Проект по астрономии Тема Марс Выполнил Проверила

Проект по астрономии Тема: Марс Выполнил: Проверила:

Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой. Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных и вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных. Марс имеет период вращения и смену времён года аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного. Марсианский потухший вулкан Олимп — самая высокая гора в Солнечной системе, а Долина Маринера — самый крупный каньон. В июне 2008 три статьи, опубликованные в Nature, представили доказательства существования в северном полушарии Марса самого крупного известного ударного кратера в Солнечной системе. Его длина 10 600 км, а ширина 8500 км, что примерно в четыре раза больше, чем крупнейший ударный кратер вблизи его южного полюса Марса.

Сравнительный размер Земли и Марса Марс почти вдвое меньше Земли по размерам — его экваториальный радиус равен 3396, 9 км (53 % земного). Площадь поверхности Марса примерно равна площади суши на Земле. Полярный радиус Марса примерно на 21 км меньше экваториального. Масса планеты — 6, 418× 1023 кг (11 % массы Земли). Ускорение свободного падения на экваторе равно 3, 693 м/сек² (0, 378 земного); первая космическая скорость составляет 3, 6 км/сек и вторая — 5, 027 км/сек. Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к плоскости орбиты под углом 24° 56′ с периодом 24 часа 37 минут 22, 7 секунд. Марсианский год состоит из 668, 6 марсианских солнечных суток (называемых солами). Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времён года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям их продолжительности. Так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, т. е. заметно больше половины марсианского года. В то же время они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное — короткое и жаркое.

Марс движется вокруг Солнца по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0, 0934. Плоскость орбиты наклонена к плоскости эклиптики под небольшим углом (1° 51'). Среднее расстояние от Солнца равно 227, 99 млн. км (1, 524 а. е. ). Минимальное расстояние от Солнца примерно 207, максимальное — 249 млн. км; из-за этого различия количество поступающей от Солнца энергии варьируется на 20 -30%. Поскольку наклон экватора к плоскости орбиты значителен (25, 2°), на планете существуют заметные сезонные изменения. Период обращения Марса вокруг Солнца почти вдвое больше земного года (686, 98 земных суток). Средняя скорость орбитального движения составляет 24, 13 км/с. Период суточного обращения Марса вокруг своей оси почти такой же, как у Земли (24 ч 37 мин 22, 58 с). Экваториальный радиус планеты равен 3394 км, полярный — 3376, 4 км. Уровень поверхности в южном полушарии в среднем на 3 -4 км выше, чем в северном. Масса Марса составляет 6, 44 1023 кг, то есть 0, 108 массы Земли. Средняя плотность 3, 95 г/см 3. Ускорение свободного падения на экваторе 3, 76 м/с2. Марс находится на минимальном расстоянии от Земли во время противостояний, происходящих с интервалами в 779, 94 земных суток. Однако раз в 15 -17 лет происходит так называемое великое противостояние, когда эти две планеты сближаются примерно на 56 млн. км; последнее такое сближение имело место в 1988. Во время великих противостояний Марс выглядит самой яркой звездой на полуночном небе (— 2, 7 звездной величины), оранжевокрасного цвета, вследствие чего стали считать атрибутом бога войны (отсюда название планеты).

Рельеф поверхности Перепады высот весьма значительны и составляют в экваториальной области примерно 14 -16 км, но имеются и вершины, вздымающиеся значительно выше, например, Арсия (27 км) и Олимп (26 км) в возвышенной области Тараис в северном полушарии. Наблюдения Марса со спутников обнаруживают отчетливые следы вулканизма и тектонической деятельности — разломы, ущелья с ветвящимися каньонами, некоторые из них имеют сотни километров в длину, десятки — в ширину и несколько километров в глубину. Обширнейший из разломов — «Долина Маринера» — вблизи экватора протянулся на 4000 км при ширине до 120 км и глубине в 4 -5 км.

Телескопические исследования Марса обнаружили такие особенности, как сезонные изменения его поверхности. Это прежде всего относится к «белым полярным шапкам» , которые с наступлением осени начинают увеличиваться (в соответствующем полушарии), а весной довольно заметно «таять» , причем от полюсов распространяются «волны потепления» . Значительная часть поверхности Марса представляет собой более светлые участки ( «материки» ), которые имеют красноватооранжевую окраску; 25% поверхности — более темные «моря» серозеленого цвета, уровень которых ниже, чем «материков» .

Кратеры Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3— 4 млрд. 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 2100 км в поперечнике). В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения 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. Долина Маринера

Чёрная дыра

У Марса есть магнитное поле, но оно слабо и крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1, 5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Возможно, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра, а также потеря основного объёма атмосферы. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса.

Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного — 6, 1 мбар. на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе, давление у поверхности сильно изменяется. Максимальное значение 8, 4 мбар. достигается в бассейне Эллада (4 км ниже среднего уровня поверхности), а на вершине горы Олимп (27 км выше среднего уровня) оно всего 0, 5 мбар. . В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ.

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

Физические характеристики Марса Средний радиус 3, 3895· 103 км (0, 5320 земного) Площадь поверхности (S) 144 371 391 км² (0, 283 земной) Объём (V) 1, 63116· 1011 км³ (0, 151 земных) Масса (m) 0, 64185· 1024 кг (0, 107 земных) Средняя плотность (ρ) 3933 кг/м³ (0, 714 земной) Ускорение свободного падения на экваторе (g) 3, 711 м/с² (0, 378 g) Вторая космическая скорость (v 2) Экваториальная скорость вращения Период вращения (T) 5, 03 км/с (0, 45 земной) 868, 22 км/ч 24 часа 37 минут и 22, 663 секунды (24, 6229 ч) — сидерический период вращения, 24 часа 39 минут и 35, 244 секунды (24, 6597 ч) — длительность средних солнечных суток

Атмосфера и климат Температура на планете колеблется от − 153 на полюсе зимой и до более +20 °C на экваторе в полдень. Средняя температура составляет − 50 °C. Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного — 6, 1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км. По данным НАСА (2004), атмосфера Марса состоит на 95, 32 % из углекислого газа; также в ней содержится 2, 7 % азота, 1, 6 % аргона, 0, 13 % кислорода, 210 ppm водяного пара, 0, 08 % угарного газа, оксид азота (NO) — 100 ppm, неон (Ne) — 2, 5 ppm, полутяжёлая вода водород-дейтерийкислород (HDO) 0, 85 ppm, криптон (Kr) 0, 3 ppm, ксенон (Xe) — 0, 08 ppm (состав приведён в объёмных долях). По данным спускаемого аппарата АМС «Викинг» (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1— 2 % аргона, 2— 3 % азота, а 95 % — углекислый газ. Согласно данным АМС «Марс-2» и «Марс-3» , нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 1, 7· 105 электрон/см 3 расположен на высоте 138 км, другие два максимума находятся на высотах 85 и 107 км. Радиопросвечивание атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см АМС «Марс-4» 10 февраля 1974 года показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов 4, 6· 103 электрон/см 3, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185 км. Атмосфера Марса

Поверхность Марса Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1— 2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере большая часть поверхности 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 предметом дискуссий. 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 эродированные участки марсианской поверхности. В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения 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. Панорама поверхности Марса

Марсианский грунт Элементный состав поверхностного слоя марсианской почвы по данным посадочных аппаратов неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы — кремнезём (20 -25 %), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого). Согласно данным зонда НАСА «Феникс» (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение p. H и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения. «Фактически, мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем» , сообщил ведущий исследовательхимик проекта Сэм Кунейвс. Также, по его словам, данный щелочной тип грунта многие могут встретить на «своём заднем дворе» , и он вполне пригоден для выращивания спаржи. В месте посадки аппарата в грунте имеется также значительное количество водяного льда. Орбитальный зонд «Марс Одиссей» также обнаружил, что под поверхностью красной планеты есть залежи водяного льда. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решен в 2008 году, когда зонд «Феникс» , севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта Грунт Марса

Внутренне строение планеты Сравнение внутреннего строения планет земной группы Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (и максимальной до 130 км), силикатной мантии толщиной 1800 км и ядра радиусом 1480 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8, 5 г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14 — 17 % (по массе) серы, причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества. Для некоторых районов Марса составлена подробная геологическая карта.

Цвет неба Во время восхода и захода Солнца марсианское небо в зените имеет красноваторозовый цвет, а в непосредственной близости к диску Солнца — от голубого до фиолетового, что совершенно противоположно картине земных зорь. В полдень небо Марса жёлто-оранжевое. Причина таких отличий от цветовой гаммы земного неба — свойства тонкой, разреженной, содержащей взвешенную пыль атмосферы Марса. На Марсе рэлеевское рассеяние лучей (которое на Земле и является причиной голубого цвета неба) играет незначительную роль, эффект его слаб. Предположительно, жёлто-оранжевая окраска неба также вызывается присутствием 1 % магнетита в частицах пыли, постоянно взвешенной в марсианской атмосфере и поднимаемой сезонными пылевыми бурями. Сумерки начинаются задолго до восхода Солнца и длятся долго после его захода. Иногда цвет марсианского неба приобретает фиолетовый оттенок в результате рассеяния света на микрочастицах водяного льда в облаках (последнее — довольно редкое явление). Закат на Марсе

Программа Марс Первым космическим аппаратом, отправленным человеком к Марсу в 1962 году был советский «Марс-1» ; аппарат проанализировал космическое пространство, разделяющее планеты, получил данные об интенсивности космического излучения планеты, изучил потоки ионизированного газа, идущего от Солнца к Марсу, были получены сведения о характере поверхностных пород и высотных профилях поверхности, о плотности грунта, его теплопроводности, выявлены тепловые аномалии на поверхности Марса, установлено, что его северная полярная шапка имеет температуру ниже минус 110 °C и что содержание водяного пара в атмосфере Марса в пять тысяч раз меньше, чем на Земле. В 1971 году аппарат «Марс-2» стал первым искусственным предметом на планете. Тех или иных признаков жизни аппаратами программы выявлено не было. Марс-1 на почтовой марке

Спутники Марса § Естественными спутниками Марса являются § Фобос и Деймос. Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Фобос и Деймос имеют неправильную форму и очень маленькие размеры. По одной из гипотез, они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды наподобие (5261) Эврика из Троянской группы астероидов. Спутники названы в честь персонажей, сопровождающих бога Ареса (то есть Марса), — Фобоса и Деймоса, олицетворяющих страх и ужас, которые помогали богу войны в битвах. Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной. Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, и в конце концов приведёт к падению спутника на Марс (при сохранении текущей тенденции), или к его распаду. Напротив, Деймос удаляется от Марса.

Метеориты На ноябрь 2009 года из более чем 24 000 метеоритов, найденных на Земле, марсианскими (то есть прилетевшими с Марса) считаются 34. Исследования, проведённые Космическим центром имени Линдона Джонсона показывают, что, по крайней мере, три из обнаруженных метеоритов содержат потенциальные доказательства прошлой жизни на Марсе в виде микроскопических структур, напоминающих окаменелые бактерии. На настоящее время ни одна теория космической биологии не опровергает высокую вероятность так называемой биогенной гипотезы происхождения обнаруженных образцов. Однако за последние десятилетия в научной среде установлено семь чётких критериев, соответствие которым однозначно говорит о признании обнаружения прошлых форм жизни во внеземных образцах. Ни один марсианский метеорит всем семи критериям не удовлетворяет Вероятные структуры бактерий в метеорите под микроскопом