Четвёртая планета от Солнца - Марс

1.

ЧЕТВЁРТАЯ ПЛАНЕТА ОТ СОЛНЦА
МАРС
Глобальная мозаика из 102
снимков, полученных
искусственным спутником Марса
«Викинг-1» 22 февраля 1980.

2.

ЧЕТВЁРТАЯ ПЛАНЕТА ОТ СОЛНЦА
МАРС
Глобальная мозаика из 102
снимков, полученных
искусственным спутником Марса
«Викинг-1» 22 февраля 1980.

3.

Основные сведения
Марс — четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размерам планета
Солнечной системы. Названа в честь Марса — древнеримского бога войны,
соответствующего древнегреческому Аресу. Иногда Марс называют «красной
планетой» из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей оксидом железа.
Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой. Температура на планете
колеблется от −153 °C 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. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно
изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км.
Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры
наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки
наподобие земных.
У Марса есть два естественных спутника — Фобос и Деймос (в переводе с
древнегреческого — «страх» и «ужас», имена двух сыновей Ареса, сопровождавших
его в бою), которые относительно малы и имеют неправильную форму.
Начиная с 1960-х годов непосредственным исследованием Марса с помощью
АМС(Автоматическая межпланетная станция ) занимались СССР (программы «Марс» и
«Фобос»), США (программы «Маринер», «Викинг», «Mars Global Surveyor» и другие) и
Европейское космическое агентство (программа «Марс-экспресс»).

4.

Физические характеристики
Орбитальные характеристики
Перигелий
Афелий
Большая полуось (a)
Эксцентриситет орбиты (e)
Сидерический период
обращения
8
2,06655·10 км
1,381 а. е.
8
2,49232·10 км
1,666 а. е.
8
2,2794382·10 км
1,523662 а. е.
1,524 земной
0,00589 (1,76 земного)
(продолжительность года)
686,98 земных суток
1,8808476 земных лет
779,94 земных суток
Орбитальная скорость (v)
24,13 км/с (средн.)
24,077 км/с
Экваториальная
скорость вращения
Полярный радиус
3376,2 км 0,531 земного
Средний радиус
3389,5 км
0,5320 земного
Период вращения (T) 24 часа 37 минут 22,663
секунды (24,6229 ч) —
сидерический период
вращения,
24 часа 39 минут 35,244
секунды (24,6597 ч) —
длительность средних
солнечных суток.
Площадь поверхности (S) 144 371 391 км² (0,283
земной)
11
Объём (V)
1,6318 ·10 км³
0,151 земных
Масса (m)
0,64185·10 кг
0,107 земных
24
49,57854°
Аргумент перицентра (ω)
286,46230°
Чей спутник
Солнце
Спутники
2 (Фобос и Деймос)
Наклон оси
868,22 км/ч
25,1919°
Средняя плотность (ρ)
3933 кг/м³
0,714 земной
Прямое
317,681°
восхождение
северного полюса (α)
Ускорение свободного
падения на экваторе (g)
3,711 м/с²
0,378 g
Склонение
52,887°
северного полюса (δ)
Альбедо
Атмосфера
1,85061° (относительно
-3
плоскости эклиптики)
Атмосферное давление 0,4-0,87 кПа (4·10 -3
5,65° (относительно солнечного
8,7·10 атм)
экватора)
Долгота восходящего узла (Ω)
Вторая космическая 5,03 км/с
скорость (v2)
0,45 земной
Экваториальный радиус 3396,2 км
0,532 земного
0,0933941
Синодический период
обращения
Наклонение (i)
Полярное сжатие
Состав:
95,32 % угл. газ
2,7 % азот
1,6 % аргон
0,13 % кислород
0,08 % угарный газ
0,021 % водяной пар
0,01 % окись азота
0,250 (Бонд)
0,150 (геом.альбедо) 0,170
Температура
по всей планете
Мин.
Сред.
Макс.
186 К;
−87 °C
210 K
(-63 °C)
268 К;
−5 °C

5.

Атмосфера Марса, снимок
получен искусственным
спутником «Викинг» в 1976.
Слева виден «кратерсмайлик» Галле.
Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший
вулкан гора Олимп — самая высокая известная гора на планетах Солнечной
системы (самая высокая известная гора в Солнечной системе — на астероиде
Веста), а долины Маринер — самый крупный известный каньон. Помимо этого, в
июне 2008 года три статьи, опубликованные в журнале «Nature», представили
доказательства существования в северном полушарии Марса самого крупного
известного ударного кратера в Солнечной системе. Его длина — 10,6 тыс. км, а
ширина — 8,5 тыс. км, что примерно в четыре раза больше, чем крупнейший
ударный кратер, до того также обнаруженный на Марсе, вблизи его южного полюса.

6.

Две трети поверхности Марса занимают
светлые области, получившие название
материков, около трети — тёмные участки,
называемые морями. Моря сосредоточены
главным образом в южном полушарии
планеты, между 10 и 40° широты. В
северном полушарии есть только два
крупных моря — Ацидалийское и Большой
Сырт.
Иней на поверхности Марса (снимок марсианской
станции «Викинг-2», 18 мая 1979 года).
Топографическая карта Марса, по данным Mars Global
Surveyor (1999). Нулевой меридиан Марса принят
проходящим через кратер Эйри-0.
Участок кратера Гусева (мозаика снимков марсохода
«Спирит»).

7.

Лёд и полярные шапки
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. Полярные шапки в максимуме
разрастания могут достигать широты 50°.
Диаметр постоянной части северной
полярной шапки составляет 1000 км. По
мере того, как весной полярная шапка в
одном из полушарий отступает, детали
поверхности планеты начинают темнеть.
По фотографиям Маринера-7 удалось
определить, что полярные шапки имеют
толщину в несколько метров, а
измеренная температура 115 K (-158 °C)
подтвердила возможность того, что она
состоит из замерзшей углекислоты —
«сухого льда».
Северная полярная шапка в летний период,
фото Марс Глобал Сервейор. Длинный широкий
разлом, рассекающий шапку слева — Каньон
Северный.

8.

Геологическая история
Согласно одной из гипотез, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным
телом произошла остановка вращения ядра, а также потеря основного объёма атмосферы.
Потеря легких атомов и молекул из атмосферы — следствие слабого притяжения Марса.
Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд лет назад. Вследствие
слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в
атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации,
которые на Земле происходят в ионосфере и выше, на Марсе могут наблюдаться практически у
самой его поверхности.
Геологическая история Марса заключает в себя три нижеследующие эпохи:
Ноахийская эпоха (англ.)русск. (названа в честь «Ноевой земли», района Марса):
формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса.
Продолжалась в период 4,5 млрд — 3,5 млрд лет назад. В эту эпоху поверхность была
изрубцована многочисленными ударными кратерами. Плато провинции Фарсида было вероятно
сформировано в этот период с интенсивным обтеканием водой позднее.
Гесперийская эра: от 3,5 млрд лет назад до 2,9—3,3 млрд лет назад. Эта эпоха отмечена
образованием огромных лавовых полей.
Амазонийская эра (названа в честь «Амазонской равнины» на Марсе): 2,9—3,3 млрд лет назад
до наших дней. Районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров,
но во всём остальном они полностью различаются. Гора Олимп сформирована в этот период. В
это время в других частях Марса разливались лавовые потоки.

9.

Фотография района Кидония, сделанная
станцией «Викинг-1» в 1976 году.
Одна из первых цветных фотографий Марса,
полученных с АМС «Марс-3».
Исследование Марса космическими аппаратами.

10.

Закат на Марсе 19 мая 2005 года.
Снимок марсохода «Спирит».

11.

Долины Маринер на
Марсе.
Долины Маринер имеют длину 4500 км ,ширину — 200 км
и глубину — до 11 км. Эта система каньонов превышает
знаменитый Большой каньон в 10 раз по длине, в 7 — по
ширине и в 7 — по глубине.

12.

Панорама ударного кратера Виктория диаметром около 800 метров, снятая марсоходом
«Оппортьюнити». Панорама составлена из снимков которые были получены за три недели,
в период с 16 октября по 6 ноября 2006.
Панорама поверхности Марса в районе Husband Hill, снятая марсоходом «Спирит»
23-28 ноября 2005.

13.

Спутники
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 (это вызвано эффектом приливного захвата и характерно для
большинства спутников планет в Солнечной системе, в том числе для Луны). 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.
Орбитальный период Фобоса меньше, чем период обращения Марса, поэтому для наблюдателя на
поверхности планеты Фобос (в отличие от Деймоса и вообще от всех известных естественных спутников
планет Солнечной системы) восходит на западе и заходит на востоке.
Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному
эллипсоиду, Фобос (26,8×22,4×18,4 км) несколько крупнее Деймоса
(15×12,2×10,4 км). Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой
за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым
веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более
массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо
наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то
время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг
спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.

14.

Фобос, снятый 23 марта 2008 года
спутником Mars Reconnaissance Orbiter.
Деймос, снятый 21 февраля 2009 года
спутником Mars Reconnaissance Orbiter.

15.

Изучение с помощью
орбитальных телескопов
Для систематического исследования Марса были
использованы возможности космического телескопа «Хаббл»
(КТХ или HST - Hubble Space Telescope), при этом были
получены фотографии Марса с самым высоким разрешением из
когда-либо сделанных на Земле. КТХ может создать
изображения полушарий, что позволяет промоделировать
погодные системы. Наземные телескопы, оснащенные ПЗС,
могут сделать фотоизображения Марса высокой чёткости, что
позволяет в противостоянии регулярно проводить мониторинг
планетной погоды.
Рентгеновское излучение с Марса, впервые обнаруженное
астрономами в 2001 году с помощью космической рентгеновской
обсерватории «Чандра», состоит из двух компонентов. Первая
составляющая связана с рассеиванием в верхней атмосфере
Марса рентгеновских лучей Солнца, в то время как вторая
происходит от взаимодействия между ионами с обменом
зарядами.
Космический телескоп «Хаббл».