Марс (планета)

Марс — четвёртая по удалению от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы. Марс достаточно легко наблюдаем невооружённым глазом как яркая звезда красного цвета. Марс, как и другие планеты Солнечной системы, назван по имени одного из богов античного пантеона, в данном случае — бога войны Марса (соответствует греческому Аресу). Аналогичным образом выбраны названия и для спутников планеты: Фобос (Страх) и Деймос (Ужас) — имена двух сыновей мифологического Ареса, сопровождавших его в бою.

История изучения Марса[править | править код]

Античная эпоха: Астрономы Вавилона, Египта, Греции и Рима установили принципиальное отличие планет (в том числе Марса) от «неподвижных» звезд. Марс ассоциировался с богом войн, конфликтов (Арес в Греции, Марс в Риме, Нергаль в Вавилоне, Хар Дешер (Красный) — в Египте.
1500-е гг. Датский астроном-наблюдатель Тихо Браге провел серию самых точных в доинструментальную эпоху наблюдений планет. Точность определения положения Марса на небесной сфере достигла четырех угловых минут.
1609 г. Галилео Галилей впервые наблюдал Марс в телескоп.
1659 г. Голландский астроном Христиан Гюйгенс с помощью телескопа усовершенствованной конструкции различил на поверхности Марса темное пятно (по всей видимости, горное плато Большой Сирт (Syrtis Major). Наблюдая за его перемещением по диску, он установил, что период обращения Марса вокруг свой оси составляет около 24 часов.
1666 г. Джованни Кассини установил, что период обращения Марса составляет 24 часа 40 минут.
1672 г. Гюйгенс обнаружил на южном полюсе Марса белое пятно (южную полярную шапку).
1698 г. В своей работе Cosmotheros Гюйгенс высказывает предположение о возможности жизни на других планетах и определяет условия, необходимые для жизни. Это была одна из первых публикаций о внеземной жизни.
1704 г. Джакомо Миральди в парижской обсерватории установил, что южная полярная шапка немного смещена относительно южного полюса планеты.
1719 г. Миральди высказал предположение о том, что белое пятно на полюсе планеты представляет собой «ледяную шапку».
1719 г. Величайшее противостояние Земли и Марса (повторится впоследствии только в 2003 г.). Необычайная яркость Марса сеет панику в Европе.
1727 г. Джонатан Свифт в своем «Путешествии Гулливера» приводит весьма точное описание двух спутников Марса, в том числе параметров их орбит (они были открыты лишь 150 лет спустя).
1777 1783 гг. Серия наблюдений Марса Уильямом Гершелем с помощью построенного им телескопа, крупнейшего в то время во всем мире. Результаты наблюдений были подытожены им в работе, опубликованной в 1784 г. Он, в частности, установил, что ось вращения планеты наклонена под углом 30 градусом (современное значение — 25,19), а также установил, что атмосфера у Марса может быть только весьма разреженной.
1809 г. Французский астроном-любитель Оноре Флогер наблюдал «желтые облака» на Марсе — по всей видимости, пылевые бури.
1813 г. Флогер установил, что весной полярная шапка существенно уменьшается в размерах. Из этого он сделал ошибочный вывод о том, что поверхность Марса нагрета сильнее, чем поверхность Земли.
1840 г. Вильгельм Бир и Йохан фон Мидлер установили, что период обращения Марса вокруг своей оси составляет 24 часа 37 минут 22,6 секунды, что на одну десятую секунды меньше современного значения.
1858 г. Монах-иезуит Анджело Секки составил первую схему объектов на поверхности Марса.
1867 г. Ричард Энтони Проктор опубликовал первую карту Марса. Выбранный им нулевой меридиан используется по настоящее время.
1867 г. Пьер Жюль Янсен и Уильям Хаггинс впервые попытались (неудачно) обнаружить следы присутствия в атмосфере Марса кислорода и водяных паров спектроскопическим методом.
1877 г. Джованни Скиапарелли разработал номенклатуру названий образований на поверхности Марса.
1877 г. Использование Скиапарелли терминов «canali» для обозначения обнаруженных им линейных образований, на поверхности Марса вызвало всеобщий ажиотаж.
1877 г. Асаф Холл открыл спутники Марса, описанные ровно за 150 лет до этого Джонатаном Свифтом, и назвал их по именам коней колесницы Марса, Страха и Ужаса — Фобосом и Деймосом.
1879 г. Скиапарелли наблюдает «двойные» каналы, которые, по его мнению, свидетельствуют о наличие растительности на Марсе и ее сезонных изменениях.

Повышение степени точности изображений Марса по мере его изучения.

Место в Солнечной системе[править | править код]

Движение Солнца над горизонтом Марса в течение марсианского года

Марс является каменистой планетой земной группы наряду с Венерой, Меркурием и Землёй, и в Солнечной системе занимает наиболее удалённую орбиту среди планет земной группы. С реднее расстояние Марса от Солнца состовляет примерно 227936637 километров (1,52366231 а.е.). Орбита Марса пролегает между орбитами Земли и главного пояса астероидов являющегося естественной границей между планетами земной группы и группой планет-гигантов. Период обращения Марса по орбите вокруг Солнца состовляет 687 земных суток. Орбита Марса имеет естественный эксцентриситет 0,0934, и соответственно расстояние от него до Солнца колеблется от 206,587 млн.км до 249,197 млн.км.

Великие противостояния Марса с 1830 г. по 2035 г.

Год	Дата	Расстояние, а.е.
1830	19 сентября	0,388
1845	18 августа	0,373
1860	17 июля	0,393
1877	5 сентября	0,377
1892	4 августа	0,378
1909	24 сентября	0,392
1924	23 августа	0,373
1939	23 июля	0,390
1956	10 сентября	0,379
1971	10 августа	0,378
1988	22 сентября	0,394
2003	28 августа	0,373
2018	27 июля	0,386
2035	15 сентября	0,382

Примечание: Противостояния 1845, 1924 и 2003 годов называются Величайшими, так как они были наиболее близкими.

По своим размерам Марс не является крупной планетой, и существенно уступая в размерах Земле и Венере, превосходит Меркурий. Экваториальный радиус Марса равен 3396,9 км (53% Земного радиуса). Характерно, что Марс обладает вследствие своего быстрого осевого вращения заметным полярным сжатием, и его полярный радиус меньше экваториального на 21 км. Масса Марса по результатам последних исследований равна 6,418×10²³кг, а ускорение свободного падения соответственно 3,72 м/сек2.

Закат Солнца на Марсе

Марсианские сутки (сол) составляют 24 часа 37 минут 22,7 секунд, и в этом отношении Марс весьма схож с Землёй. Наклон оси вращения к плоскости орбиты у Марса равен 24°56′, и это сходство с наклоном Земли обеспечивает на поверхности «красной планеты» смену времён года. Различие времён года на Марсе более резкое чем на Земле, и поэтому северное лето долгое и прохладное, а южное лето — короткое и жаркое.

Атмосфера Марса[править | править код]

Основная статья: Атмосфера Марса

Химический состав атмосферы Марса

Марсианское небо с облаками

Атмосфера Марса, состоит в основном из углекислого газа, и весьма разрежена. Давление у поверхности планеты в среднем в 160 раз меньше давления земной атмосферы, и состовляет около 6,1 мбар на среднем уровне поверхности, минимальное значение наблюдается на вершине горы Олимп (27 км выше среднего уровня) оно всего 0,5 мбар, а максимальное значение 8,4 мбар достигается в бассейне Эллада (4 км ниже среднего уровня поверхности) и в Долинах Маринера. В отличие от Земли, общая масса атмосферы Марса весьма резко изменяется в течение года, так как это обусловленно таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих огромное количество углекислого газа. Температуры на экваторе Марса колеблются от +30 °C в полдень летом до −80 °С в полночь зимой, а в полярных районах температуры нередко падают до −143 °С, что позволяет даже в условиях низкого давления конденсироваться углекислому газу из атмосферы. Химический состав атмосферы Марса представляет собой: 95% из углекислый газ, 2,7% азот, 1,6% аргон, 0,13% кислород, 0,1% водяной пар, 0,07% угарный газ, а также следовые количества тяжёлых инертных газов и метан.

Синие облака в атмосфере Марса на высоте 12-15 км предположительно состоят из кристаллов воды

Присутствие в атмосфере Марса следов метана весьма необычно, и ввиду того что он разлагается под действием ультрафиолетового излучения Солнца, должен быть источник его постоянного пополнения. В настоящее время, так как активный вулканизм у Марса отсутствует, существуют предположения что источником метана служат газогидраты подогреваемые внутренним теплом, или биологическая деятельность марсианских бактерий в глубине литосферы Марса. На Марсе наблюдаются самые разные формы облаков и тумана. Ранним утром туман сгущается в долинах, а по мере того, как ветер поднимает охлаждающиеся воздушные массы на возвышенные плато, облака появляются и над высокими горами Фарсида. Зимой северная полярная шапка окутывается завесой ледяного тумана и пыли, называемой полярным капюшоном. Подобное явление в несколько меньшей степени наблюдается и на юге. Имеется слабый озоновый слой на высоте 36-40км и толщиной в 7км в 250раз более тонкий чем на Земле.

Поверхность Марса и химический состав[править | править код]

Поверхность Марса схожа с поверхностью Луны

Участок поверхности Марса с близкого расстояния (разрешение около 1 мм)

Поверхность Марса (снимок высокого разрешения)

Обнаруженные на поверхности Марса богатые залежи глин (красный цвет), сульфатов (синий) и иных водных минералов (жёлтый) показаны по результатам последних съёмок европейского аппарата Mars Express (иллюстрация IAS/OMEGA/ESA).

Геологическая карта Марса

Поверхность Марса представляет собой густо кратерированные площади, без заметной тектоники плит, и имеющая на себе многочисленные древние свидетельства атмосферной и водной активности. Химический состав поверхностных слоёв почвы Марса, по результатам современных исследований отвечает содержанию в нём: 21% кремния, ~12,7% железа, ~5% магния, ~4% кальция, ~3% алюминия, и аномально высокое количество серы ~3,1% (в 100 раз больше, чем в поверхностных породах Земли). Основными компонентами марсианской почвы являются силикаты, с значительной долей примесных гидратов и оксидов железа (до 10%), за счёт которых почвы Марса имеют красноватые оттенки цвета. В полярных областях, имеющиеся полярные шапки состоят из двух основных компонент: сезонной (углекислый газ) и вечной мерзлоты (водный лёд). По спутниковым данным толщина полярных шапок Марса составляет от 1 метра до 3,8 км. Недавно на южной полярной шапке Марса были обнаружены (Mars Odyssey ) действующие гейзеры, выбрасывающие на большую высоту углекислый газ, частицы вояного льда и пыль. Таяние полярных шапок весной, способствует резкому повышению атмосферного давления и перемещению гигантских газовых масс в противоположное полушарие, при этом на Марсе дуют сильнейшие ветры (10—40 м/сек), а иногда скорость ураганных ветров достигает 100 м/с!

Один из тысяч разрушенных выветриванием метеоритных кратеров Марса (Кратер «Виктория» на плато Меридиана)

Перемещающиеся атмосферные массы увлекают с поверхности огромное количество пылевых частиц, и возникают знаменитые пылевые бури часто скрывающие ландшафт поверхности. Пылевые бури оказывают значительное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса, а также эррозионное действие на его рельеф (выветривание). Весьма примечательным открытием на поверхности Марса явилось обнаружение большого количества образований, напоминающих водную эрозию на Земле, в частности, высохшие русла древних рек. А кроме того с помощью марсоходов были обнаружены горные породы (листовые гидросиликаты и шаровые конкреции (черничины)) которые могут образовываться только в водной щелочной среде при положительных температурах.

Внутреннее строение[править | править код]

Марс (внутреннее строение)

Изучение внутреннего строения планеты Марс— весьма сложная задача для современной планетологии. Различные модели внутреннего строения Марса в настоящее время являются теоретическими. При их построении, учёные исходят из представлений об образовании планет, и приводят аналогии с Землей (радиальная изменчивость свойств вещества, наличие глобальных оболочек - литосферы, гидросферы, мантии, и ядра, как - результат дифференциации вещества), а также учитывают данные о гравитационном поле Марса. В настоящее время о Марсе имеется данных значительно больше, чем например о Венере или Меркурии, и предполагают, что условия конденсации веществ протопланетного облака в области Марса были благоприятны для образования соединений железа и серы и преобладанию силикатов железа. По теоритическим расчётам, ядро Марса имеет массу около 9 % от всей массы планеты. Оно состоит из железа и его сплавов с серой и тяжелыми элементами, и пребывает в жидком состоянии. Марс имеет мощную кору толщиной 100 км. Между ними находится силикатная мантия, обогащенная железом. Точный химический состав ядра Марса пока остается неизвестен.

Модель В. Н. Жаркова:

Согласно В. Н. Жаркову (1983), Марс разделён на минералогические зоны (слои), и в его модели строения Марса переход оливина в шпинелевую модификацию происходит на глубине около 800 км, при температуре около 1400 °С и давлениях до 100 атмосфер. В более глубоких слоях (до 1150 км) обе модификации сосуществуют одновременно, вплоть до границы нижней мантии (~1700 км). Согласно этой модели, при повышении температур недр, шпинелевая зона Марса должна погружаться, а при охлаждении - подниматься, и это играет значительную роль в глобальной тектонике Марса. Теоретические оценки вязкости нижней мантии Марса показывают, что она неспособна выдерживать (в течении геологических эпох) большие касательные напряжения, и эти напряжения должны концентрироваться в мощной (~ 500 км) литосфере Марса, достигая сотен атмосфер. Также предполагается что ядро Марса не чисто железное, а представляет собой сплав железа с сернистым железом, и оно должно иметь невысокую температуру плавления (около 1000 °С - 1200 °С). В этом случае можно объяснить (за счет механизма «динамо») наличие у Марса наблюдаемого (очень слабого) дипольного магнитного поля. Полное содержание железа в Марсе составляет около 25 %.

Модель С. В. Козловской :

При построении модели мантии Марса за основу была взята «земная» зависимость плотности от давления (в центре Марса давление соответствует земному на глубине 800 км). В наиболее вероятной из рассмотренных моделей железное ядро имеет радиус 960 км и массу 5% от планетарной, а скачок плотности на его кровле составляет величину от 4,7 до 8,5 г/см3. Большего радиуса ядра не допускает момент инерции. Мантия «получилась» в среднем толщиной 2426 км, ее масса составила 89% от планетарной, а содержание ортосиликата железа превысило содержание в земной мантии на 15-20%. Вещество такой мантии имеет нормальную плотность 3,55 г/см3 (а в Земле - 3,3 г/см3), сейсмические волны в ней должны распространяться медленнее, чем в верхней мантии Земли при аналогичных температурах и давлении.

Модели американских учёных :

Американские исследователи также предложили несколько вариантов моделей внутреннего устройства Марса и изучили их сейсмологические следствия - особенности волновой картины. Предполагается, что содержание железа в Марсе эквивалентно содержанию его в хондритовых метеоритах. Ожидается большое железо-сульфидное ядро, богатая оксидами железа мантия и тонкая кора. Радиус ядра может составлять от 1/3 радиуса планеты (в случае ядра земного типа или чисто железного состава) до половины (ядро из сернистого железа). Проведены математическое моделирование и исследование разных вариантов. Предпочтение отдано такой модели: кора мощностью 30 км, верхняя мантия, сложенная оливином (мощность 1113 км), нижняя - шпинелевая (561 км), ядро с радиусом 1694 км. В этой модели ядро больше и плотнее, а мантия менее плотная, чем предполагали ранее.

Прямые сейсмические исследования:

Сейсмические исследования могут сообщить о внутреннем строении Марса. В том случае если ядро жидкое, то приборами должны регистрироваться мощные, отраженные от кровли ядра поперечные волны, но волн, прошедших сквозь ядро не будет. Период собственных колебаний планеты с жидким ядром составит 30 - 40 мин. В том случае если ядро у Марса твердое, волны поведут себя иначе: «зона тени» исчезнет, отраженные от ядра волны ослабнут, и планета будет испытывать более частые собственные колебания (25 - 30 мин). Также важно то, что общий рельеф Марса, и его гравитационное поле являются явными признаками молодого вулканизма Марса, и служат индикаторами существования в мантии Марса зон полурасплавленного вещества — астеносферы. И современные сейсмические исследования способны её обнаружить. В том случае если толщина астеносферы достигает 50-300 км, а скорость пробега сейсмических волн в ней уменьшается не менее чем на 7%, у волн появится «зона тени» на удалениях 17-21°, а период собственных колебаний Марса увеличится на 2,2%.

Спутники Марса[править | править код]

Основная статья: Спутники Марса

Ареография (марсография) и ее развитие[править | править код]

Топографическая карта полушарий Марса

Альбедо поверхности разных районов Марса

Карта тепловой инерции Марса

Карта гравитационных аномалий Марса

Перепады высот на поверхности Марса

Магнитная карта Марса

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети— тёмные участки, называемые морями. Вблизи полюсов осенью образуются белые пятна— полярные шапки, исчезающие в начале лета. Моря сосредоточены в основном в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии только два крупных моря — Ацидалиум и Большой Сырт. Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. Это в своё время служило доводом в пользу того, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом. Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Южная полярная шапка может достигать широты 50°, северная— 50°. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть. Для земного наблюдателя кажется, что волна потемнения распространяется от полярной шапки к экватору, хотя орбитальные аппараты не фиксируют каких-либо существенных изменений. Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере поверхность в основном находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся необъяснённым. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эрозированные участки марсианской поверхности. Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4млрд.лет. Можно выделить несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса — кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является бассейн Эллада (примерно 2100км в поперечнике). В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (оползни или катастрофическое высвобождение подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние подповерхностного льда. В северном полушарии помимо обширных вулканических равнин находятся две области крупных вулкано— Тарсис и Элизиум. Тарсис— обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000км, достигающая высоты 10км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана— Арсия, Павонис (Павлин) и Аскреус. На краю Тарсиса находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп. Олимп достигает 27км высоты, и охватывает площадь 550км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7км высоты. Объём Олимпа в 10раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизиум— возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами— Гекатес, Элизиум и Альбор. Возвышенность Тарсис также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них— долина Маринера— тянется в широтном направлении почти на 4500км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600км и глубины 7—10км; по своим размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни.