В нашата родна слънчева система има голямо разнообразие от космически тела. Ние ги наричаме планети, но всяка от тях има свои собствени, уникални свойства. И така, първите четири, разположени най-близо до звездата, са включени в категорията "земни планети". Те имат ядро, мантия, твърда повърхност и атмосфера. Следващите четири са газови гиганти, имащи само ядро, облечени в голямо разнообразие от газове. Но имаме Марс и Земята на дневен ред. Сравнението на тези две планети ще бъде завладяващо и вълнуващо, особено като се има предвид факта, че и двете са представители на "земната категория".
Въведение
Астрономите от миналото, след като откриха Марс, вярваха, че тази планета е най-близкият роднина на Земята. Първите сравнения на Марс и Земята са свързани със системата от канали, наблюдавани през телескоп, който обгражда червената планета. Мнозина бяха убедени, че има вода и в резултат на това органичен живот. Вероятно преди милиони години този обект в Слънчевата система е имал условия, подобни на днешните земни. Сега обаче е повече от точно установено: Марс е червена пустиня. Въпреки това сравненията на Земята и Марс са любима тема на астрономите и до днес. Изучавайки особеностите на структурата и въртенето на най-близкия ни съсед, те вярват, че скоро тази планета ще може да бъде колонизирана. Но има нюанси, които засега пречат на човечеството да предприеме тази стъпка. Ще научим какво представляват и какво представляват, като направим аналогия по всички точки между нашата родна Земя и мистериозния съседен Марс.
Тегло, размер
Тези показатели са най-важните, затова ще започнем с Марс и Земята. Дори в детските книги по астрономия всички забелязахме, че червената планета е малко по-малка от нашата, около един и половина пъти. Нека разгледаме тази разлика в конкретни числа.
- Средният радиус на Земята е 6371 km, докато за Марс тази цифра е 3396 km.
- Обемът на нашата родна планета е 1,08321 x 10 12 km 3, докато марсианската е равна на 1,6318 × 10¹¹ km³, тоест е 0,151 от обема на Земята.
Масата на Марс също е по-малка в сравнение със Земята и този показател се различава драстично, за разлика от предишния. Земята тежи 5,97 × 10 24 кг, а червената планета се задоволява само с 15 процента от този показател, а именно 6,4185 x 10 23 кг.
Орбитални характеристики
От същите детски учебници по астрономия знаем, че Марс, поради факта, че е по-отдалечен от Слънцето от Земята, е принуден да върви в по-голяма орбита. Всъщност тя е около два пъти по-голяма от земята, а годината на Червената планета е два пъти по-дълга. От това можем да заключим, че това космическо тяло се върти със скорост, сравнима със скоростта на Земята. Но е важно тези данни да се знаят в точни числа. Разстоянието на Земята от Слънцето е 149 598 261 km, но в същото време Марс се намира на разстояние от 249 200 000 000 km от нашата звезда, което е почти два пъти повече. Орбиталната година в царството на прашната и червена пустиня е 687 дни (помним, че на земята една година продължава 365 дни).
Важно е да се отбележи, че сидеричното въртене на двете планети е почти еднакво. Един ден на Земята е 23 часа и 56 минути, а на Марс е 24 часа и 40 минути. Не може да се игнорира аксиален наклон. За Земята характерен показател е 23 градуса, а за Марс - 25,19 градуса. Вероятно планетата може да е сезонна.
Състав и структура
Сравнението на Марс и Земята ще бъде непълно, ако не се вземе предвид структурата и плътността на тези две планети. Тяхната структура е идентична, тъй като и двете принадлежат към земната група. В самия център е ядрото. В Земята той се състои от никел и метал, а радиусът на сферата му е 3500 км. Марсианското ядро има същия състав, но сферичният му радиус е 1800 км. Тогава и двете планети имат силикатна мантия, последвана от плътна кора. Но земната корасе различава от марсианския по наличието на уникален елемент - гранит, който не присъства никъде другаде в космоса. Важно е да се отбележи, че средната дълбочина е 40 км, докато марсианската кора достига дълбочина до 125 км. Средното е 5,514 грама на кубичен метър, а Марс - 3,93 грама на кубичен метър.
Температура и атмосфера
В този момент сме изправени пред фундаментални различиямежду две съседни планети. И целият смисъл е в това слънчева системасамо една Земя е оборудвана с много плътна въздушна обвивка, която поддържа уникален микроклимат на планетата. И така, сравнението на атмосферата на Земята и Марс трябва да започне с факта, че първият въздушен слой има сложна, петстепенна структура. Всички учехме в училище термини като стратосфера, екзосфера и т.н. Земната атмосфера се състои от 78 процента азот и 21 процента кислород. На Марс има само един слой, много тънък, който се състои от 96% въглероден диоксид, 1,93% аргон и 1,89% азот.
Това също доведе до разлика в температурата. На земята средно аритметичное равно на +14 градуса. Покачва се до максимум +70 градуса и пада до -89,2. Марс е много по-хладен. Средната температура е -46 градуса, като минималната е 146 под нулата, а максималната е 35 със знак +.
земно притегляне
С тази дума, цялата същност на нашето съществуване на синята планета. Именно тя е единствената в Слънчевата система, която може да осигури гравитация, приемлива за живота на хората, животните и растенията. Погрешно вярвахме, че гравитацията липсва на други планети, но си струва да се каже, че тя е там, просто не толкова силна като нашата. Гравитацията на Марс е почти три пъти по-малка от тази на Земята. Ако имаме такъв индикатор като G - тоест ускорението на свободното падане е 9,8 m / s на квадрат, то на червената пустинна планета се равнява на 3,711 m / s на квадрат. Да, можете да ходите на Марс, но без специален костюм с товари, уви, няма да работи.
сателити
Единственият спътник на Земята е Луната. Тя не само придружава нашата планета по нейния мистериозен космически път, но е отговорна и за много естествени процеси в живота, като приливите и отливите. Луната е и най-изучаваното космическо тяло в момента, тъй като е най-близо до нас. Ескорт на Марс - спътниците са открити през 1877 г. и са кръстени на синовете на бога на войната Арес (преведено като "страх" и "ужас"). Най-вероятно е те да бъдат изтеглени от гравитацията на червената планета от пръстена на астероидите, тъй като съставът им е идентичен с всички други камъни, обикалящи между Марс и Юпитер.
Хората винаги са се интересували от непознатите простори на космоса. Изследванията на други планети са привлекли много учени и обикновеният човек се интересува от въпроса какво има в космоса? На първо място учените обръщат внимание на планетите от Слънчевата система. Тъй като те са най-близо до Земята и са по-лесни за изучаване. Особено активно се изучава мистериозната червена планета - Марс. Нека да разберем коя планета е по-голяма - Марс или Земята и да се опитаме да разберем защо червеното небесно тяло ни привлича толкова много.
Кратко описание на планетите от Слънчевата система. Техните размери
От Земята всички планети от нашата система ни изглеждат като малки светещи точки, които трудно се виждат с просто око. Марс е различен от всички - изглежда ни по-голям от останалите и понякога дори без телескопично оборудване можете да видите оранжевата му светлина.
Коя планета е по-голяма: Марс или Земята? Виждаме ли Марс толкова добре, защото е огромен, или просто е по-близо до нас? Нека разгледаме този въпрос. За да направим това, ще разгледаме последователно размерите на всички планети, принадлежащи към Слънчевата система. Те бяха разделени на две групи.
Земна група планети
Меркурий е най-малката планета. Освен това е най-близо до Слънцето от всички останали. Диаметърът му е 4878 км.
Венера е следващата най-отдалечена от Слънцето и най-близо до Земята планета. Температурата на повърхността му достига +5000 градуса по Целзий. Диаметърът на Венера е 12103 км.
Земята е различна по това, че има атмосфера и водни запаси, което направи възможно възникването на живот. Размерът му е малко по-голям от Венера и е 12 765 км. .
Марс е четвъртата планета от Слънцето. Земята и има диаметър от 6786 km на екватора. Атмосферата му е почти 96% съставена от Марс, който има по-издължена орбита от Земята.
планети-гиганти
Юпитер е най-голямата от планетите в Слънчевата система. Диаметърът му е 143 000 км. Състои се от газ, който е във вихрово движение. Юпитер се върти около оста си много бързо, за около 10 земни часа пълен оборот. Заобиколен е от 16 спътника.
Сатурн е планета, която с основание може да се нарече уникална. Неговата структура има най-малка плътност. Сатурн е известен и със своите пръстени, които са широки 115 000 км и дебели 5 км. Това е втората по големина планета в Слънчевата система. Размерът му е 120 000 км.
Уран е необичаен с това, че може да се види в синьо-зелен цвят с телескоп. Тази планета също се състои от газове, които се движат със скорост от 600 км/ч. Диаметърът е малко над 51 000 км.
Нептун е съставен от смес от газове повечето откоето е метан. Именно поради това планетата придоби син цвят. Повърхността на Нептун е обвита в облаци от амоняк и вода. Размерът на планетата е 49 528 км.
Най-отдалечената планета от Слънцето е Плутон, той не принадлежи към нито една от групите планети в Слънчевата система. Диаметърът му е наполовина по-малък от този на Меркурий и е 2320 км.
Характеристики на планетата Марс. Характеристики на Червената планета и сравнение на нейния размер с размера на Земята
Така че разгледахме размера на всички планети в Слънчевата система. Сега можете да отговорите на въпроса коя планета е по-голяма - Марс или Земята. Едно просто сравнение на диаметрите на планетите може да помогне за това. Марс и Земята са два пъти по-големи. Червената планета е почти наполовина по-малка от нашата Земя.
Марс е много интересен космически обект за изследване. Масата на планетата е 11% от температурата на повърхността й варира през целия ден от +270 до -700 градуса С. Рязкото спадане се дължи на факта, че атмосферата на Марс не е толкова плътна и се състои главно от въглероден диоксид .
Описанието на Марс започва с акцент върху неговия наситен червен цвят. Чудя се какво причини това? Отговорът е прост - съставът на почвата, богата на железни оксиди, и повишената концентрация на въглероден диоксид в нейната атмосфера. За такъв специфичен цвят древните хора наричали планетата кървава и й давали име в чест на римския бог на войната - Арес.
Повърхността на планетата е предимно пустинна, но има и тъмни области, чиято природа все още не е проучена. Марс е равнина, а южната е леко издигната от средното ниво и осеяна с кратери.
Мнозина не знаят, но на Марс е най-много висока планинав цялата Слънчева система – Олимп. Височината му от основата до върха е 21 км. Ширината на този хълм е 500 км.
възможно ли е
Всички работи на астрономите са насочени към намиране на признаци на живот в космоса. За да изследват Марс за наличието на живи клетки и организми на повърхността му, марсоходите многократно са посещавали тази планета.
Многобройни експедиции вече са доказали, че преди това е имало вода на Червената планета. Все още е там, само под формата на лед, и е скрит под тънък слой каменна почва. Наличието на вода се потвърждава и от изображенията, на които ясно се виждат коритата на марсианските реки.
Много учени искат да докажат, че хората могат да се адаптират към живота на Марс. Тази теория се подкрепя от следните факти:
- Почти същата скорост на движение на Марс и Земята.
- Сходство на гравитационните полета.
- Въглеродният диоксид може да се използва за производство на жизненоважен кислород.
Може би в бъдеще развитието на технологиите ще ни позволи лесно да правим междупланетни пътувания и дори да се установим на Марс. Но преди всичко човечеството трябва да запази и защити родната си планета – Земята, така че никога да не се чудите коя планета е по-голяма – Марс или Земята, и дали червената планета ще може да приеме всички желаещи мигранти.
Марс е четвъртата най-отдалечена планета от Слънцето и седмата по големина планета в Слънчевата система, кръстена на Марс, древния римски бог на войната, съответстващ на древногръцкия Арес. Марс понякога се нарича "червена планета" поради червеникавия оттенък на повърхността, придаван му от железния оксид.
Марс е планета наземна групас разредена атмосфера. Характеристиките на повърхностния релеф на Марс могат да се считат за ударни кратери като тези на Луната, както и за вулкани, долини, пустини и полярни ледени шапки като тези на Земята.
Марс има две естествен спътник, Фобос и Деймос (в превод от старогръцки - "страх" и "ужас" - имената на двамата синове на Арес, които го придружават в битка), които са сравнително малки и имат неправилна форма. Може да са астероиди, уловени от гравитационното поле на Марс, подобно на астероида (5261) Еврика от групата на трояните.
Релефът на Марс има много уникални характеристики. марсиански спящ вулканПланината Олимп е най-високата планина в Слънчевата система, а долината Маринър е най-големият каньон. В допълнение, през юни 2008 г., три статии, публикувани в списание Nature, представиха доказателства за съществуването на най-големия известен кратер в Слънчевата система в северното полукълбо на Марс. Той е дълъг 10 600 км и широк 8 500 км, около четири пъти по-голям от най-големия ударен кратер, открит преди на Марс, близо до южния му полюс. В допълнение към подобна топография на повърхността, Марс има период на въртене и сезони, подобни на земните, но климатът му е много по-студен и сух от този на Земята.
До първия прелет на Марс от космическия кораб Mariner 4 през 1965 г. много изследователи вярваха, че на повърхността му има течна вода. Това мнение се основава на наблюдения на периодични променив светли и тъмни области, особено в полярните ширини, които бяха подобни на континентите и моретата. Тъмните бразди на повърхността на Марс са интерпретирани от някои наблюдатели като напоителни канали за течна вода. По-късно беше доказано, че тези бразди са оптична илюзия.
Защото ниско наляганеводата не може да съществува в течно състояние на повърхността на Марс, но е вероятно условията да са били различни в миналото и следователно не може да се изключи наличието на примитивен живот на планетата. На 31 юли 2008 г. на Марс беше открита вода в състояние на лед. космически корабНАСА "Феникс" (англ. "Феникс").
През февруари 2009 г. орбиталното изследователско съзвездие в орбита на Марс имаше три функциониращи космически кораба: Mars Odyssey, Mars Express и Mars Reconnaissance Satellite, повече от всяка друга планета, освен Земята. Повърхността на Марс понастоящемизследва два марсохода: "Spirit" и "Opportunity". На повърхността на Марс има и няколко неактивни спускаеми апарати и роувъри, които са завършили изследвания. Събраните от тях геоложки данни показват, че по-голямата част от повърхността на Марс преди това е била покрита с вода. Наблюденията през последното десетилетие позволиха да се открие слаба активност на гейзерите на някои места по повърхността на Марс. Според наблюденията на Mars Global Surveyor на НАСА, части от южната полярна шапка на Марс постепенно се отдръпват.
Марс може да се види от Земята с просто око. Неговото видимо величинадостига −2,91m (при най-близкия подход към Земята), отстъпвайки по яркост само на Юпитер (и дори тогава не винаги по време на голямото противопоставяне) и Венера (но само сутрин или вечер). По правило по време на голямото противопоставяне оранжевият Марс е най-яркият обект в нощното небе на Земята, но това се случва само веднъж на 15-17 години в продължение на една до две седмици.
Марс е почти два пъти по-голям по-малък от Земята- екваториалният му радиус е 3396,9 km (53,2% от земния). Повърхността на Марс е приблизително равна на земната площ на Земята. Полярният радиус на Марс е с около 20 км по-малък от екваториалния, въпреки че периодът на въртене на планетата е по-дълъг от този на Земята, което предполага промяна в скоростта на въртене на Марс във времето. Масата на планетата е 6,418 × 1023 кг (11% от масата на Земята). Ускорението на свободното падане на екватора е 3,711 m/s² (0,378 Земята); първата скорост на бягство е 3,6 km/s, а втората е 5,027 km/s. Марс се върти около оста си, която е наклонена към перпендикулярната равнина на орбитата под ъгъл от 24°56′. Периодът на въртене на планетата е 24 часа 37 минути 22,7 секунди. По този начин една марсианска година се състои от 668,6 марсиански слънчеви дни (наречени сол). Наклонът на оста на въртене на Марс причинява смяната на сезоните. В този случай удължаването на орбитата води до големи разлики в тяхната продължителност. Така северната пролет и лято, взети заедно, продължават 371 сол, тоест забележимо повече от половината от марсианската година. В същото време те попадат на частта от орбитата на Марс, която е най-отдалечена от Слънцето. Следователно на Марс северното лято е дълго и хладно, докато южното лято е кратко и горещо.
Температурата на планетата варира от -153°C на полюса през зимата до над +20°C на екватора на обяд. Средната температура е -50 °C.
 |
| Атмосферата на Марс. |
Атмосферата на Марс, която се състои главно от въглероден диоксид, е много разредена. Налягането на повърхността на Марс е 160 пъти по-малко от земното - 6,1 mbar на средно повърхностно ниво. Поради голямата разлика в надморската височина на Марс, налягането близо до повърхността варира значително. Максимална стойностдостига 10-12 mbar в басейна на Елада на дълбочина 8 km. За разлика от Земята, масата на марсианската атмосфера варира значително през годината поради топенето и замръзването на полярните шапки, съдържащи въглероден диоксид.
Атмосферата е 95% въглероден диоксид; съдържа също 2,7% азот, 1,6% аргон, 0,13% кислород, 0,1% водна пара, 0,07% въглероден окис. Има следи от метан.
Марсианската йоносфера се простира от 110 до 130 км над повърхността на планетата.
Има доказателства, че в миналото атмосферата е можела да е по-плътна, а климатът е топъл и влажен, а на повърхността на Марс е съществувала течна вода и е валял дъжд. Орбиталният апарат Mars Odyssey откри, че под повърхността на червената планета има отлагания от воден лед. По-късно това предположение беше потвърдено от други устройства, но въпросът за наличието на вода на Марс беше окончателно решен през 2008 г., когато сондата Феникс, която кацна близо до северния полюс на планетата, получи вода от марсианската почва.
Климатът, както на Земята, е сезонен. През студения сезон, дори извън полярните шапки, на повърхността може да се образува лек скреж. Устройството Phoenix регистрира снеговалеж, но снежинките се изпариха, преди да достигнат повърхността.
Според изследователи от Carl Sagan Center, процесът на затопляне протича на Марс през последните десетилетия. Други експерти смятат, че е твърде рано да се правят подобни заключения.
Марсоходът Opportunity записа множество прашни вихри. Това са въздушни турбуленции, които възникват близо до повърхността на планетата и се издигат във въздуха голям бройпясък и прах. Те често се наблюдават на Земята, но на Марс могат да достигнат много по-големи размери.
Две трети от повърхността на Марс е заета от светли зони, наречени континенти, около една трета - от тъмни зони, наречени морета. Моретата са съсредоточени главно в южното полукълбо на планетата, между 10 и 40 ° ширина. В северното полукълбо има само две големи морета - Ацидалиан и Голям Сирт.
Естеството на тъмните зони все още е предмет на спорове. Те продължават да съществуват въпреки факта, че на Марс бушуват прашни бури. Едно време това послужи като аргумент в полза на предположението, че тъмните зони са покрити с растителност. Сега се смята, че това са само области, от които поради техния релеф лесно се издухва прахът. Мащабните изображения показват, че всъщност тъмните зони се състоят от групи от тъмни ивици и петна, свързани с кратери, хълмове и други препятствия по пътя на ветровете. Сезонните и дългосрочни промени в техния размер и форма очевидно са свързани с промяна в съотношението на повърхностните площи, покрити със светла и тъмна материя.
Полусферата на Марс са доста различни по естеството на повърхността. В южното полукълбо повърхността е 1–2 km над средното ниво и е гъсто осеяна с кратери. Тази част на Марс наподобява лунните континенти. На север по-голямата част от повърхността е под средната, има малко кратери, а основната част е заета от сравнително гладки равнини, вероятно образувани в резултат на наводняване и ерозия на лава. Тази разлика между полукълбата остава въпрос на дебат. Границата между полукълбата следва приблизително голям кръг, наклонен под 30° спрямо екватора. Границата е широка и неправилна и образува наклон на север. По него има най-ерозираните участъци от марсианската повърхност.
Изложени са две алтернативни хипотези за обяснение на асиметрията на полукълба. Според един от тях, на ранен геоложки етап литосферните плочи се „събрали“ (може би случайно) в едно полукълбо, подобно на континента Пангея на Земята, и след това „замръзнали“ в това положение. Друга хипотеза включва сблъсък на Марс с космическо тяло с размерите на Плутон.
Голям брой кратери в южното полукълбо предполага, че повърхността тук е древна - 3-4 милиарда години. Има няколко вида кратери: големи кратери с плоско дъно, по-малки и по-млади кратери с форма на купа, подобни на луната, кратери, заобиколени от вал, и издигнати кратери. Последните два типа са уникални за Марс - кратери с ръбове, образувани там, където течните изхвърляния се стичат по повърхността, и издигнати кратери, образувани там, където покривало от изхвърляне на кратера предпазва повърхността от ерозия на вятъра. Най-голямата характеристика на произхода на удара е равнината Елад (около 2100 km в диаметър).
В район на хаотичен пейзаж близо до границата на полукълбото, повърхността е претърпяла големи области на счупване и компресия, понякога последвана от ерозия (поради свлачища или катастрофално освобождаване на подземни води), както и заливане с течна лава. Хаотични пейзажи често се срещат в началото на големи канали, изрязани от вода. Най-приемливата хипотеза за съвместното им образуване е внезапното топене на подземния лед.
В северното полукълбо, освен обширни вулканични равнини, има две зони с големи вулкани – Тарсис и Елизиум. Тарсис е обширна вулканична равнина с дължина от 2000 км, достигаща височина от 10 км над средното ниво. На него има три големи щитови вулкана - връх Арсия, връх Павлина и връх Аскрийская. На ръба на Тарсис е най-високата планина на Марс и в Слънчевата система, планината Олимп. Олимп достига 27 км височина спрямо основата си и 25 км спрямо средното ниво на повърхността на Марс и покрива площ от 550 км в диаметър, заобиколена от скали, на места достигащи 7 км в височина. Обемът на планината Олимп е 10 пъти по-голям от обема на най-големия вулкан на Земята, Мауна Кеа. Тук се намират и няколко по-малки вулкана. Елизиум - хълм до шест километра над средното ниво, с три вулкана - куполът на Хеката, връх Елизий и куполът на Албор.
Хълмът Тарсис също се пресича от мнозина тектонски разломичесто много сложни и дълги. Най-голямата от тях, долините на Маринър, се простира в ширина на почти 4000 km (една четвърт от обиколката на планетата), достигайки ширина 600 km и дълбочина 7-10 km; този разлом е сравним по размер с Източноафриканския рифт на Земята. По стръмните му склонове се случват най-големите свлачища в Слънчевата система. Долините Маринър са най-големият известен каньон в Слънчевата система. Каньонът, открит от космическия кораб Mariner 9 през 1971 г., може да покрие цялата територия на Съединените щати, от океан до океан.
Появата на Марс варира значително в зависимост от времето на годината. На първо място, промените в полярните шапки са поразителни. Те растат и се свиват, създавайки сезонни явления в атмосферата и на повърхността на Марс. Южната полярна шапка може да достигне географска ширина от 50°, северната също 50°. Диаметърът на постоянната част на северната полярна шапка е 1000 km. Тъй като полярната шапка в едно от полукълбата се отдръпва през пролетта, детайлите от повърхността на планетата започват да потъмняват. За земен наблюдател вълната на потъмняване изглежда се разпространява от полярната шапка към екватора, въпреки че орбиталните апарати не регистрират никакви значителни промени.
Полярните шапки са съставени от два компонента: сезонен въглероден диоксид и светски воден лед. Според спътника Mars Express дебелината на шапките може да варира от 1 m до 3,7 km. Космическият апарат Mars Odyssey откри активни гейзери на южната полярна шапка на Марс. Според експерти от НАСА струите въглероден диоксид с пролетно затопляне се разбиват на голяма височина, понасяйки прах и пясък със себе си.
Пролетното топене на полярните шапки води до рязко повишаване на атмосферното налягане и движението на големи маси газ към противоположното полукълбо. Скоростта на ветровете, които духат едновременно е 10-40 m/s, понякога до 100 m/s. Вятърът вдига голямо количество прах от повърхността, което води до прашни бури. Силните прашни бури почти напълно скриват повърхността на планетата. Прашните бури имат забележим ефект върху разпределението на температурата в атмосферата на Марс.
Данните от марсианския разузнавателен сателит направиха възможно откриването на значителен слой лед под сипеите в подножието на планините. Ледник с дебелина стотици метри покрива площ от хиляди квадратни километра, а по-нататъшното му изследване може да предостави информация за историята на марсианския климат.
На Марс има много геоложки образувания, които наподобяват водна ерозия, по-специално пресъхнали речни корита. Според една хипотеза тези канали биха могли да се образуват в резултат на краткотрайни катастрофални събития и не са доказателство за дългосрочно съществуване. речна система. Въпреки това, последните данни показват, че реките са текли за геоложки значими периоди от време. По-специално, са открити обърнати канали (т.е. канали, издигнати над околното пространство). На Земята такива образувания се образуват поради продължително натрупване на плътни дънни седименти, последвано от изсъхване и изветряне на околните скали. Освен това има доказателства за изместване на каналите в делтата на реката, тъй като повърхността постепенно се издига.
Данните от роувърите Spirit и Opportunity на НАСА също предоставят доказателства за наличието на вода в миналото (открити минерали, които могат да се образуват само в резултат на продължително излагане на вода). Устройството "Феникс" открива отлагания на лед директно в земята.
Няколко необичайни дълбоки кладенеца са открити на вулканичната планина Тарсис. Съдейки по изображението на Марсианския разузнавателен сателит, направено през 2007 г., единият от тях е с диаметър 150 метра, а осветената част от стената е на дълбочина не по-малко от 178 метра. Изложена е хипотеза за вулканичния произход на тези образувания.
Елементният състав на повърхностния слой на марсианската почва, според данните на спускащите се, не е същият в различни места. Основният компонент на почвата е силициев диоксид (20-25%), съдържащ примес от хидрати на железен оксид (до 15%), които придават на почвата червеникав цвят. Има значителни примеси на серни съединения, калций, алуминий, магнезий, натрий (по няколко процента за всеки).
Според данни от сондата Phoenix на НАСА (кацане на Марс на 25 май 2008 г.), съотношението на рН и някои други параметри на марсианските почви са близки до земните и теоретично върху тях могат да се отглеждат растения. „Всъщност открихме, че почвата на Марс отговаря на изискванията и също така съдържа необходими елементиза възникването и поддържането на живота в миналото, настоящето и бъдещето. „Бяхме приятно изненадани от получените данни. Този тип почва също е широко представена на Земята - всеки селянин се занимава с нея ежедневно в градината. В него е отбелязано високо (значително по-високо от очакваното) съдържание на алкали и са открити ледени кристали. Такава почва е доста подходяща за отглеждане на различни растения, като аспержи. Тук няма нищо, което да направи живота невъзможен. Напротив: с всяко ново изследване откриваме допълнителни доказателства в полза на възможността за съществуването му “, каза Сам Кунавес, водещ изследовател-химик на проекта.
На мястото за кацане на устройството в земята също има значителна сумаводен лед.
За разлика от Земята, на Марс няма движение литосферни плочи. В резултат на това вулканите могат да съществуват много по-дълго време и да достигнат гигантски размери.
Модерни модели вътрешна структураМарс предполага, че Марс се състои от кора със средна дебелина 50 km (и максимална дебелина до 130 km), силикатна мантия с дебелина 1800 km и ядро с радиус от 1480 km. Плътността в центъра на планетата трябва да достигне 8,5 g/cm³. Ядрото е частично течно и се състои предимно от желязо с примес от 14-17% (масови) сяра, а съдържанието на леки елементи е два пъти по-високо от това в земното ядро. Според съвременни оценкиобразуването на ядрото съвпада с периода на ранния вулканизъм и продължава около милиард години. Частичното топене на мантийните силикати отне приблизително същото време. Поради по-ниската гравитация на Марс, диапазонът на налягането в мантията на Марс е много по-малък, отколкото на Земята, което означава, че има по-малко фазови преходи. Предполага се, че фазовият преход на оливина към модификацията на шпинела започва на доста големи дълбочини - 800 km (400 km на Земята). Естеството на релефа и други характеристики предполагат наличието на астеносфера, състояща се от зони от частично разтопена материя. За някои региони на Марс е съставена подробна геоложка карта.
Според наблюдения от орбита и анализ на колекцията от марсиански метеорити, повърхността на Марс се състои главно от базалт. Има някои доказателства, които предполагат, че на част от марсианската повърхност материалът е по-кварцов, отколкото нормалния базалт и може да бъде подобен на андезитните скали на Земята. Същите тези наблюдения обаче могат да се тълкуват в полза на наличието на кварцово стъкло. Значителна част от по-дълбокия слой се състои от гранулиран прах от железен оксид.
Марс има магнитно поле, но то е слабо и изключително нестабилно, в различни точки на планетата силата му може да се различава от 1,5 до 2 пъти, а магнитните полюси не съвпадат с физическите. Това предполага, че желязното ядро на Марс е относително неподвижно по отношение на неговата кора, тоест планетарният динамо механизъм, отговорен за магнитното поле на Земята, не работи на Марс. Въпреки че Марс няма стабилно планетарно магнитно поле, наблюденията показват, че части от кората на планетата са намагнетизирани и че в миналото е имало обръщане на магнитните полюси на тези части. Намагнитването на тези части се оказа подобно на магнитните аномалии на лентата в океаните.
Една теория, публикувана през 1999 г. и повторно тествана през 2005 г. (с помощта на безпилотния Mars Global Surveyor), предполага, че тези ленти показват тектоника на плочите преди 4 милиарда години преди динамото на планетата да спре да функционира, причинявайки рязко отслабващо магнитно поле. Причините за този рязък спад не са ясни. Има предположение, че функционирането на динамото е 4 милиарда. преди години се обяснява с наличието на астероид, който се въртеше на разстояние 50-75 хиляди километра около Марс и причиняваше нестабилност в ядрото му. След това астероидът падна до границата на Рош и се срина. Самото това обяснение обаче съдържа неясноти и се оспорва в научната общност.
Може би в далечното минало, в резултат на сблъсък с голямо небесно тяло, въртенето на ядрото е спряло, както и загубата на основния обем на атмосферата. Смята се, че загубата на магнитно поле е настъпила преди около 4 милиарда години. Поради слабостта на магнитното поле слънчевият вятър почти безпрепятствено прониква в атмосферата на Марс и много от фотохимичните реакции под действието на слънчева радиация, които се срещат на Земята в йоносферата и по-горе, на Марс могат да се наблюдават почти на самата му повърхност.
Геоложката история на Марс включва следните три епохи:
Ноахова епоха (наречена на "Ноахова земя", регион на Марс): Формиране на най-старата съществуваща повърхност на Марс. Продължава и в периода преди 4,5 милиарда - 3,5 милиарда години. През тази епоха повърхността е била белязана от множество кратери от удар. През този период вероятно се е образувало платото на провинция Тарсис с интензивен воден поток по-късно.
Хесперианска епоха: от преди 3,5 милиарда години до преди 2,9 - 3,3 милиарда години. Тази ера е белязана от образуването на огромни полета от лава.
Амазонска епоха (наречена на "Амазонската равнина" на Марс): от преди 2,9 - 3,3 милиарда години до наши дни. Регионите, образувани през тази епоха, имат много малко метеоритни кратери, но иначе са напълно различни. През този период се образува планината Олимп. По това време потоци от лава се изливат в други части на Марс.
Естествените спътници на Марс са Фобос и Деймос. И двете са открити от американския астроном Асаф Хол през 1877 г. Фобос и Деймос са с неправилна форма и много малки. Според една хипотеза те могат да представляват астероиди, уловени от гравитационното поле на Марс, като (5261) Еврика от троянската група астероиди. Сателитите са кръстени на героите, придружаващи бог Арес (тоест Марс), Фобос и Деймос, олицетворяващи страх и ужас, които помагаха на бога на войната в битките.
И двата спътника се въртят около осите си със същия период като около Марс, поради което винаги са обърнати към планетата от една и съща страна. Приливното влияние на Марс постепенно забавя движението на Фобос и в крайна сметка ще доведе до падането на спътника на Марс (при запазване на настоящата тенденция) или до неговото разпадане. Напротив, Деймос се отдалечава от Марс.
 |
| Фобос (отгоре) и Деймос (отдолу). |
И двата спътника имат форма, приближаваща се до триаксиален елипсоид, Фобос (26,6 × 22,2 × 18,6 km) е малко по-голям от Деймос (15 × 12,2 × 10,4 km). Повърхността на Деймос изглежда много по-гладка поради факта, че повечето от кратерите са покрити с финозърнеста материя. Очевидно на Фобос, който е по-близо до планетата и по-масивен, материалът, изхвърлен по време на метеоритни удари, или се е ударил отново на повърхността, или е паднал върху Марс, докато на Деймос е дълго времеостана в орбита около спътника, като постепенно се утаява и прикрива неравностите на релефа.
Популярната идея, че Марс е обитаван от интелигентни марсианци, стана широко разпространена в края на 19 век. Наблюденията на Скиапарели върху така наречените канали, комбинирани с книгата на Пърсивал Лоуел по същата тема, популяризираха идеята за планета, която става все по-суха, по-студена, умираща и има древна цивилизация, която извършва напояване.
Множество други наблюдения и съобщения от известни личности доведоха до така наречената "Марсова треска" около тази тема. През 1899 г., докато изучава атмосферните смущения в радиосигнал с помощта на приемници в обсерваторията в Колорадо, изобретателят Никола Тесла наблюдава повтарящ се сигнал. След това той предположи, че това може да е радиосигнал от други планети като Марс. В интервю от 1901 г. Тесла казва, че му е хрумнала идеята, че смущенията могат да бъдат причинени изкуствено. Въпреки че не можеше да разгадае значението им, за него беше невъзможно те да възникнат напълно случайно. Според него това е поздрав от една планета на друга.
Теорията на Тесла предизвика гореща поддръжкаЛорд Келвин, който посещава САЩ през 1902 г., казва, че според него Тесла е уловил марсианския сигнал, изпратен до САЩ. Тогава обаче Келвин категорично отрече това твърдение, преди да напусне Америка: „Всъщност казах, че жителите на Марс, ако съществуват, със сигурност могат да видят Ню Йорк, по-специално светлината от електричеството“.
Днес наличието на течна вода на повърхността му се счита за условие за развитието и поддържането на живота на планетата. Има и изискване орбитата на планетата да бъде в така наречената обитаема зона, която за Слънчевата система започва зад Венера и завършва с голямата полуос на орбитата на Марс. По време на перихелий Марс е в тази зона, но тънка атмосфера с ниско налягане предотвратява появата на течна вода на голяма площ за дълъг период от време. Последните доказателства сочат, че всяка вода на повърхността на Марс е твърде солена и кисела, за да поддържа постоянен земен живот.
Липсата на магнитосфера и изключително тънката атмосфера на Марс също са проблем за поддържането на живота. На повърхността на планетата има много слабо движение на топлинните потоци, тя е слабо изолирана от бомбардиране от частици на слънчевия вятър, освен това, когато се нагрява, водата моментално се изпарява, заобикаляйки течното състояние поради ниско налягане. Марс също е на прага на т.нар. "геоложка смърт". Краят на вулканичната дейност очевидно е спрял циркулацията на минерали и химични елементимежду повърхността и вътрешността на планетата.
Доказателствата сочат, че преди планетата е била много по-предразположена към живот, отколкото сега. Към днешна дата обаче върху него не са открити останки от организми. По програмата Viking, проведена в средата на 70-те години на миналия век, бяха проведени поредица от експерименти за откриване на микроорганизми в марсианската почва. Той показва положителни резултати, като временно увеличаване на отделянето на CO2, когато почвените частици се поставят във вода и хранителни среди. Тогава обаче това доказателство за живот на Марс беше оспорено от някои учени. Това доведе до дългия им спор с учения от НАСА Гилбърт Люин, който твърди, че викингът е открил живот. След преоценка на данните от викингите в светлината на съвременните научно познаниеотносно екстремофилите, беше установено, че експериментите не са били достатъчно перфектни, за да открият тези форми на живот. Освен това тези тестове биха могли дори да убият организмите, дори и да се съдържат в пробите. Тестовете, проведени от програмата Phoenix, показват, че почвата има много алкално pH и съдържа магнезий, натрий, калий и хлорид. Хранителните вещества в почвата са достатъчни за поддържане на живота, но формите на живот трябва да бъдат защитени от интензивна ултравиолетова светлина.
Интересното е, че в някои метеорити от марсиански произход са открити образувания, които наподобяват по форма най-простите бактерии, въпреки че са по-ниски от най-малките земни организми по размер. Един от тези метеорити е ALH 84001, намерен в Антарктида през 1984 г.
Според резултатите от наблюденията от Земята и данните от космическия кораб Mars Express е открит метан в атмосферата на Марс. В условията на Марс този газ се разлага доста бързо, така че трябва да има постоянен източник на попълване. Такъв източник може да бъде или геоложка дейност (но на Марс не са открити активни вулкани), или жизнената активност на бактериите.
След кацането на автоматични превозни средства на повърхността на Марс стана възможно провеждането на астрономически наблюдения директно от повърхността на планетата. Поради астрономическото положение на Марс в Слънчевата система, характеристиките на атмосферата, периода на въртене на Марс и неговите спътници, картината на нощното небе на Марс (и астрономическите явления, наблюдавани от планетата) се различава от земната и в много отношения изглежда необичайно и интересно.
По време на изгрев и залез марсианското небе в зенита има червеникаво-розов цвят, а в непосредствена близост до диска на Слънцето - от синьо до лилаво, което е напълно противоположно на картината на земните зори.
По обяд небето на Марс е жълто-оранжево. Причината за тези разлики от цветовеземно небе - свойствата на тънка, разредена атмосфера, съдържаща суспендиран прах от Марс. На Марс разсейването на лъчи по Релей (което на Земята е причина за син цвятнебе) играе незначителна роля, ефектът му е слаб. Предполага се, че жълто-оранжевото оцветяване на небето също е причинено от наличието на 1% магнетит в прахови частици, постоянно суспендирани в марсианската атмосфера и издигани от сезонни прашни бури. Здрачът започва много преди изгрев и продължава дълго след залез. Понякога цветът на марсианското небе придобива лилав оттенъкв резултат на разсейване на светлина върху микрочастици воден лед в облаци (последното е доста рядко явление).
Земята е вътрешна планета за Марс, точно както Венера е за Земята. Съответно от Марс Земята се наблюдава като сутрин или вечерна звезда, изгряващ преди зазоряване или видим на вечерното небе след залез слънце.
Максималното удължение на Земята в небето на Марс ще бъде 38 градуса. С просто око Земята ще бъде видима като ярка (максимална видима звездна величина около −2,5) зеленикава звезда, до която лесно ще се различи жълтеникавата и по-тъмна (около 0,9) звезда на Луната. В телескоп и двата обекта ще показват едни и същи фази. Въртенето на Луната около Земята ще се наблюдава от Марс, както следва: при максималното ъглово разстояние на Луната от Земята, с просто око лесно ще раздели Луната и Земята: след седмица „звездите“ на Луната и Земята ще се слее в една неразделна за окото звезда, след друга седмица Луната отново ще се вижда на максимално разстояние, но от другата страна на Земята. Периодично наблюдател на Марс ще може да види преминаването (транзита) на Луната през земния диск или, обратно, покриването на Луната от земния диск. Максималното видимо разстояние на Луната от Земята (и тяхната видима яркост), когато се гледа от Марс, ще варира значително в зависимост от относителното положение на Земята и Марс и съответно разстоянието между планетите. В епохата на противопоставянето ще бъде около 17 дъгови минути, на максимално разстояние от Земята и Марс - 3,5 дъгови минути. Земята, подобно на други планети, ще се наблюдава в лентата на съзвездията на Зодиака. Астроном на Марс също ще може да наблюдава преминаването на Земята през диска на Слънцето, следващото ще се случи на 10 ноември 2084 г.
Ъгловият размер на Слънцето, наблюдаван от Марс, е по-малък от този, който се вижда от Земята и е 2/3 от последния. Меркурий от Марс ще бъде практически недостъпен за наблюдение с просто око поради изключителната си близост до Слънцето. Най-ярката планета в небето на Марс е Венера, на второ място е Юпитер (неговите четири най-големият сателитможе да се наблюдава без телескоп), на третия - Земята.
Фобос, гледан от повърхността на Марс, има привиден диаметър от около 1/3 от диска на Луната в земното небе и видима величина от около −9 (приблизително като Луната във фазата на първата четвърт) . Фобос изгрява на запад и залязва на изток, само за да се издигне отново 11 часа по-късно, като по този начин пресича небето на Марс два пъти на ден. Движението на това бърза лунанебето ще се вижда лесно през нощта, както и смяната на фазите. С просто око може да се различи най-голямата особеност на релефа на Фобос - кратер Стикни. Деймос изгрява на изток и залязва на запад, изглежда като ярка звезда без забележим видим диск, около -5 звездна величина (малко по-ярка от Венера в земното небе), бавно пресичаща небето в продължение на 2,7 марсиански дни. И двата спътника могат да се наблюдават в нощното небе по едно и също време, като в този случай Фобос ще се придвижи към Деймос.
Яркостта както на Фобос, така и на Деймос е достатъчна, за да могат обектите на повърхността на Марс да хвърлят остри сенки през нощта. И двата спътника имат относително малък наклон на орбитата към екватора на Марс, което изключва наблюдението им във високите северни и южни ширини на планетата: например Фобос никога не се издига над хоризонта на север от 70,4 ° с.ш. ш. или южно от 70,4°ю.ш ш.; за Деймос тези стойности са 82,7° с.ш. ш. и 82,7° ю.ш ш. На Марс може да се наблюдава затъмнение на Фобос и Деймос, когато те влязат в сянката на Марс, както и затъмнение на Слънцето, което е само пръстеновидно поради малкия ъглов размер на Фобос в сравнение със слънчевия диск.
Северният полюс на Марс, поради наклона на оста на планетата, се намира в съзвездието Лебед (екваториални координати: дясно изкачване 21h 10m 42s, деклинация +52°53.0′ и не е маркиран от ярка звезда: най-близката звезда до полюсът е неясна звезда от шеста величина BD +52 2880 (другите й обозначения са HR 8106, HD 201834, SAO 33185. Южният полюс на света (координати 9h 10m 42s и −52° 53.0) е на няколко градуса от звездата Капа Парусов (очевидна величина 2,5) - тя по принцип може да се счита за звездата на Южния полюс на Марс.
Зодиакалните съзвездия на Марсианската еклиптика са подобни на тези, наблюдавани от Земята, с една разлика: когато се наблюдава годишното движение на Слънцето между съзвездията, то (както други планети, включително Земята), напуска източната част на съзвездието Риби, ще премине в рамките на 6 дни северната частсъзвездие Кит преди повторното влизане западна частРиби.
Поради близостта на Марс до Земята, колонизацията му в обозримо бъдеще е важна задачаза човечеството. Сравнително близо до Земята природни условияулеснете тази задача. По-специално, на Земята има такива места, изследвани от човека, в които природните условия в много отношения са подобни на тези на Марс. Атмосферно наляганена надморска височина от 34 668 метра - най-високата точка, достигната от балонс екип на борда (май 1961 г.) - приблизително съответства на налягането върху повърхността на Марс. Изключително ниските температури в Арктика и Антарктида са сравними дори с най-ниските температури на Марс, а на екватора на Марс през летните месеци е толкова топло (+30°C), колкото на Земята. Също така на Земята има пустини, подобни на външния вид на марсианския пейзаж.
Има обаче няколко съществени разлики между Земята и Марс. По-специално, магнитното поле на Марс е по-слабо от земното около 800 пъти. Заедно с разредената атмосфера това увеличава количеството йонизиращо лъчение, достигащо до повърхността му. Радиационните измервания, извършени от американския безпилотен космически кораб The Mars Odyssey, показаха, че радиационният фон в орбитата на Марс е 2,2 пъти по-висок от радиационния фон на Международната космическа станция. Средната доза е приблизително 220 милирада на ден (2,2 милигрея на ден или 0,8 милирада на година). Размерът на експозицията, получена в резултат на това, че сте в такъв фон за три години, се доближава до установените граници на безопасност за астронавтите. На повърхността на Марс радиационният фон най-вероятно ще бъде малко по-нисък и може да варира значително в зависимост от терена, надморската височина и местните магнитни полета.
Марс има известен икономически потенциал за колонизация. По-специално, южното полукълбо на Марс не беше подложено на топене, за разлика от цялата повърхност на Земята - следователно скалите на южното полукълбо наследиха количествения състав на нелетливия компонент на протопланетния облак. Според изчисленията той трябва да бъде обогатен с онези елементи (по отношение на Земята), които на Земята „удавиха“ в ядрото й по време на топенето на планетата: метали от медна, желязна и платинова група, волфрам, рений, уран. Износът на рений, платинени метали, сребро, злато и уран към Земята (в случай на повишаване на цените за него до нивото на цените на среброто) има добри перспективи, но за осъществяването му е необходимо наличието на повърхностен резервоар с течна вода за процеси на обогатяване.
Времето за полет от Земята до Марс (с настоящите технологии) е 259 дни в полуелипса и 70 дни в парабола. За комуникация с потенциални колонии може да се използва радиовръзка, която има закъснение от 3-4 минути във всяка посока по време на най-близкото приближаване на планетите (опозицията на Марс, от земна гледна точка, която се повтаря на всеки 780 дни) , и около 20 минути. при максимално отдалечаване на планетите (съединението на Марс със Слънцето); виж Конфигурация (астрономия).
До момента обаче не са предприети никакви практически стъпки към колонизацията на Марс.
Изследването на Марс е започнало много отдавна, дори преди 3,5 хиляди години, в Древен Египет. Първите подробни отчети за позицията на Марс са направени от вавилонските астрономи, които разработиха редица математически методи за предсказване на положението на планетата. Използвайки данните на египтяните и вавилонците, древногръцките (елинистични) философи и астрономи разработиха подробен геоцентричен модел, за да обяснят движението на планетите. Няколко века по-късно индийски и ислямски астрономи оценяват размера на Марс и разстоянието му от Земята. През 16-ти век Николай Коперник предлага хелиоцентричен модел за описване на Слънчевата система с кръгови планетарни орбити. Резултатите му бяха ревизирани от Йоханес Кеплер, който въведе по-точна елиптична орбита за Марс, съвпадаща с наблюдаваната.
 |
| Топографска карта на Марс. |
През 1659 г. Франческо Фонтана, гледайки Марс през телескоп, прави първия чертеж на планетата. Той изобрази черно петно в центъра на ясно очертана сфера. През 1660 г. към черното петно са добавени две полярни шапки, добавени от Жан Доминик Касини. През 1888 г. Джовани Скиапарели, който учи в Русия, дава първите имена на отделни повърхностни детайли: моретата на Афродита, Еритрея, Адриатическо, Кимерийско; езерата на Слънцето, Луната и Феникс.
Разцветът на телескопичните наблюдения на Марс идва в края на 19 - средата на 20 век. До голяма степен се дължи обществен интереси известният научен спор около наблюдаваните марсиански канали. Сред астрономите от предкосмическата ера, които извършват телескопични наблюдения на Марс през този период, най-известни са Скиапарели, Пърсивал Ловел, Слайфър, Антониади, Барнард, Джари-Делог, Тихов, Вокулер. Именно те положиха основите на ареографията и съставиха първите подробни карти на повърхността на Марс - въпреки че се оказаха почти напълно погрешни след полети на автоматични сонди до Марс.
Орбитални характеристики:
Перихелион
206,62×106 км
1,3812 а. д.
Афелион
249,23×106 км
1,6660 a. д.
основна ос (а)
227,92×106 км
1,5236 а. д.
Орбитален ексцентриситет (e)
0,093315
звезден период
686,971 дни
1,8808 земни години
Sol 668.5991
Синодичен период на обращение
779,94 дни
Орбитална скорост (v)
24,13 км/сек (средно)
Наклон (i)
1,85061° (относно равнината на еклиптиката)
5,65° (относно слънчевия екватор)
Възходяща дължина на възел (Ω)
49,57854°
Аргумент за периапсис (ω)
286,46230°
сателити:
2 (Фобос и Деймос)
физически характеристики
сплескване
0,00589
Екваториален радиус
3396,2 км
Полярен радиус
3376,2 км
Среден радиус
3386,2 км
Площ на повърхността (S)
144 798 465 km²
Обем (V)
1,6318×1011 км³
0,151 Земя
Тегло (м)
6,4185×1023 кг
0,107 Земя
Средна плътност (ρ)
3,9335 g/cm³
Ускорение на гравитацията на екватора (g)
3,711 m/s² (0,378 g)
Втора скорост на бягство (v2)
5,027 км/сек
Екваториална скорост на въртене
868,22 км/ч
Период на ротация (T)
24 часа 39 минути и 36 секунди
Наклон на ос
24,94°
Право изкачване северен полюс (α)
21 ч. 10 мин. 44 сек
317,68143°
Деклинация на северния полюс (δ)
52,88650°
Албедо
0,250 (облигации)
0,150 (геом.албедо)
температура:
мин. средно Макс.
В цял свят 186 K 227 K 268 K
атмосфера:
Атмосферно налягане
0,6-1,0 kPa (0,006-0,01 atm)
Състав:
95,32% ar. газ
2,7% азот
1,6% аргон
0,2% кислород
0,07% въглероден окис
0,03% водна пара
0,01% азотен оксид
Когато Земята и Марс се наблюдават от известно разстояние, става очевидно, че те показват някои поразителни разлики. В първия случай преобладаващите цветове са бяло и синьо, съответстващи на облаци и океани, с кафяви нюансиконтиненти. По този начин съществуването на вода върху в неговата различни държави(твърди в полярните ледници, течни в океаните и моретата и в газообразно състояниев атмосферата) очевидно. А наличието на вода предполага съществуването на живот.
Всъщност дори от орбитални спътници може да се забележи интензивната биологична активност на планетата. Това може да се види от Антарктида морски ледили сезонни промени в цветовете на гората.
Земята (първата пълна снимка на планетата, направена от Аполо 17, с Антарктида на върха) и Марс (снимка, направена от HST). Моля, имайте предвид, че изображенията не са в реален мащаб, тъй като Марс е много по-малък от нашата планета (екваториални диаметри съответно 12 756,28 и 6 794,4 километра).
Червената планета
Марс е напълно различен. Повърхността му е доминирана от различни нюанси на оранжево, причинени от високо съдържание на железен оксид. В зависимост от сезона и позицията на Червената планета спрямо Земята, един от полюсите на Марс може да бъде видим за астрономите, като в този случай сухият лед (твърд въглероден диоксид) му придава бял цвят. Въпреки това, няколко проучвания през последните години накараха учените да разберат какво е водата и каква е динамиката жизнен цикълтази връзка на планетата е доста сложна.
Марс има тънка атмосфера, съставена предимно от въглероден диоксид (95,32%), азот (2,7%), аргон (1,4%) и следи от кислород (0,13%). Атмосферата на Земята, от друга страна, се състои главно от азот (78,1%), кислород (20,94%), аргон (0,93%) и променливо количество въглероден диоксид (около 0,035% и нараства бързо). Средните температури на планетите варират в широки граници: -55 градуса по Целзий (ºC) в случая на Марс, с ниски около -133 ºC и високи около +27 ºC; и средно около +15 ºC в случая на Земята с минимуми от -89,4 ºC (записани в Антарктида, въпреки че температура от -93,2 ºC наскоро беше регистрирана при сателитни измервания) и максимуми от +58 ºC, измерени в El Aziz, Либия.
Средната температура на земята зависи от парников ефектпричинени от газове в атмосферата, главно въглероден диоксид, водна пара, озон (кислородни молекули с три кислородни атома вместо двата, които дишаме) и метан. В противен случай средната температура на Земята би била с около 33 ºC по-ниска, около -18 ºC и така водата би била в твърдо състояние в по-голямата част от планетата.
Вътрешна структура
В случая на Марс и Земята тяхната вътрешна структура е разделена на три добре диференцирани области: кора, мантия и ядро. Въпреки това, за разлика от Земята, ядрото на Марс е твърдо и не създава собствено магнитно поле. В същото време Марс има местни магнитни полета, които са останки от глобално поле, което може да е съществувало, когато Марс е имал частично течно ядро. Виртуалната липса на тектоника на плочите на Червената планета, каквато я познаваме на Земята, причиняваща силна вулканична активност и орогенеза (планинско строителство), означава, че марсианската почва е много по-стара от океанското дъно и континентите на Земята. Например, големите равнини на южното полукълбо, равнината Елад, са се образували от удара на голямо небесно тяло преди около 3900 милиона години. В случая със Земята доказателствата за събитие от тази епоха отдавна биха изчезнали от лицето й.
Сравнението на височинните профили на двете планети показва, че те са много различни: докато по-голямата част от земната континентална земна маса е съсредоточена в северното полукълбо, където също няма полярен континент, северното полукълбо на Марс е доминирано от големия северна низина, разположена на ниво хиляда метра под нулевата височина на Марс. Намира се на височина, където налягането на атмосферата е 6,1 милибара и се намира тройната точка на водата, на която материята съжителства в твърдо, течно и газообразно състояние едновременно. В случай на вода, точната стойност е 273,16 K (0,01 °C) при налягане от 6,1173 милибара. Следователно под референтната точка за височините на Марс (например на нивото на Hellas Planitia) може да се намери течна вода, ако температурата там е достатъчно висока.
За разлика от това, което изглежда на Марс, океаните и моретата преобладават в южното полукълбо на Земята, въпреки че в топографския профил на нашата планета се открояват няколко континентални маси, които се издигат до значителни височини над морското равнище (например Антарктическото плато) . Ситуацията на Марс е по-еднаква. Най-голямата разлика между планетите е, че е концентрирано голямо количество твърда вода Южен полюсЗемята. Той обхваща площ от около 14 милиона квадратни километра през лятото, но включително морския лед, може да се увеличи до 30 милиона. Размерът, до който достига Марсианска Антарктида, е много по-малък – около 140 000 квадратни километра, а съставът й е много различен от земния. Както споменахме по-рано, в него преобладава сух лед.
Любопитно е, че в нашата Антарктида откриваме някои близки прилики с Марс, а именно наличието на ниски температури и ниска влажност. Това се отнася до системата на долината Макмърдо много близо до брега, която геоложки може да има еквиваленти на Марс.
Има ли живот на Марс?
Дали на Марс съществува живот или не, или някога е имало някаква биологична активност, остава открит въпрос. Някои проучвания показват, че марсианската земя е твърде солена, за да може животът да се развива там. Въпреки това, на нашата планета има много примери за живи същества, които се развиват в явно враждебни условия. Те са известни като .
Долината Макмърдо в Антарктида, край брега. Тази система обикновено е без сняг и е необичайно суха. Следователно може да е подобен на някои марсиански региони. Сравнителни размери на планетите
Планета марс и венера две небесни теланай-подобен на Земята. И двата са видими с просто око и са двата най-ярки обекта в нощното небе.
Венера се върти на средно разстояние от само 108 милиона км от Слънцето, а Марс на 228 милиона км. Венера се приближава до Земята на 38 милиона км, а Марс само на 55,7 милиона км.
Сравнение на размерите
По размер Венера е почти близнак на планетата Земя. Диаметърът му е 12104 км, което се равнява на 95% от диаметъра на Земята. Той е много по-малък, диаметърът му е само 6792 км. И отново по отношение на масата Венера е почти близнак на нашата планета. Тя има 81% от масата на Земята, а червената планета е само 10% от масата на Земята.
Климатът
Климатът на планетите е много различен и много различен от този на Земята. Температурата на повърхността на втората планета от Слънцето е средно 461 °C по цялата повърхност. Това е достатъчно, за да се стопи олово. Докато средната температура на Марс е -46 °C. Тази температурна разлика се дължи на факта, че Венера е по-близо до Слънцето и има плътна атмосфера от въглероден диоксид. Атмосферата му е почти 100 пъти по-дебела от атмосферата на Земята, докато атмосферата на Марс е 1% от нашата.
Проучване на
Марс е най-изучаваната планета в Слънчевата система. Изпратени са десетки мисии, включително орбитални апарати и роувъри. Въпреки че много мисии са се провалили, има няколко успешни мисии, някои от които все още са в действие. Много мисии също бяха стартирани до Венера, но поради тежките условия успяхме да получим само няколко снимки от повърхността.
Марс има два спътника, Фобос и Деймос, докато Венера няма спътници, точно както нито една от планетите няма пръстени.
| · · · · | |
