marss sastāvs un virsma

Ar blīvumu 3,93 g/cm3 Marss ir zemāks par Zemi, un tam ir tikai 15% no mūsu tilpuma. Mēs jau minējām, ka sarkanā krāsa ir saistīta ar dzelzs oksīda (rūsas) klātbūtni. Bet citu minerālu klātbūtnes dēļ tas ir brūnā, zelta, zaļā utt. Izpētiet Marsa struktūru apakšējā attēlā.

Marss ir sauszemes planēta, kas nozīmē, ka tajā ir augsts minerālvielu līmenis, kas satur skābekli, silīciju un metālus. Augsne ir nedaudz sārmaina un satur magniju, kāliju, nātriju un hloru.

Šādos apstākļos virsma nevar lepoties ar ūdeni. Taču plāns Marsa atmosfēras slānis ļāva ledus palikt polārajos reģionos. Un jūs varat redzēt, ka šīs cepures aptver pienācīgu teritoriju. Pastāv arī hipotēze par pazemes ūdeņu klātbūtni vidējos platuma grādos.

Marsa struktūra satur blīvu metālisku kodolu ar silikāta apvalku. To attēlo dzelzs sulfīds, un tas ir divreiz bagātāks ar gaismas elementiem nekā uz zemes. Garoza stiepjas 50-125 km garumā.

Kodols aptver 1700-1850 km, un to pārstāv dzelzs, niķelis un 16-17% sēra. Mazie izmēri un masa nozīmē, ka gravitācija sasniedz tikai 37,6% no Zemes. Uz virsmas esošais objekts nokritīs ar paātrinājumu 3,711 m/s 2 .

Ir vērts atzīmēt, ka Marsa ainava ir līdzīga tuksnesim. Virsma ir putekļaina un sausa. Sistēmā ir kalnu grēdas, līdzenumi un lielākās smilšu kāpas. Marss lepojas arī ar lielāko kalnu Olimpu un dziļāko bezdibeni Valles Marineris.

Fotogrāfijās redzami daudzi krāteru veidojumi, kas saglabājušies erozijas lēnuma dēļ. Hellas Planitia ir lielākais krāteris uz planētas, kura platums ir 2300 km un dziļums 9 km.

Planēta var lepoties ar gravām un kanāliem, caur kuriem iepriekš varēja plūst ūdens. Daži stiepjas 2000 km garumā un 100 km platumā.

Marsa pavadoņi

Divi no tā pavadoņiem griežas netālu no Marsa: Foboss un Deimos. 1877. gadā tos atklāja Asafs Hols, nosaucot tos grieķu mitoloģijas varoņu vārdā. Tie ir kara dieva Ares dēli: Fobs - bailes, un Deimos - šausmas. Marsa pavadoņi ir parādīti fotoattēlā.

Fobosas diametrs ir 22 km, un attālums ir 9234,42 – 9517,58 km. Orbitālai pārejai nepieciešamas 7 stundas, un šis laiks pakāpeniski samazinās. Pētnieki uzskata, ka pēc 10-50 miljoniem gadu satelīts ietrieksies Marsā vai tiks iznīcināts planētas gravitācijas ietekmē un izveidos gredzenveida struktūru.

Deimos diametrs ir 12 km, un tas griežas 23455,5 – 23470,9 km attālumā. Orbitālais maršruts ilgst 1,26 dienas. Marsam var būt arī papildu pavadoņi, kuru platums ir 50-100 m, un starp diviem lieliem var veidoties putekļu gredzens.

Tiek uzskatīts, ka iepriekš Marsa pavadoņi bija parasti asteroīdi, kas pakļāvās planētu gravitācijai. Bet tiem ir apļveida orbītas, kas ir neparasti notvertiem ķermeņiem. Tās varēja veidoties arī no materiāla, kas radīšanas sākumā bija noplēsts no planētas. Bet tad to sastāvam vajadzēja atgādināt planētas sastāvu. Var rasties arī spēcīga ietekme, atkārtojot scenāriju ar mūsu Mēnesi.

Planētas Marsa atmosfēra un temperatūra

Sarkanajai planētai ir plāns atmosfēras slānis, ko pārstāv oglekļa dioksīds (96%), argons (1,93%), slāpeklis (1,89%) un skābekļa un ūdens piemaisījumi. Tajā ir daudz putekļu, kuru izmērs sasniedz 1,5 mikrometrus. Spiediens – 0,4-0,87 kPa.

Lielais attālums no Saules līdz planētai un plānā atmosfēra nozīmē, ka Marsam ir zema temperatūra. Tas svārstās no -46°C līdz -143°C ziemā un var sasilt līdz 35°C vasarā pie poliem un pusdienlaikā pie ekvatoriālās līnijas.

Marsu raksturo putekļu vētru darbība, kas var simulēt mini viesuļvētras. Tie veidojas saules apkures dēļ, kur paceļas siltākas gaisa straumes un veido vētras, kas stiepjas tūkstošiem kilometru.

Analizējot, atmosfērā tika atrastas arī metāna pēdas ar koncentrāciju 30 daļas uz miljonu. Tas nozīmē, ka viņš tika atbrīvots no konkrētām teritorijām.

Pētījumi liecina, ka planēta spēj radīt līdz 270 tonnām metāna gadā. Tas sasniedz atmosfēras slāni un saglabājas 0,6-4 gadus līdz pilnīgai iznīcināšanai. Pat neliela klātbūtne liecina, ka uz planētas ir paslēpts gāzes avots. Apakšējais skaitlis norāda metāna koncentrāciju uz Marsa.

Spekulācijas ietvēra mājienus par vulkānisko aktivitāti, komētas triecieniem vai mikroorganismu klātbūtni zem virsmas. Metāns var rasties arī nebioloģiskā procesā – serpentinizācijā. Tas satur ūdeni, oglekļa dioksīdu un minerālu olivīnu.

2012. gadā mēs veicām vairākus metāna aprēķinus, izmantojot Curiosity rover. Ja pirmā analīze uzrādīja noteiktu metāna daudzumu atmosfērā, tad otrā uzrādīja 0. Taču 2014. gadā roveris sastapās ar 10 kārtīgu smaili, kas liecina par lokalizētu izdalīšanos.

Satelīti arī konstatēja amonjaka klātbūtni, taču tā sadalīšanās periods ir daudz īsāks. Iespējamais avots: vulkāniskā darbība.

Planētu atmosfēru izkliedēšana

Astrofiziķis Valērijs Šematovičs par planētu atmosfēru, eksoplanetu sistēmu attīstību un Marsa atmosfēras zudumu:

Planētas Marsa izpētes vēsture

Zemieši savu sarkano kaimiņu vērojuši jau ilgāku laiku, jo planētu Marsu var atrast arī bez instrumentu izmantošanas. Pirmie ieraksti tika veikti Senajā Ēģiptē 1534. gadā pirms mūsu ēras. e. Viņi jau bija pazīstami ar retrogrādo efektu. Tiesa, viņiem Marss bija dīvaina zvaigzne, kuras kustība atšķīrās no pārējām.

Jau pirms Neobābilonijas impērijas parādīšanās (539. g. p.m.ē.) regulāri tika reģistrēti planētu novietojumi. Cilvēki atzīmēja izmaiņas kustībā, spilgtuma līmeņos un pat mēģināja paredzēt, kur viņi dosies.

4. gadsimtā pirms mūsu ēras. Aristotelis pamanīja, ka Marss oklūzijas periodā paslēpās aiz zemes pavadoņa, kas liecināja, ka planēta atrodas tālāk par Mēnesi.

Ptolemajs nolēma izveidot visa Visuma modeli, lai izprastu planētu kustību. Viņš ierosināja, ka planētu iekšpusē ir sfēras, kas garantē retrogrādu. Zināms, ka arī senie ķīnieši zināja par planētu tālajā 4. gadsimtā pirms mūsu ēras. e. Diametru aplēsa Indijas pētnieki 5. gadsimtā pirms mūsu ēras. e.

Ptolemaja modelis (ģeocentriskā sistēma) radīja daudzas problēmas, taču tas palika dominējošs līdz 16. gadsimtam, kad Koperniks nāca ar savu shēmu, kur centrā atrodas Saule (heliocentriskā sistēma). Viņa idejas pastiprināja Galileo Galileja novērojumi ar savu jauno teleskopu. Tas viss palīdzēja aprēķināt Marsa ikdienas paralaksi un attālumu līdz tai.

1672. gadā pirmos mērījumus veica Džovanni Kasīni, taču viņa aprīkojums bija vājš. 17. gadsimtā paralaksi izmantoja Tiho Brahe, pēc tam to izlaboja Johanness Keplers. Pirmo Marsa karti prezentēja Kristians Huigenss.

19. gadsimtā bija iespējams palielināt instrumentu izšķirtspēju un izpētīt Marsa virsmas iezīmes. Pateicoties tam, Džovanni Skjaparelli 1877. gadā izveidoja pirmo detalizēto Sarkanās planētas karti. Tas arī rādīja kanālus - garas taisnas līnijas. Vēlāk viņi saprata, ka tā bija tikai optiska ilūzija.

Karte iedvesmoja Persivalu Lovelu izveidot observatoriju ar diviem jaudīgiem teleskopiem (30 un 45 cm). Viņš rakstīja daudzus rakstus un grāmatas par Marsa tēmu. Kanāli un sezonālās izmaiņas (sarūkošās polārās ledus cepures) lika prātā domas par marsiešiem. Un pat pagājušā gadsimta sešdesmitajos gados. turpināja rakstīt pētījumus par šo tēmu.

Planētas Marsa izpēte

Uzlabota Marsa izpēte sākās ar kosmosa izpēti un transportlīdzekļu palaišanu uz citām sistēmas Saules planētām. Kosmosa zondes uz planētu sāka sūtīt 20. gadsimta beigās. Tieši ar viņu palīdzību mēs varējām iepazīties ar svešu pasauli un paplašināt savu izpratni par planētām. Un, lai gan mums neizdevās atrast marsiešus, dzīvība tur varēja pastāvēt agrāk.

Aktīva planētas izpēte sākās 1960. gados. PSRS nosūtīja 9 bezpilota zondes, kas nekad nenonāca uz Marsu. 1964. gadā NASA palaida Mariner 3 un 4. Pirmā neizdevās, bet otrā ieradās uz planētas 7 mēnešus vēlāk.

Mariner 4 spēja iegūt pirmās liela mēroga fotogrāfijas no svešas pasaules un pārraidīja informāciju par atmosfēras spiedienu, magnētiskā lauka neesamību un radiācijas joslu. 1969. gadā uz planētas ieradās jūrnieki 6 un 7.

1970. gadā sākās jaunas sacīkstes starp ASV un PSRS: kurš pirmais Marsa orbītā uzstādīs satelītu. PSRS izmantoja trīs kosmosa kuģus: Cosmos-419, Mars-2 un Mars-3. Pirmais palaišanas laikā neizdevās. Pārējie divi tika palaisti 1971. gadā, un to ierašanās bija 7 mēneši. Marss 2 avarēja, bet Marss 3 maigi nolaidās un kļuva par pirmo, kam izdevās. Taču pārraide ilga tikai 14,5 sekundes.

1971. gadā ASV nosūtīja Mariner 8 un 9. Pirmā iekrita Atlantijas okeāna ūdeņos, bet otrā veiksmīgi nostiprinājās Marsa orbītā. Kopā ar Marsu 2 un 3 viņi nonāca Marsa vētras periodā. Kad tas beidzās, Mariner 9 uzņēma vairākus attēlus, norādot uz šķidru ūdeni, kas, iespējams, tika novērots pagātnē.

1973. gadā no PSRS tika nosūtītas vēl četras ierīces, kur visas, izņemot Mars-7, piegādāja noderīgu informāciju. Lielākais ieguvums bija no Mars-5, kas nosūtīja 60 attēlus. ASV Vikingu misija sākās 1975. gadā. Tās bija divas orbitāles un divi piezemētāji. Viņiem bija jāseko biosignāliem un jāizpēta seismiskās, meteoroloģiskās un magnētiskās īpašības.

Vikingu aptauja parādīja, ka uz Marsa kādreiz bija ūdens, jo liela mēroga plūdi varēja iecirst dziļas ielejas un izgrauzt klints ieplakas. Marss palika noslēpums līdz 90. gadiem, kad Marsa ceļa meklētājs startēja ar kosmosa kuģi un zondi. Misija nolaidās 1987. gadā un pārbaudīja milzīgu daudzumu tehnoloģiju.

1999. gadā ieradās Mars Global Surveyor, izsekojot Marsam gandrīz polārā orbītā. Viņš pētīja virsmu gandrīz divus gadus. Mums izdevās notvert gravas un atkritumu plūsmas. Sensori parādīja, ka magnētiskais lauks nav izveidots kodolā, bet daļēji atrodas garozas zonās. Bija iespējams izveidot arī pirmos polārā vāciņa 3D skatus. Mēs zaudējām kontaktu 2006. gadā.

Marss Odisejs ieradās 2001. gadā. Viņam bija jāizmanto spektrometri, lai atklātu dzīvības pierādījumus. 2002. gadā tika atklātas milzīgas ūdeņraža rezerves. 2003. gadā Mars Express ieradās ar zondi. Bīgls 2 iekļuva atmosfērā un apstiprināja ūdens un oglekļa dioksīda ledus klātbūtni dienvidu polā.

2003. gadā nolaidās slavenie roveri Spirit un Opportunity, kas pētīja akmeņus un augsni. MRO sasniedza orbītu 2006. gadā. Tās instrumenti ir konfigurēti, lai meklētu ūdeni, ledu un minerālus uz virsmas/zem tās.

MRO katru dienu pēta Marsa laika apstākļus un virsmas raksturlielumus, lai atrastu labākās nosēšanās vietas. Rover Curiosity nolaidās Geila krāterī 2012. gadā. Viņa instrumenti ir svarīgi, jo tie atklāj planētas pagātni. 2014. gadā MAVEN sāka pētīt atmosfēru. 2014. gadā Mangalyan ieradās no Indijas ISRO

2016. gadā sākās aktīva iekšējā sastāva un agrīnās ģeoloģiskās evolūcijas izpēte. 2018. gadā Roscosmos plāno nosūtīt savu ierīci, un 2020. gadā tai pievienosies Apvienotie Arābu Emirāti.

Valdības un privātās kosmosa aģentūras nopietni domā par apkalpes misijām nākotnē. Līdz 2030. gadam NASA plāno nosūtīt pirmos Marsa astronautus.

2010. gadā Baraks Obama uzstāja, ka Marss ir jānosaka par prioritāru mērķi. ESA plāno nosūtīt cilvēkus 2030.-2035. gadā. Ir dažas bezpeļņas organizācijas, kas gatavojas sūtīt nelielas misijas ar apkalpi līdz 4 cilvēkiem. Turklāt viņi saņem naudu no sponsoriem, kuri sapņo pārvērst ceļojumu tiešraidē.

Globālās aktivitātes uzsāka SpaceX izpilddirektors Elons Masks. Viņam jau ir izdevies veikt neticamu izrāvienu – atkārtoti lietojamu palaišanas sistēmu, kas ietaupa laiku un naudu. Pirmais lidojums uz Marsu plānots 2022. gadā. Mēs jau runājam par kolonizāciju.

Marss tiek uzskatīts par visvairāk pētīto svešzemju planētu Saules sistēmā. Roveri un zondes turpina izpētīt tā funkcijas, katru reizi piedāvājot jaunu informāciju. Bija iespējams apstiprināt, ka Zeme un Sarkanā planēta saplūst raksturlielumos: polārie ledāji, sezonālās svārstības, atmosfēras slānis, tekošs ūdens. Un ir pierādījumi, ka iepriekš tur varēja būt dzīvība. Tāpēc mēs turpinām atgriezties uz Marsu, kas, visticamāk, būs pirmā planēta, kas tiks kolonizēta.

Zinātnieki joprojām nav zaudējuši cerību uz Marsa atrast dzīvību, pat ja tās ir primitīvas atliekas, nevis dzīvi organismi. Pateicoties teleskopiem un kosmosa kuģiem, mums vienmēr ir iespēja apbrīnot Marsu tiešsaistē. Vietnē jūs atradīsiet daudz noderīgas informācijas, augstas kvalitātes augstas izšķirtspējas Marsa fotoattēlus un interesantus faktus par planētu. Jūs vienmēr varat izmantot Saules sistēmas 3D modeli, lai sekotu visu zināmo debess ķermeņu, tostarp Sarkanās planētas, izskatam, īpašībām un orbītas kustībām. Zemāk ir detalizēta Marsa karte.

Noklikšķiniet uz attēla, lai to palielinātu