Марс
Марс — планета земного типу з розрідженою атмосферою. На Марсі є метеоритні кратери як на Місяці, вулкани, долини та пустелі, подібні до земних. Тут розташована гора Олімп, найвища відома гора в Сонячній Системі та Долина Маринера, найбільший каньйон. На додаток до географічних особливостей, період обертання Марса і сезонні цикли також подібні до земних. Орбіта Марса розташована приблизно в 1,5 рази далі від Сонця ніж Земля. Через відносно видовжену орбіту, відстань між Марсом і Сонцем змінюється від 207 млн. км у перигелії до 250 млн. км в афелії. Рік на Марсі триває 687 днів, що майже вдвічі більше ніж земний. Марс обертається навколо своєї осі кожні 24 години 37 хвилин, що лише трохи довше ніж на Землі. На Марсі також спостерігається зміна пір року, тривалість яких майже вдвічі більша. Через еліптичну орбіту сезони в північній і південній півкулі мають різну тривалість: літо в північній півкулі продовжується 177 марсіанських діб, а в південній вона на 21 день коротше й тепліше на 20 градусів, ніж літо в північній півкулі. Орбіти Марса і Землі практично лежать в одній площині (кут між ними складає 2 градуси). Вісь обертання Марса нахилена на кут 25,2 градуси від перпендикуляра до площини орбіти і спрямована в Сузір'я Лебедя. Через кожні 780 днів Земля і Марс виявляються на мінімальній відстані одна від одної, що змінюється від 56 до 101 млн. км. Такі зближення планет називають протистояннями. Якщо ж відстань менша 60 млн. км, то їх називають великими. Великі протистояння спостерігаються через кожні 15-17 років. Марс — невелика планета, більша ніж Меркурій, але трохи більша, ніж половина розміру Землі. Марс має екваторіальний радіус 3 396 км і середній полярний радіус 3 379 км, обидва значення точно визначені космічним кораблем «Mars Global Surveyor», який почав свою першу місію на орбіті навколо планети в 1999 році. Маса Марсу складає 6 418 ? 10?? кг, що вдесятеро менше за масу Землі, а його прискорення вільного падіння 3,72 метрів за секунду на поверхні означає, що об'єкти на Марсі важать тільки третину своєї ваги на Земній поверхні. Через криваво-червоний колір його іноді називають Червоною планетою. Марс довго асоціювали з війною і кровопролиттям, і тому його назвали на честь римського бога війни. У планети є два супутники, Фобос (гр. «Страх») і Деймос («Жах»), які були названі на честь двох синів Ареса і Афродіти (римські копії Марс і Венера відповідно). Протягом минулого сторіччя Марс займав спеціальне місце в популярній культурі. Це служило натхненням для поколінь фантастів. Загадковість планети і багато таємниць залишаються стимулом для наукових досліджень і людської уяви до цього дня. Протистояння Марса
 Якби орбіти Землі і Марса були абсолютно круглими, то усі протистояння цих планет були б однаковими. Але це не так: орбіти планет еліптичні. Правда, орбіта Землі лише трохи відрізняється від кола, але орбіта Марса витягнута дуже помітно. А оскільки час між протистояннями трохи більше двох років, то Земля за цей час здійснює трохи більше двох оборотів по орбіті а Марс - трохи більше одного обороту. Це означає, що при кожному протистоянні ці планети зустрічаються в різних місцях своїх орбіт, наближаючись один до одного на різну відстань.  Марсіанська середня відстань від Сонця є 230-мільйонів км.(1.5 а.о.) і його орбітальний період складає 687 днів, який зображається червоним слідом, порівняно із Земною орбітою, показаною синім.
 Анімація видимого руху Марса в 2003 як видно із Землі  Геологія Згідно з орбітальними спостереженнями й експертизою марсіанських метеоритів, поверхня Марса складається в основному з базальту. Деякі докази свідчать, що частина поверхні Марса багатша на кварц ніж типовий базальт. Більша частина поверхні покрита ферумом оксидом(III). Марсіанські породи представлені уламковими пористими породами та еоловими пісками. Густина марсіанських порід на піщаних рівнинах — 1-1,6; на скелястих рівнинах — 1,8 (на Місяці, для порівняння, відповідно: 1-1,3 та 1,5-2,1). Розмір частинок на поверхні планети: 10-100 мкм — від 60 % (піщані рівнини) до 30 % (скелясті рівнини), 100—2000 мкм. — відповідно від 10 % до 30 %. Основні компоненти марсіанських порід% — залізо (в деяких пробах до 14 %), кальцій, алюміній, кремній, сірка. Є також стронцій, цирконій, рубідій, титан. Ґрунт Марсу за наявними даними, представлений сумішшю силікатів та мінералів класу оксидів зі значним вмістом сульфатів (можливо, гідратованих). Сірка, очевидно, присутня в сульфатах. Велика кількість червоного пилу з діаметром часточок близько 1 мкм надає поверхні планети червонястого відтінку. Характерна особливість поверхні Марсу — наявність кріосфери — льоду Н2О в полярних шапках та в ґрунті. Сучасні дані з марсіанських порід свідчать про існування на Марсі хімічно диференційованої кори, аналогічної земній корі.
Геологічну історію Марса можна розбити на багато епох, але три найголовніші з них: Нойанська епоха (названа в честь Ноя; 3,8-3,5 мільярдів років назад): Сформувались найстаріші існуючі об'єкти на поверхні Марсу. Гесперійська епоха (3,5-1,8 мільярдів років назад): У цю епоху сформувалися обширні рівнини з лави. Амазонська епоха (1,8 мільярдів років назад до теперішнього часу): Сформувалася гора Олімп разом з іншими вулканічними об'єктами на Марсі. 
Олімп - найбільша гора в Сонячній системі. Провал на вершині вулкану дорівнює по площі Лос-Анджелесу
Температурний режим та атмосфера Через більшу віддаленість від Сонця Марс одержує лише 43 % тієї енергії, що одержує Земля. Середньорічна температура там ?60° С. Протягом доби температура поверхні змінюється істотно. Наприклад, у південній півкулі на широті 50 градусів температура в середині осені змінюється від ?18 градусів (опівдні) до ?63 градусів (увечері). Однак, на глибині 25 м під поверхнею температура практично постійна ?60° С протягом доби і не залежить від сезону. Максимальні значення температури поверхні не перевищують декількох градусів вище 0, а мінімальні значення зареєстровані на північній полярній шапці мінус 138 °C. Атмосфера Марса достатньо розріджена. Атмосферний тиск на поверхні змінюється від близько 0,3 мбар на горі Олімп до понад 12 мбар, із середнім тиском на поверхні близько 6,1 мбар. Це у 160 разів менше від середнього тиску на рівні моря нашої планети (1 бар). Висота атмосфери складає близько 11 км, що вища ніж Земна (6 км) через нижчу гравітацію. Атмосфера на Марсі складається із 95 % вуглекислого газу, 3 % азоту, 1,6 % аргону та містить сліди кисню та води. Атмосфера дуже запилена через величезну кількість мікрочастинок близько 1,5 µm в діаметрі, які надають марсіанському небу рудувато-коричневий відтінок, якщо дивитися з поверхні планети. Пилові вихори
 Карта рельєфу Марса(Американська геологічна служба, НАСА. Різними кольорами показані області з різними висотами
Наприкінці XIX століття італійські астрономи А.Секкі і Дж. Скіапареллі повідомили, що неодноразово бачили тонкі довгі темні лінії, що нагадують мережу каналів, що наче зв'язують полярні і помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тім, що ці лінії знаходилися на межі розділення. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно безліч долин і тріщин, однак сполучити їх з каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося. Під поверхнею Марса в окремих областях перебуває шар вічної мерзлоти товщиною в кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видні незвичайні для планет земної групи застиглі флюїдизовані потоки, за якими можна судити про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери, як правило, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна бачити всюди. Обробка збурень в орбітах космічних апаратів дозволили одержати карту ареоїда — рівневої поверхні Марса. Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марса, що говорить про слабкий прояв ізостазії. Особливо добре «видний» Олімп. Ареоїд оконтурює гору западинами глибиною від ?300 м до ?400 м. Усередині гори ареоїд піднімається до 500 м. Гравітаційні аномалії в гірському регіоні Тарсис досягають 344 мГал на висоті супутника (275 км). Взагалі, гравітаційні аномалії на Марсі перевершують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів! Питання про ізостазії залишається поки відкритим. Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок — рівнин, що складають 35 % усієї поверхні і піднесеною, покритою безліччю кратерів областей. Велика частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в ряді випадків представлена особливим типом рельєфу — столовими горами, складеними плосковершинними гірками і хребтами. Чотири гігантських погаслих вулкани піднімаються над навколишньою місцевістю на висоту до 26 км. Найбільший з них — гора Олімп, розташований на західній окраїні гір Фарсида, має основу діаметром 600 км і кальдеру на вершині поперечником 60 км. Три вулкани: гора Аскрійська, гора Павлина і гора Арсія розташовані на одній прямій на вершині гір Фарсида, висотою близько 9 км. Самі вулкани піднімаються над Фарсидою ще на 17 км. Більше 70 погаслих вулканів знайдені на Марсі, але вони набагато менші і за площею і за висотою. На сучасних картах Марса поряд з новими найменуваннями, привласненими формам рельєфу, виявленим завдяки космічним знімкам, використовуються стародавні географічні і міфологічні назви, запропоновані Скіапареллі. Найбільша піднесена область, поперечником близько 6000 км і висотою до 9 км одержала назву Фарсида (так на древніх картах називався Іран), а величезна кільцева низина на півдні діаметром більш 2000 км названа Елладою (Греція). Сильно кратеровані ділянки поверхні одержали назви земель: Земля Прометея, Земля Ниючі та інші. Долинам планети Марс даються назви, які використовувались різними народами. Великі кратери названі на честь учених, а невеликі кратери носять назви населених пунктів Землі.  На Марсі раніше текли річки, від яких залишилися лише сухі русла  Марсіанська пустеля  Рівнина Хриса - місце посадки "Викинга-1"
Гігантська долина глибиною до 6 км і довжиною більше 4000 км знаходиться на південь від екватора. Її назвали Долиною Маринера. Безліч долин менших розмірів, борозни і тріщини виявлено на поверхні Марса, що свідчить про те, що в стародавні часи на Марсі була вода, а, отже, атмосфера була більш щільною. Льодові утворення
Площа, що покривається цим шаром, швидко росте в зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді і переходячи цей рубіж. Навесні з підвищенням температури цей шар випаровується і залишається лише постійна шапка. Хвиля потемніння ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною напрямку вітрів, що постійно дмуть у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер несе верхній шар сипучого матеріалу — світлий пил, оголюючи ділянки більш темних порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, порушується рівновага марсіанського середовища. Швидкість вітру підсилюється до 69 км у годину, починаються вихрі і бурі. Більш мільярда тонн пилу піднімається й утримується в зваженому стані, при цьому різко змінюється кліматичний стан на всій марсіанській кулі. Тривалість пилових бур іноді досягає 50 — 100 діб. Під час пилових бур на Марсі виникає так називаний «антипарниковий ефект», коли хмари пилу не пропускають сонячне випромінювання до поверхні, але пропускають випромінювання, що іде від неї, і тому поверхня сильно охолоджується, а атмосфера розігрівається. Уточнення складу атмосфери космічними апаратами дозволило виявити роль полярних шапок у формуванні бурь. При таненні полярних шапок утворюються величезні маси вуглекислого газу і збільшується тиск над ними, у результаті чого утворяться сильні вітри, що піднімають з поверхні дрібні частки пухкого ґрунту.
Захід Сонця на Марсі
Супутники Марса  Проходження Фобоса по диску Сонца. Фото "Оппортьюніті". Фобос, сфотографований 23.03.2008 р. супутником Mars Reconnaissance Orbiter
Фобос робить повний оборот навколо Марса кожні 7 годин 39 хвилин. Супутник знаходиться за 6000 кілометрів від поверхні планети. Це так близько, що без внутрішньої сили супутник було би розірвано на частини гравітаційними силами. Ці сили також сповільнюють рух Фобоса і, можливо, призведуть до зіткнення супутника з Марсом менш ніж за 100 мільйонів років. Деймос розташований на віддаленішій орбіті й періодичні сили змушують його віддалятися від планети. Фобос і Деймос видно на Марсі не з усіх місць через невеликий розмір та близькість до планети й до приекваторіальних орбіт. Обидва супутники — шматки гірської породи неправильної, приблизно еліпсоїдальної форми. Нерівна поверхня Фобоса повністю покрита метеоритними кратерами. Найбільший кратер Стікней займає половину супутника. Його поверхня також вкрита системою лінійних переломів, або заглиблень, багато з яких геометрично пов'язані із кратером Стікней. Поверхня Деймоса навпаки здається гладкою, бо багато кратерів майже повністю вкриті уламками порід. Альбедо (здатність відбиття світла) у обох супутників дуже низьке, як у найпростіших типів метеоритів. Одна з теорія походження супутників те, що вони — астероїди, які були захоплені Марсом, коли він тільки починав формуватися.
З розвитком космонавтики на Марс стали посилатися різні місії для вивчення планети. Тут планета і показала свій істинний характер - половина місій так і не досягла кінцевої мети свого польоту.
 Марсохід "Spirit"
Марсіанська краса |
Меню сайту
Категорії розділу
Пошук
Архів записів
Хмаринка тегів
Зоряне небо  Земля та Місяць Сонце on-line
Сонячна система
 |
Циклон біля північного полюса Марса, знімки з телескопа Хаббл, 27 квітня 1999
Долина Маринера
Деймос, сфотографований супутником 21.02.2009 р.(не у масштабі).
