Планета Марс

12

Реферат

ПО АСТРОНОМИИ

На тему:

Планета Марс

СОДЕРЖАНИЕ

Введение

Марс как планета

Поверхность Марса

Атмосфера и климат

Спутники Марса Фобос и Деймос

Список литературы

ВВЕДЕНИЕ

Ещё в глубокой древности люди обратили внимание на ярко-оранжевую звезду, которая время от времени сияла на небосклоне. Древние египтяне и жители Вавилонии называли ее просто красной звездой. Пифагор предложил именовать её Пирей, что значит «пламенный».

Древние греки посвящали все планеты богам. И конечно, для бога войны Ареса не нашлось более подходящего символа, чем красноватая звезда в черном небе. В римской мифологии Аресу соответствовал бог Марс. Так планета обрела свое нынешнее имя. Впрочем, на Руси вплоть до XVIII века именовали Аррисом или Ареем.

Когда в 1877 году американский астроном Асаф Холл открыл два спутника Марса, он дал им греческие имена Фобос и Деймос, которые переводятся как «страх» и «ужас».

Многие писатели-фантасты населяли красную планету воинственными чудовищами или человекоподобными существами, стремящимися уничтожить землян. В наши дни журналисты прозвали Марс Бермудским треугольником Солнечной системы: слишком уж часто космические миссии, направляющиеся к нему, заканчиваются неудачами…

Какой же предстаёт перед нами сейчас красная планета, породившая столько иллюзий?

МАРС КАК ПЛЕНЕТА

Основные сведения о Марсе

Диаметр 6794 км

Масса 6,42*10²³

Плотность 3930 кг/м³

Среднее расстояние от Солнца 1,52 а. е.

Период вращения 24 ч 37 мин

Период обращения 686,98 суток

Эксцентриситет 0,093

Наклон орбиты 1,85⁰

Исследовать Марс удобнее всего тогда, когда Земля окажется точно между ним и Солнцем. Такие моменты (они называются противостояниями) повторяются каждые 26 месяцев. В течение того месяца, когда происходит противостояние, и в последующие три месяца Марс пересекает меридиан близ полуночи; он виден на протяжении всей ночи и сверкает как звезда - 1-й звездной величины, соперничая по блеску с Венерой и Юпитером.

Орбита Марса довольно сильно вытянута, поэтому расстояние от него до Земли от противостояния к противостоянию заметно меняется. Если Марс попадает в противостояние с Землёй в афелии, расстояние между ними превышает 100 млн. километров. Если же противостояние происходит при наиболее благоприятных условиях, в перигелии марсианской орбиты, это расстояние уменьшается до 56 млн. километров. Такие «близкие» противостояния называются великими и повторяются через 15 - 17 лет.

Марс имеет фазы, но, поскольку он расположен дальше от Солнца, чем Земля, полной смены фаз у него (как и у других внешних планет) не бывает - максимальный «ущерб» соответствует фазе Луны за три дня до полуночи или спустя три дня после него.

Ось вращения Марса наклонена относительно плоскости его орбиты на 22⁰, то есть всего на 1,5⁰ меньше, чем ось вращения Земли наклонена к плоскости эклиптики. Перемещаясь по орбите, он поочередно подставляет Солнцу то южное, то северное полушарие. Поэтому на Марсе так же, как и на Земле происходит смена времен года, только тянутся они почти в два раза дольше. А вот марсианский день мало, чем отличается от земного: сутки там длятся 24 часа 37 минут.

Вследствие малой массы сила тяжести на Марсе почти в три раза ниже, чем на Земле. В настоящее время структура гравитационного поля Марса детально изучена. Она указывает на небольшое отклонение от однородного распределения плотности в планете. Ядро может иметь радиус до половины радиусы планеты. По-видимому, оно состоит почти из чистого железа или из сплава Fe - FeS (железо - сульфид железа) и, возможно, растворенного в них водорода. По-видимому, ядро Марса, частично или полностью пребывает в жидком состоянии. Наличие у планеты собственного, хотя и очень слабого, магнитного поля, обнаруженного с помощью космического аппарата серии «Марс», подтверждает это.

Марс должен иметь мощную кору толщиной 70 - 100 км. Между ядром и корой находится силикатная мантия, обогащенная железом. Красные окислы железа, пресутствующие в поверхностных породах определяют цвет планеты.

Сейчас Марс продолжает остывать. Сейсмическая активность планеты слабая. Сейсмограф американского посадочного аппарата «Викинг-2» за год работы зафиксировал только одни легкий толчок, и то, скорее всего вызванный не тектоническими процессами, а падением крупного метеорита.

Тектонический режим Марса отличается от режима тектоники плит, характерного для Земли. Ведь для последнего необходимо, чтобы основная масса выплавляющегося материала снова затягивалась в мантию вместе с океанической корой. На Марсе же мантийная конвекция не выходит на поверхность, и выплавляющаяся базальтовая магма идет на наращивание коры. Эти отличия объясняются, прежде всего, массой Марса (в десять раз меньше земной) и, конечно, тем, что он сформировался дальше от Солнца, вблизи гигантского Юпитера, оказавшего значительное влияние на процесс его образования.

ПОВЕРХНОСТЬ МАРСА

Как только увеличение телескопа

позволяет видеть диск Марса, на

нем сразу же можно заметить белые

шапки, венчающие глобус,

усеянный сине-зелеными пятнами

на оранжевом фоне.

П. Ловелл

Еще в 1659 году нидерландский ученый Христиан Гюйгенс впервые описал темные области на Марсе. Приблизительно в то же время итальянец Джованни Доменико Кассини обнаружил на планете полярные шапки. До полетов к Марсу разгадать природу деталей марсианского диска не удавалось, хотя на этот счет высказывалось множество гипотез. Только в 60 - 70-х годах XX столетия фотографии советских «Марсов» и американских «Маринеров» позволили исследовать рельеф красной планеты с близкого расстояния, а Викинги «перенесли нас» прямо на ее поверхность.

На первый взгляд поверхность взгляд поверхность Марса напоминает лунную. Однако на самом деле его рельеф отличается большим разнообразием. На протяжении долгой геологической истории Марса его поверхность изменяли извержения вулканов и марсотрясения. Глубокие шрамы на лице бога войны оставили метеориты, ветер, вода и льды.

Поверхность планеты состоит как бы из двух контрастных частей: древних высокогорий, покрывающих южное полушарие, и более молодых равнин, сосредоточенных в северных широтах. Кроме того, выделяются два крупных вулканических района - Элизиум и Фарсида. Разница высот между горными и равнинными областями достигает 6 км. Почему разные районы так сильно отличаются друг от друга, до сих пор неясно. Возможно, такое деление связанно с очень давней катастрофой - падение на Марс крупного астероида.

Высокогорная часть сохранила следы активной метеоритной бомбардировки, происходившая около 4 млрд. лет назад. Метеоритные кратеры покрывают 2/3 поверхности планеты. На старых высокогорьях их почти столько же, сколько на Луне. Но многие марсианские кратеры из-за выветривания успели «потерять форму». Некоторые из них, по всей видимости, когда-то были размыты потоками воды.

Северные равнины выглядят совершенно иначе. 4 млрд. лет назад на них также было множество метеоритных кратеров. Но потом катастрофическое событие стерло их с 1/3 поверхности планеты и ее рельеф в этой области начал формироваться заново. Отдельные метеориты падали туда и позже, но в целом ударных кратеров на севере мало.

Облик этого полушария определила вулканическая деятельность. Потоки жидкой лавы растекались по поверхности, застывали, по ним текли новые потоки. Эти окаменевшие «реки» сосредоточены вокруг крупных вулканов. На окончаниях лавовых языков наблюдаются структуры похожие на земные осадочные породы. Вероятно, когда раскаленные извергнутые массы растапливали слои подземного льда, на поверхности Марса образовывались достаточно обширные водоемы, которые постепенно высыхали. Взаимодействие лавы и подземного льда привело также к появлению многочисленных борозд и трещин. На далёких от вулканов низменных областях северного полушария простираются песчаные дюны. Особенно много их у северной полярной шапки.

Обилие вулканических пейзажей свидетельствует о том, что в далеком прошлом Марс пережил достаточно бурную геологическую эпоху, скорее всего она закончилась около миллиарда лет назад. Наиболее активные процессы происходили в областях Элизиум и Фарсида. В свое время они буквально были выдавлены из недр Марса и сейчас возвышаются над его поверхностью в виде грандиозных вздутий: Элизиум высотой 5 км, Фарсида - 10 км. Вокруг этих вздутий сосредоточены многочисленные разломы, трещины, гребни - следы давних процессов в марсианской коре. Наиболее грандиозная система каньонов глубиной несколько километров - долина Маринера - начинается с вершины гор Фарсида и тянется на 4 тысячи километров к востоку. В центральной части долины её ширина достигает несколько сот километров. В прошлом, когда атмосфера Марса была более плотной, в каньоны могла стекать вода, создавая в них глубокие озера.

Вулканы Марса - по земным меркам явления исключительные. Но даже среди них выделяется вулкан Олимп, расположенный на северо-западе гор Фарсида. Диаметр основания этой горы достигает 550 км, а высота её 27 км, то есть она в три раза превосходит Эверест. Олимп увенчан огромным 60-километровым кратером. К востоку от самой высокой части гор Фарсида обнаружен другой крупный вулкан - Альба. Хотя он не может соперничать с Олимпом по высоте, диаметр его основания почти в три раза больше.

Эти вулканические конусы возникли в результате спокойных излияний очень жидкой лавы, похожей по составу на лаву земных вулканов Гавайских островов. Следы вулканического пепла на склонах других гор позволяют предположить, что иногда на Марсе происходили катастрофические извержения.

В прошлом огромную роль формировании марсианского рельефа играла проточная вода. На первых снимках «Маринера-4» Марс предстал перед астрономами пустынной и безводной планетой. Но когда поверхность планеты удалось сфотографировать с близкого расстояния, оказалось, что на старых высокогорьях часто встречаются словно бы оставленные текущей водой промоины. Некоторые из них выглядят так, будто много лет назад их пробили бурные, стремительные потоки. Тянутся они иногда на многие сотни километров. Часть этих колоссальных «ручьёв» обладает довольно почтенным возрастом. Другие долины очень похожи на русла спокойных земных рек. К ним подходят многочисленные потоки, вниз по течению ширина их увеличивается. Своим появлением они, вероятно, обязаны таянию подземного льда.

Рельеф полярных областей Марса формировался и ныне формируется за счёт процессов, связанных с изменениями полярных шапок. От обоих полюсов на сотни километров к экватору тянутся нагромождения осадочных пород толщиной 4 - 6 километров на севере и 1 - 2 километров на юге. Их поверхность изрезана трещинами и обрывами. Трещины закручиваются вокруг полюсов: против часовой стрелки на северном полюсе и по часовой стрелки на южном. Нагромождения имеют слоистую структуру, что, вероятно, объясняется периодическими изменениями климата Марса.

АТМОСФЕРА И КЛИМАТ

Атмосфера Марса более разреженна, чем воздушная оболочка Земли. По составу она напоминает атмосферу Венеры и на 95% состоит из углекислого газа. Около 4% приходится на долю азота и аргона. Кислорода и водяного пара в марсианской атмосфере меньше 1%.

Средняя температура на Марсе значительно ниже, чем на Земле, - около -40 ⁰С. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 20 ⁰С - вполне приемлемая температура для жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать -125 ⁰С. Такие резкие перепады температуры вызваны тем, что разряженная атмосфера Марса не способна долго удерживать тепло.

Над поверхностью планеты часто дуют сильные ветры, скорость которых доходит до 100 м/с. Малая сила тяжести позволяет даже разреженным потокам воздуха поднимать огромные облака пыли. Иногда довольно обширные области на Марсе бывают охвачены грандиозными пылевыми бурями. Чаще всего они возникают вблизи полярных шапок. Глобальная пылевая буря на Марсе помешала фотографированию поверхности с борта зонда «Маринер-9». Она бушевала с сентября 1971 по январь 1972 года, подняв в атмосферу на высоту более 10 км около миллиарда тонн пыли.

Водяного пара в марсианской атмосфере совсем немного, но при низких давлении и температуре он находится в состоянии, близком к насыщению, и часто собирается в облака. Марсианские облака довольно невыразительны по сравнению с земными. В телескоп видны только самые большие из них, но наблюдения с космических кораблей показали, что на Марсе встречаются облака самых разнообразных форм и видов: перистые, волнистые, подветренные (вблизи крупных гор и под склонами больших кратеров, в местах защищённых от ветра). Над низинами - каньонами, долинами - и на дне кратеров в холодное время суток часто стоят туманы. Зимой 1979 года в районе посадки «Викинг-2» выпал тонкий слой снега, который пролежал несколько месяцев.

Смена времён года на Марсе происходит так же, как и на Земле. Ярче всего сезонные изменения проявляются в полярных областях. В зимнее время полярные шапки занимают значительную площадь. Граница северной полярной шапки может удалиться от полюса на треть расстояния до экватора, а граница южной шапки преодолевает половину этого расстояния. Такая разница вызвана тем, что в северном полушарии зима наступает, когда Марс проходит через перигелий своей орбиты, а в южном - когда через афелий (то есть максимального удаления от Солнца). Из-за этого зима в южном полушарии холоднее, чем в северном.

С наступлением весны полярная шапка начинает «съеживаться», оставляя за собой постепенно исчезающие островки льда. В то же время от полюсов к экватору распространяется так называемая волна потемнения. Современные теории объясняют её тем, что весенние ветры переносят вдоль меридианов большие массы грунта с различными отражательными свойствами.

По-видимому, ни одна из шапок не исчезает полностью. До начала исследований Марса при помощи межпланетных зондов предполагалось, что его полярные области покрыты застывшей водой. Более точные современные наземные и космические измерения обнаружили в составе марсианского льда также замёрший углекислый газ. Летом он испаряется и поступает в атмосферу. Ветры переносят его к противоположной полярной шапке, где он снова замерзает. Этим круговоротом углекислого газа и разными размерами полярных шапок объясняется непостоянство давления марсианской атмосферы. В целом у поверхности оно составляет приблизительно 0,006 давления земной атмосферы, но может подниматься и до 0,01.

СПУТНИКИ МАРСА ФОБОС И ДЕЙМОС

«… Кроме того, они открыли две маленькие звезды, или два спутника, обращающиеся около Марса. Ближайший из них удалён от центра этой планеты на расстояние, равное трём её диаметрам, второй находится от неё на расстоянии пяти таких же диаметров».

С Марсом связано множество загадок, и одна из них заключена в этой фразе из романа Джонатана Свифта о приключении Гулливера. За полтораста лет до открытия спутников Марса английскому писателю удалось предугадать их существование! А обнаружил спутники в 1877 году Асаф Холл. С Земли Фобос и Деймос видны только в большой телескоп как очень слабые светящиеся точки вблизи яркого марсианского диска.

Фобос обращается вокруг Марса на расстоянии 9400 км от центра планеты, причём скорость его обращения столь велика, что один оборот он совершает за треть марсианских суток, обгоняя суточное вращение планеты. Из-за этого Фобос восходит на западе и опускается за горизонт на востоке. Деймос ведёт себя более привычно для нас. Его удаление от центра планеты составляет 23 тысячи километров, и на один оборот у него уходит почти на сутки больше, чем у Фобос.

Сильное приливное трение, возникающие вследствие близкого расположения Фобоса к Марсу, уменьшает энергию его движения и спутник медленно приближается к поверхности планеты чтобы, в конце концов, упасть на нее, если к тому времени гравитационное поле Марса не разорвет его на куски. Пока не были получены более точные данные о спутниках Марса, ученые пытались определить массу Фобоса, ошибочно предполагая, что причиной замедления является его торможение в марсианской атмосфере. Однако первые результаты обескуражили астрономов: выходило что, несмотря на крупные размеры спутник очень легкий.

Оба спутника похожи на продолговатые картофелины. Фобос имеет размеры 28*20*18 км. Деймос меньше его размеры 16*12*10 км. Состоят они из одной и той же темной породы похожей на вещество некоторых метеоритов и астероидов. Поверхность их изрыта метеоритными кратерами. Крупнейший кратер на Фобосе называется Стикни.

Оба спутника испытывают сильное приливное воздействие со стороны Марса, поэтому они всегда повернуты к нему одной стороной. Фобос и Деймос движется по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости экватора планеты. Некоторые исследователи считают, что спутники Марса были захвачены из пояса астероидов.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Энциклопедия Аванта Астрономия - 2001 год