|
Надоелии уже спорить!!!
ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
Орбита Марса лежит приблизительно в полтора раза дальше, чем земля. Орбита планеты несколько эллиптическая, так что расстояние планеты от Солнца изменяется от минимума, при перигелии, 206.7 миллионов км до максимума, при афелии, 249.2 миллиона км. Т.к. Марс - дальше от Солнца чем Земля, Марсу требуется больше времени, чтобы совершить одно обращение вокруг Солнца. Год на Марсе длится 687 земных дней. Скорость движения Марса примерно 24 км/с, причем планета вращается в том же направлении, что и Земля - против часовой стрелки (если смотреть со стороны северного полюса планеты).
Марсианский день длится 24 часа, 37 минут, 23 секунды, что очень близко к продолжительности земного дня. Наклон оси планеты - приблизительно 25 градусов, вследствие чего, сезонные изменения на Марсе происходят подобно Земным. Из-за эллиптической орбиты Марса, в южном полушарии лето, когда планета находится на самом близком расстоянии к Солнцу, а в северном полушарии - зима.
Планета имеет средний диаметр 6,780 км, что составляет приблизительно половину размера Земли, и почти вдвое больше размера Луны. Из-за вращения, планета немного приплюснута у полюсов, имея фактический диаметр 6,794 км в экваторе и 6,752 км в направлении полюсов. Средняя плотность планеты (3.9 г/см3), ниже чем плотность Земли (5.5 г/см3). Кроме того, на Марсе не было обнаружено какого-либо заметного магнитного поля, из чего можно сделать вывод, что ядро планеты находится в твердом состоянии и этим же объясняется, отсутствие радиационного пояса Марса. Общая масса планеты составляет лишь одну десятую массы Земли, и таким образом, сила притяжения на Марсе только 38 % земной.
По орбите Марса обращаются два спутника неправильной формы. Больший - Фобос (страх) и меньший - Демос (ужас), названные так в честь детей Ареса из Греческой мифологии. Диаметр каждого из них всего несколько километров. Луны Марса, возможно, являются астероидами, когда-то попавшими в поле притяжения планеты, или оставшимися частями материи, из которой сформировался Марс.
АТМОСФЕРА И КЛИМАТ
Главные составляющие Марсианской атмосферы - двуокись углерода (95.3 %), азот (2.7 %), и аргон (1.6%). Малые количества кислорода, окиси углерода, водяного пара, и других веществ составляют остальную часть. Среднее поверхностное давление атмосферы - меньше одной сотой среднего поверхностного давления атмосферы Земли, и оно изменяется в зависимости от времени года и высотой. Марсианская атмосфера подвергается суточным и сезонным резким изменениям температуры. Они составляют в среднем приблизительно 220 K и изменяется от 145 K в течение полярной ночи до 300 K в области экватора в течение полудня при перигелии.
Хотя Марсианская атмосфера является очень тонкой и холодной, она очень активна и сложна. Глобальные атмосферные системы циркуляции воздуха на Земле и на Марсе очень похожи. В Марсианской атмосфере, как и на Земле, теплые восходящие воздушные течения на экваторе, перемещают воздушные массы, отклоняя их на восток, и затем убывают к средним широтам и возвращаются на экватор. В ветрах, дующих с запада на средней высоте находятся узкие полосы сильных ветров называемых потоками реактивного воздуха, которые производят штормовые системы близко к поверхности.
Кроме того, на Марсе происходят сезонные изменения климата, в следствие солнечного нагрева и обмена двуокисью углерода между полярным льдом и морозом (речь о которых пойдет ниже) и атмосферой. Во время того, как на каждом Марсианском полушарии наступает осень и зима, углекислый газ, находящийся в составе атмосферы конденсируется и образовывает ледяные шапки, которые простираются от полюса на расстояние почти до середины расстояния между полюсом и экватором. Когда приходит весна, перепад температуры между льдом и нагретой солнцем почвой порождает сильные ветры в области края отступающей полярной шапки. Этот эффект усиливается более горячим южным летом, когда планета находится ближе к Солнцу. Сильные южные летние ветры поднимают огромные количества пыли, которые усиливаются в большие штормы. Согласно наблюдениям, эти штормы покрывают всю планету.
ЧЕРТЫ ПОВЕРХНОСТИ
Цвет Марсианской поверхности находится в диапазоне от оранжевого до буро-черного. Более темные вещества - выветрившаяся базальтовая горная порода, и более светлые - окиси железа. С Земли видно, что чередующиеся полосы различной яркости обычно формируются в области топографических черт или вокруг них. Многие из них изменяют форму и размер с сезонной периодичностью, что свидетельствует о том, что большая часть поверхности покрыта тонким слоем пыли и песка, которые легко переносятся ветрами. Фотографии Марсианской поверхности, полученные Американскими аппаратами, совершившими посадку на поверхность Марса, в рамках миссии "Викинг" подтверждают наличие слоев, которые переносятся ветрами, а также показывают камни и булыжники разбросанные на поверхности. Эти наблюдения являются типичными для Марса, так как они подтверждаются различными измерениями, проведенными как с Земли так и с космических кораблей.
Так как на Марсе не существует океанов, и, таким образом, нет уровня моря, все измерения высоты объектов на планете измеряются относительно искусственно введенной величины, называемой средней высотой поверхности. При использовании этой точки начала отсчета, топография Марса можно разделить на южную горную местность, покрытую кратерами, которая обычно располагается от 1 до 5 км выше начала отсчета, и на сравнительно гладкую северную низину - покрывающую почти 40 % поверхности, диапазон высот на которой от 0 до 3 км ниже точки начала отсчета. Самое большое на горной местности - возвышение Тарсис, имеющее диаметр больше 3,000 км, достигающее 10 км в высоту и состоящее из нескольких вулканических пластов. Меньшее повышение Элизиум на 5 км выше плоскости окружающей низины.
Каньон Валес Маринерис (см. картинку), самый большой и самый глубокий из известных в солнечной системе, простирается более чем на 4,000 км и имеет от 5 до l0 км между составляющими его верхними и нижними плато. Два огромных круговых бассейна в пределах южной горной местности, Хеллас и Аргир, 1,500 и 800 км в диаметре и 7 и 2 км в глубину, соответственно.
Каждый Марсианский полюс покрыт слоистыми отложениями, формируя плато 1,000 к 1,500 км в диаметре и обычно от 2 до 4 км в толщину. Плато - частично покрыть тонкими ледяными слоями. Северная ледяная шапка охватывает примерно две трети плато, в то время как южная - только приблизительно одну пятнадцатую плато.
Полярная ледовая шапка на Марсе
Полярная ледовая шапка состоит в основном из углекислоты, которая летом испаряется, оставив небольшой участок настоящего водяного льда.
Для получения точной трехмерной карты северной полярной шапки был использован лазерный альтиметр (Mars Orbiter Laser Altimeter, MOLA). Таких точных данных нет даже для некоторых районов Гренландии и Антарктиды. Карта показывает, что шапка имеет размер около 1200 км в поперечнике и максимальную толщину около 3 км (ее средняя толщина - чуть более 1 км). Объем шапки - около 1,2 млн куб. км. Если бы когда-то на Марсе были океаны, то объем ледовой шапки должен был бы быть как минимум в 10 раз больше. Кроме того было обнаружено, что ледовая шапка лежит в большой низине, которая имеется в районе северного полюса. Карта показала также наличие необычных глубоких каньонов во льду глубиной до 1 км. Таких каньонов нет ни в одном ледовом массиве Земли. Ученые полагают, что они образовались под действием ветров и в результате испарения льда.
Марсианская атмосфера
Рассмотрим, что представляет собой марсианская атмосфера. Прямые спектроскопические наблюдения указывают, что в атмосфере Марса присутствует углекислота CO2 в количестве, примерно вдвое большем, чем в земной атмосфере. Безусловно, однако, что CO2 не может быть основной частью марсианской атмосферы - для этого её там слишком мало. Между тем плотность атмосферы на Марсе должна быть достаточно велика. Это следует, например, из того простого факта, что иногда на Марсе наблюдаются облака, плавающие в его атмосфере. Ясно, что ничтожного по абсолютной величине содержания CO2 совершенно недостаточно для образования марсианских облаков. Зная высоты конденсации облаков на Марсе и напряжение силы тяжести на его поверхности (которое почти в 3 раза меньше, чем у Земли!), можно найти величину давления атмосферы на поверхности этой планеты. Оказывается, что атмосферное давление на Марсе близко к 65 мм рт. ст. (разумеется, в предположении, что ртутный столб находится в поле земного тяготения, а не марсианского!). Значит, атмосфера Марса значительно более разряжена, чем земная. Такое давление на Земле наблюдается на высоте около 18 км, что вдвое превосходит высочайшие вершины Гималаев.
Каков же химический состав марсианской атмосферы? Наблюдения указывают на отсутствие в спектре Марса линий и полос поглощения кислорода измеримой интенсивности, обусловленных атмосферой этой планеты. Отсюда, учитывая точность современных астроспектроскопических наблюдений, можно сделать вывод, что в марсианской атмосфере нашего соседа в Космосе может означать, что если там и есть жизнь, то она должна быть совершенно непохожей на земную.
Можно ожидать, что в атмосфере Марса имеется некоторое количество тяжёлого инертного газа - аргона. В земной атмосфере весь аргон имеет радиоактивное происхождение и обусловлен распадом одного из изотопов калия в земной коре. Весьма вероятно, что тот же радиоактивный распад происходит и в коре Марса. Если это так, то в марсианской атмосфере количество аргона, как можно показать, должно быть примерно в два раза меньше, чем в земной. Этого, конечно, совершенно недостаточно для объяснения наблюдаемой плотности атмосферы планеты. По-видимому, атмосфера Марса почти целиком состоит из азота, который постепенно "выпаривался" из его коры. Как известно, такое же происхождение имеет азот в земной атмосфере.
До последнего времени не существовало сколько-нибудь надёжных спектроскопических данных, указывающих на наличие в атмосфере Марса водяных паров. Однако в 1963 г. американские учёные Спинрад, Мюнх и Каплан уверенно обнаружили в спектре Марса очень слабые полосы водяного пара. Из этих наблюдений следует, что количество водяных паров в атмосфере Марса составляет около 10-3 г/см2, что в сотни раз меньше среднего содержания водяных паров в земной атмосфере. Отсюда можно сделать вывод, что его атмосфера отличается исключительной сухостью. С другой стороны, на поверхности Марса вода, по-видимому, имеется. На это указывают так называемые "полярные шапки" этой планеты. С большой вероятностью можно утверждать, что они объясняются наличием в полярных областях Марса замёрзшей воды (инея), покрывающей довольно обширные площади. Уже давно известны сезонные изменения полярных шапок, а также других образований на поверхности этой планеты. Так как ось вращения Марса наклонена к плоскости его орбиты почти на такой же угол, что и Земля, там наблюдается смена времён года. Вообще говоря, климат Марса отличается большой суровостью. Средняя температура поверхности этой планеты приблизительно на 40' ниже, чем на Земле. В течение суток температура почвы колеблется на 60-80'. Амплитуда годичных колебаний в полярных областях достигает 100-120', в то время как в экваториальных она равна 30'.
Средняя температура полярных областей достигает -60'.
Следует иметь в виду, что в отдельных областях поверхности Марса микроклимат может существенно отличаться в лучшую сторону от описанных выше весьма суровых "средних" условий. Например, благодаря вулканической активности там могут быть области с более высокой температурой и сравнительно большим содержанием водяных паров. В таких областях условия для развития жизни могут быть, конечно, более благоприятными.
Недавно Синтон и Стронг опубликовали результаты наблюдений Марса в инфракрасных лучах (длины волн 7-13 мк). На этих волнах наблюдается в основном тепловое излучение поверхности планеты, в то время как на более коротких волнах Марс светит преимущественно отражённым солнечным излучением.
Наблюдения Синтона и Стронга производились при помощи большого телескопа Обсерватории Маунт Паломар с зеркалом диаметром в 5 м. Это дало возможность исследовать инфракрасное излучение от отдельных участков поверхности планеты. По интенсивности инфракрасного излучения можно было вычислить температуру соответствующих областей в разное время марсианских суток. Интересно, что около местного марсианского полдня температура поверхности планеты достигает +28'. В то же время температура воздуха на Марсе, даже у самой его поверхности, очень низка и всегда ниже нуля. Уже на высоте около 15 км температура падает даже в экваториальных областях до -100'.
Таким образом, климат Марса не очень-то благоприятствует развитию жизни на нём, хотя, конечно, не исключает её возможности. Уместно напомнить, что в Антарктиде люди живут при температурах марсианских полярных областей. Там зарегистрирована самая низкая температура на Земле -82'. Конечно, человек в Антарктиде создаёт свою искусственную биосферу. Всё же возможности приспособлений организмов к суровым природным условиям весьма велики. Следовательно, сама по себе суровость климатических условий на Марсе не исключает возможности наличия на нём жизни.
На поверхности Марса видны отдельные тёмные пятна - так называемые "моря", хотя ничего общего с земными морями они не имеют. В этом отношении эти образования вполне подобны лунным морям. Как показывают тщательные телескопические наблюдения, выполненные знаменитым французским астрономом Лио, у марсианских морей имеются в большом количестве отдельные структурные детали и пятна различной окраски. Эти пятна отличаются большой изменчивостью. Преобладающие тона окраски марсианских морей - оливковые, зеленоватые и даже синеватые. Более обширные пространства на поверхности Марса, окружающие моря, имеют серовато-красноватый цвет. Они получили название "пустынь". Возможно, что это название в какой-то степени отражает их природу.
Из поляризованных наблюдений Марса известный французский астроном Дольфюс сделал вывод, что марсианские пустыни покрыты довольно распространённым на Земле минералом - лимонитом (F2O3*H2O). "Выпаривание" воды из лимонита может быть одной из причин наблюдаемого, весьма незначительного, содержания водяных паров в атмосфере Марса.
Когда в каком-нибудь из полушарий Марса наступает весна, полярная шапка начинает довольно быстро уменьшаться в размерах. На её краях появляется тёмная кайма шириной в несколько сот километров. Волна "потемнения" распространяется в сторону более низких марсианских широт. При этом отдельные детали морей заметно темнеют. С наступлением осени волна потемнения начинает перемещаться в обратном направлении. Естественно связать описанные только что сезонные изменения деталей на поверхности Марса с увлажнением его почвы.
Систематические сезонные изменения цвета морей Марса от сероватых к зеленоватым тонам многие исследователи связывали с сезонными изменениями окраски марсианской растительности. С другой стороны, ряд авторов считает, что сезонные изменения окраски морей вызваны изменениями цветов заключённых в почве Марса солей при повышении влажности почвы. Таким образом, сами по себе сезонные изменения цвета отдельных деталей на поверхности Марса ещё не говорят о наличии там растительного покрова. Точно так же отсутствие или наличие слабого провала в спектре около длины волны 0,5 мк, которое может быть обусловлено хлорофиллом, решительно ничего не говорит о наличии или отсутствии жизни на Марсе. Такого провала в спектре Марса не обнаружено. Но ещё Г. А. Тихонов - большой энтузиаст идеи обитаемости Марса - показал, что под влиянием суровых природных условий полоса поглощения хлорофилла может сильно измениться. Даже небольших вариаций в структуре боковых ветвей молекулы хлорофилла (которые вполне возможны) достаточно, чтобы сильно изменить его спектрально-отражательные свойства.
Некоторые астрономы вообще считают, что никакой жизни на Марсе в настоящее время нет. В частности, такой радикальной точки зрения держится американский астроном Мак Лофлин. Согласно его гипотезе, тёмные моря Марса - результат вулканической активности этой планеты. Моря, по Мак Лофлину, - отложения вулканического пепла на больших участках поверхности планеты. Он нашёл, что очертания этих морей хорошо согласуются с направлениями ветров в атмосфере Марса. Гипотеза Мак Лофлина довольно хорошо объясняет вековую (т. е. не сезонную) изменчивость деталей на поверхности планеты. Точно так же непринуждённо объясняется зеленоватый свет морей химическими процессами, происходящими в неокислённой, слабо увлажнённой атмосфере Марса. Сезонные изменения в направлении ветров, а также изменениями влажности и температуры. До недавнего времени серьёзным возражением против гипотезы Мак Лофлина считалась предполагаемая им сильная вулканическая деятельность на Марса. Однако открытие Н. А. Козыревым вулканического извержения на, казалось бы, мёртвой "во всех отношениях" Луне уже не делает это возражение сколько-нибудь серьёзным. Мы слишком мало ещё знаем о природе тектонической активности планет, в частности Марса, чтобы только на этом основании оспаривать справедливость той или иной гипотезы.
Имеется, однако, другой любопытный тип сезонных изменений на поверхности Марса, о котором мы ещё пока не говорили. Согласно наблюдениям французского астронома Дольфюса, поляризация света, отражённого от тёмных марсианских морей, зависит характерным образом от времени года. Интересно, что у марсианских пустынь этого не наблюдается. Эти изменения поляризации можно попытаться объяснить, предположив, что имеет место рассеяние солнечного света частицами диаметром около 0,1 мм, причём эти частицы периодически меняют свои размеры или поглощательную способность.
Напрашивается объяснение поляризационных изменений марсианских морей, состоящее в том, что там имеются огромные колонии быстро размножающихся организмов (например, бактерий). К сожалению, это объяснение не единственно возможное. Пожалуй, более вероятно предположение, что поверхность Марса покрыта мелкими твёрдыми песчинками, увеличивающимися в своих размерах при повышении влажности атмосферы. Пока неясно, как можно объяснить поляризационные измерения Дольфюса в рамках гипотезы Мак Лофлина.
Недавно был применён новый метод для решения вопроса о возможности существования жизни на Марсе. В инфракрасном спектре Марса Синтон обнаружил полосу поглощения в области 3,4-3,7 мк. Очень интересно, что эта полоса наблюдается только в спектре тёмных морей и совершенно отсутствует в спектрах пустынь. Известно, что такие полосы поглощения характерны для многих органических соединений. Нельзя, однако, исключить и возможность другого объяснения появления указанных полос в спектре Марса. Но если даже считать, что обнаруженные в спектре Марса полосы в области длин волн 3,4-3,7 мк действительно принадлежат некоторым органическим молекулам, то отсюда ещё нельзя сделать вывод, что на Марсе обнаружена жизнь.
Органические молекулы, пусть даже сложные, - это ещё не жизнь. Вполне возможно, что на поверхности Марса имеются органические соединения. Такие соединения могли образоваться, когда на Марсе ещё была первобытная атмосфера и водоёмы. Если предположить, что жизнь на Марсе по каким-либо причинам не смогла возникнуть, то это будет означать, что вего атмосфере никогда не было достаточного количества кислорода. Следовательно, не было процессов окисления образовавшихся органических молекул и они не могли оставаться как бы в "законсервированном состоянии" настоящего времени. Правда, такая "консервация" вряд ли была бы возможна, если бы до поверхности Марса доходили губительные ультрафиолетовые лучи Солнца. Однако вопрос о прозрачности марсианской атмосферы в ультрафиолетовой части спектра ещё далеко не ясен. Попутно заметим, что при беспрепятственном падении на поверхность Марса ультрафиолетовой радиации становится довольно проблематичной сама возможность существования там жизни.
Добавлено спустя 10 минут 6 секунд:
ФОБОС
Был открыт в 1877 году Асафом Холлом и назван Фобосом, что в переводе означает "страх". Фобос обращается вокруг Марса на расстоянии 9400 км от центра планеты, причем 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.
Пока не были получены более точные данные о спутниках Марса, ученые пытались определить массу Фобоса, ошибочно предполагая, что причиной его замедления при приближении к планете является его торможение в марсианской атмосфере. Однако первые результаты обескуражили астрономов: выходило, что, несмотря на крупные размеры, спутник очень легкий. Известный астрофизик И.С. Шкловский даже выдвинул гипотезу, согласно которой спутники Марса... пустые внутри и, следовательно имеют искусственное происхождение.
С этой точкой зрения пришлось расстаться после того, как космические зонды передали на землю изображение марсианской луны. Спутник похож на продолговатую картофелину и имеет размеры 28*20*18 км. Состоит из темной породы, похожей на вещество некоторых метеоритов и астероидов. Поверхность изрыта метеоритными кратерами. Крупнейший кратер на Фобосе называется Стикни. Его размеры сравнимы с размерами самого спутника. Удар, приведший к появлению такого кратера, должен был буквально потрясти Фобос. Это же событие, вероятно, вызвало образование системы загадочных параллельных борозд возле кратера Стикни. Они прослеживаются на расстоянии до 30 км в длину и имеют ширину 100-200 м при глубине 10-20 м.
Спутник испытывает сильное приливное воздействие со стороны Марса, поэтому он всегда повернут к нему одной стороной.
ДЕЙМОС
Был открыт в 1877 году Асафом Холлом и назван Деймосом, что в переводе означает "ужас". Деймос ведет себя более привычно для нас (по сравнению с Фобосом). Его удаление от центра планеты составляет более 23 тыс. км, и на один оборот у него уходит почти на сутки больше, чем у Фобоса.
После того, как космические зонды передали на землю изображение марсианской луны, выяснилось, спутник похож на продолговатую картофелину и имеет размеры 16*12*10 км. Состоит из темной породы, похожей на вещество некоторых метеоритов и астероидов. Поверхность изрыта метеоритными кратерами.
Спутник испытывает сильное приливное воздействие со стороны Марса, поэтому он всегда повернут к нему одной стороной.
|
FAQ
Поиск
Регистрация
Вход
.
