ПЕРЕЛІК ДИСЦИПЛІН:
  • Адміністративне право
  • Арбітражний процес
  • Архітектура
  • Астрологія
  • Астрономія
  • Банківська справа
  • Безпека життєдіяльності
  • Біографії
  • Біологія
  • Біологія і хімія
  • Ботаніка та сільське гос-во
  • Бухгалтерський облік і аудит
  • Валютні відносини
  • Ветеринарія
  • Військова кафедра
  • Географія
  • Геодезія
  • Геологія
  • Етика
  • Держава і право
  • Цивільне право і процес
  • Діловодство
  • Гроші та кредит
  • Природничі науки
  • Журналістика
  • Екологія
  • Видавнича справа та поліграфія
  • Інвестиції
  • Іноземна мова
  • Інформатика
  • Інформатика, програмування
  • Історичні особистості
  • Історія
  • Історія техніки
  • Кибернетика
  • Комунікації і зв'язок
  • Комп'ютерні науки
  • Косметологія
  • Короткий зміст творів
  • Криміналістика
  • Кримінологія
  • Криптология
  • Кулінарія
  • Культура і мистецтво
  • Культурологія
  • Російська література
  • Література і російська мова
  • Логіка
  • Логістика
  • Маркетинг
  • Математика
  • Медицина, здоров'я
  • Медичні науки
  • Міжнародне публічне право
  • Міжнародне приватне право
  • Міжнародні відносини
  • Менеджмент
  • Металургія
  • Москвоведение
  • Мовознавство
  • Музика
  • Муніципальне право
  • Податки, оподаткування
  •  
    Бесплатные рефераты
     

     

     

     

     

     

         
     
    Марс
         

     

    Астрономія

    Загальноосвітня середня школа № 81

    Р е ф е р а т

    За астрономії

    Марс

    Виконав учень 11 « 3 »класу

    Куроптев Олег

    Омськ, 1999

    Поверхня Марса.

    Розглянемо спочатку основні результати спостережень із Землі. Приспостереженні із Землі за допомогою оптичних засобів марсіанська поверхня
    (площа якої в 2,7 рази менше площі поверхні Землі) виглядаєпорівняно рівною. Розрізняються області трьох кольорів: помаранчево - червоні,навколишні темні плями і названі материками (континентами), темніобласті, що одержали назви «морів», «озер», «заток» і «боліт», і сніжно
    - Білі утворення біля полюсів планети, названі за аналогією із земнимиполюсами «полярними шапками».

    Оскільки обриси світлих і темних областей стійкі, цедозволило скласти карту марсіанської поверхні. На цій карті видно, щоматерики займають приблизно 5/6 площі його поверхні. Темні областіскладаються з окремих плям і розташовані в основному в екваторіальному поясі.
    Вони періодично зі зміною пір року змінюють своє забарвлення. Навесні і вліткувони темніють, набуваючи більш ясні обриси, а восени і взимку бліднуть, ікордону їх стають розпливчастими.

    Радіолокаційні і спектроскопічні спостереження показали, що наповерхні Маркса мають місце перепади висот, що перевищують 10 км. Зауважимо,що радіолокаційні засоби дозволяють фіксувати моменти здійснення таприйому (відбитого від планети) імпульсу з точністю, яка відповідаєприблизно кілометровій висоті на поверхні Маркса.

    Спектроскопічні вимірювання рельєфу засновані на визначеннікількості газу на промені зору над різними областями поверхні.
    Враховуючи, що в поглибленнях його більше, ніж на пагорбах,представляється можливість визначити різниці висот.

    Породи, що покривають марсіанську поверхню, ближче до гідрат окисузаліза, так званого лімоніту. Він має оранжево - бурий колір і легкорозплавляється. При розкладанні лимони розпадається на червоний залізняк іводу. Досить 5 - 6 відсотків цього матеріалу, щоб додати пісків іглин іржавий або червоний колір. Ось, мабуть, і причина походженнякольору планети?!

    Те, що вчені побачили на знімках Марса, докорінно змінилоуявлення про його поверхні. Вона не така гладка і багато в чомунагадує місячний пейзаж: та ж нерівна поверхня, усіяна кратерами,Того ж непривітний і пустельний вигляд. Дослідники виділили три типимарсіанської поверхні, що відрізняються за своєю будовою: області,заповнені кратерами; області з хаотичними структурами і області,позбавлені характерних рис. На більшості знімків поверхню відноситься дократерного типу. Кратери - самого різного діаметру - від 500 м. до 800км. Вважають, що великі кратери утворилися при зіткненні планети застероїдами. На дні їх видно кратери менших розмірів, більш пізньогопоходження. У деяких кратерах помітні осипи, а також тераси,подібні терасах в місячних кратерах Коперник і Аристарх. Проте в ціломумарсіанські кратери не схожі на місячні. Вони менше підносяться наднавколишньою місцевістю, а кінці їх більш згладжені, що пояснюють впливомерозії. Очевидно, марсіанські кратери зазнали значно більшуеволюцію, ніж місячні, причому основним механізмом її вважають зсуви, тобтозсув мінералів занадто важких, які не можуть переміщатися піддією вітру. Таким чином, відмінність марсіанських кратерів від місячнихпояснюють не тільки різними процесами їх еволюції, але також і розходженнямматеріалів, що утворюють поверхню Марса. На фотографіях не виявляєтьсябезперервного переходу в розмірах кратерів, що істотно відрізняємарсіанські кратери від місячних. Можливою причиною цієї особливості євивітрювання і перенесення частинок грунту. Іншою важливою особливістю рельєфумарсіанської поверхні є її сглаженість і неоднорідність (перехідвід областей з великим числом кратерів до області, де кратерів майже немає).
    Наприклад, область Хеллас, де на площі близько 570 тис. кв. км. не виявленоніяких яскраво виражених елементів рельєфу. Можна вважати, щобезструктурні зони на Марсі є аналогом земних пустинь. Хаотичнийтип поверхні характеризується різко пересіченим рельєфом (хребти ідолини невеликої довжини, скелі, тріщини з крутими схилами і т. п.)і не має аналогів ні на Землі, ні на Місяці.

    «Маринер - 7» передав буквально фантастичні картини південного полюса
    Марса, покритого таємничими кратерного утвореннями, що нагадуютьснігові зсуви або льодовики на Землі. Місцевість південного полюса, запорівняно з усіма сфотографований ділянками Марса, є найбільшпересіченій: на знімках видно глибокі «долини», високий гірський кряж, атакож утворення, що нагадують земні льодовики і зсуви. Південна полярнашапка була знята від 60 ° південної широти до полюса. Деталі рельєфу тутпомітні набагато краще, і тому кратерів значно більше. Видно нетільки найменші кратери, а й виступають форми рельєфу.

    Отже, Марс, який вважався, на відміну від Землі і Місяця, планетою здуже рівним, гладким і спокійним рельєфом, без помітних гір івисочин (за винятком відомих гір Мітчелла біля південного полюса),несподівано опинився гористим і вельми пересіченим.

    Траси польоту КА поблизу планети починалися в південній півкулі, де вцей час літо підходило до кінця, перетинали потім екватор і закінчувалисяв північній півкулі, початкові точки трас припадали на області, дебуло ще ранок, а кінцеві - на післяполуденні, вечірні, іноді навітьнічні години.

    Температура поверхні Марса вимірювалася інфрачервоними радіометр.
    При цьому прилади реєстрували теплове випромінювання тих областей планети,які знімалися в даний момент телевізійними камерами. Згіднопоказаннями радіометра «марінера - 6», температура поверхні планетизмінюється від плюс 16 ° опівдні до мінус 102 ° С на нічній стороні, причомутемні області мають більш високу температуру в порівнянні зі світлими.
    Зареєстрована швидкість охолодження порівняно мала. Це дає підставивважати, що поверхневий шар Марса має більш високітеплоізоляційні властивості, ніж поверхню Землі.

    За даними АМС «Марс - 2» і «Марс - 3», температура поверхні вздовжтрас змінювалася в широких межах: від плюс 13 ° С (у 14 ч. місцевогосонячного часу, 11 ° південної широти) до мінус 93 ° С (місцевий час, 19 ч.,
    19 ° північної широти). А в області північної полярної шапки температурападала до мінус 111 ° С. Знати температуру на поверхні Марса в різнихширотах і в різний час дуже важливо. По - перше, тому, що це одна зголовних кліматичних характеристик, а по - друге, за змінамитемператури протягом доби і від місця до місця можна судити про властивостіматеріалу, з якого складається грунт. Низькі нічні температури означають,що поверхня Марса дуже швидко остигає після заходу Сонця і,отже, теплопровідність грунту мала. Кількісні оцінкипоказують, що вона відповідає сухому піску або сухого пилу в розрідженоїатмосфері. Марсіанські «моря» (темні області) виявляються в середньомутепліше, ніж «континенти» (світлі області). Різниця температур,досягає 10 градусів, пояснюється тим, що у морів менше відбивназдатність, вони більше поглинають сонячної енергії і сильніше нагріваються.
    В окремих випадках більш темні «морські» райони повільніше остигають післязаходу Сонця і, отже, мають більш теплопровідних грунт.

    Дуже цікаво, що на нічному боці планети був виявленийділянку, де температура була на 20 - 25 градусів вище, ніж у навколишніхрайонах. Причина цього явища поки що не з'ясована.

    За допомогою бортового радіотелескопу вимірювалася температура грунту наглибині 30 - 50 см. виявилося, що вона не відчуває добових коливань,що свідчить про велику теплової інерції і малої теплопровідностігрунту. Крім температури визначалася також діелектрична постійнавеличина, яка залежить, головним чином, від щільності грунту. Вимірюванняпоказали, що зміна температури грунту і діелектричної постійноїпов'язані, тобто бо'льшім значень температури окремих діляноквідповідають бо'льшіе значення діелектричної постійної. Цей результатговорить про те, що щільність грунту змінюється уздовж трас вимірювань.

    Марсіанські канали.

    Вперше про геометрично правильних смужках, що покривають, немовсіткою, поверхня Марса, висловився італійський вчений А. Секкі в 1859році. Наявність їх підтвердив і Д. Скіапареллі, співвітчизник А. Секкі,спостерігав Марс під час його великого протистояння в 1877 році. З тогопам'ятного події минуло чимало часу, а жвавий спір про походженняцих загадкових утворень все ще триває. Канали - це грандіознаштучна зрошувальна система, створена розумними істотами,населяють Марс, і призначена для розподілу невеликих воднихресурсів планети, - заявив П. Ловелл!

    Ні! - Стверджує Каттерфельд, - канали - це ніщо інше, як лініїтектонічних розломів кори планети, породжені нерівномірністю їїобертання, з них надходить вода, що живить багату рослинність. Третідоводять, що канали - це смуги рослинності, а четверті вважають їхтріщинами у крижаній оболонці Марса. Загалом гіпотез, домислів, а часом івідвертих спекуляцій висловлено було так багато, що нам немає сенсуторкатися їх змісту.

    Чіткої відповіді на це питання не дали поки і фотознімки, передані завтоматичних міжпланетних станцій. На їх підставі висловлюютьсяприпущення, що лінії, що утворюють сітку на поверхні Марса, - цескиди, тріщини, розломи, ланцюжки кратерів, хребти і інші форми рельєфу,сприймаються як суцільні освіти підвищених контрастів.

    На «далеких» знімках Марса, зроблених з відстані близько 1,5 млн.км., деякі зі знаменитих марсіанських «каналів» видно так, як прикращих спостереженні із Землі. На «близьких» знімках (з відстані 4 -3,5 тис.км.) на місці широкого і темного каналу Агатадемон виявився злегкавигнутий гірський кряж шириною 160 км. і довжиною близько 1100 км. без чітковидимі країв. У результаті аналізу знімків виявилося, що це широкий,злегка вигнутий кряж, поцяткований кратерами і ущелинами, що нагадують крайгігантського кратера. На фотознімку, зробленому АМС «Маринер - 9», рівнеплато (рис.1) прорізано великим тектонічним ровом, який в земнітелескопи також міг бути прийнятий за канал.

    Атмосфера Марса.

    Дослідження газової оболонки Марса становить дуже важке завдання,у вирішенні якої після довгого періоду невдач і помилок лише нещодавнонамітилися деякі успіхи. До польоту АМС до Марса були побудовані багатомоделі його атмосфери. Більшість їх грунтувалося на припущенні, що йогоатмосфера - це аналог земної. І незважаючи на те, що спектроскопічні вскладі марсіанської атмосфери до 1956 році був виявлений лише вуглекислийгаз, більшість астрономів схилялися до думки, що основа атмосфери Марса
    - Азот з незначними домішками вуглекислого газу, кисень і водянихпарів.

    Під час протистояння Марса у 1963 році в його атмосфері буливперше виявлені сліди водяної пари, а також встановлено велику кількість СО2 івизначено тиск у поверхні, яке виявилося приблизно рівним 20миллибар. За допомогою спектрального методу встановлено невелике змісткисню і озону, а також незначна кількість водяних парів. Дляастрономів це було сенсацією. Адже азот в атмосфері породжується в основномуза рахунок виверження вулканів, а відсутність його в атмосфері Марса можеозначати і відсутність вулканічної діяльності.

    Друга космічна швидкість для Марса порівняно невелика - 5кілометрів на секунду. Из - за це він не може утримати легкі гази імає вельми розряджену атмосферу, яка дуже прозора. На висотах від
    1 до 30 км. спостерігається синя імла товщиною близько 20 км. За - мабуть,шар димки виникла внаслідок утворення оксидів під впливомультрафіолетового випромінювання Сонця. Крім того, в марсіанській атмосферіпомічені жовті хмари, які рухаються зі швидкістю 10-40 метрів на секунду,які вважають пиловими бурями. Вони значно погіршують видимістьповерхні Марса. Незначна, порівняно із земною, сила тяжіння на
    Марсі тягне за собою одну вельми істотну особливість в будовімарсіанської атмосфери. З підняттям на висоту її щільність знижується набагатоповільніше, ніж земний. Так, наприклад, в земній атмосфері тиск в однудесяту від має місця в поверхні спостерігається на висоті 16-17 км., ависоті близько 40 км. Це веде до того, що вже на цій висоті надповерхнею планети тиск буде таким же, як і в атмосфері Землі натій же висоті. Обчислення показують, що значення щільності атмосфери
    Землі та Марса на висоті близько 40 км. зрівняються, а на ще більших висотахтиск в атмосфері Марса буде перевершувати земне. Це розходження приводитьдо того, що в марсіанській атмосфері метеори спалахують на висоті порядку
    200-250 км., А в земній - на висоті 120-150 км. Однак для космічнихапаратів, що входять в атмосферу Марса, небезпека сильного розігрівання корпусуменше, ніж при вході в земну атмосферу, зважаючи на меншого на Марсіприскорює тяжіння. З тієї ж причини і марсіанські пилові бурі,які астрономи неодноразово спостерігали, повинні бать більш потужними, ніжземні, оскільки величезні маси пилоподібні речовини рід впливомвітру, швидко піднявшись вгору, утримуються там протягом тривалогочасу. Це наочно підтвердили дослідження планети Марс в період йоговеликого протистояння в 1971 році. Ось що з цього питання вказуєголова комісії з фізики планет Астрономічного Ради Академіїнаук СРСР професор І. К. Коваль. У другій половині вересня прозорістьатмосфери Марса різко зменшувалася з - за що піднялася курній бурі, якапротягом декількох днів приховувала темні освіти поверхні майже навсім видимому диску. Але чим вона викликана? Дією вулканів або потокомметеорних часток, вриваються в атмосферу Марса? Такі явища не можутьзатьмарити диск планети. На правильному шляху, очевидно, ті вчені, яківважають, що це пов'язано з штормами. Вітри там сильніше, вони перевищуютьшвидкість потоків повітря на Землі і здатні здувати з поверхні планетидрібні частинки, несучи їх на великі висоти. З сильною запиленістюатмосфери планети вчені зустрічалися і при інших великих протистояннях
    (1924, 1939 і 1956 рр..). особливо сильні помутніння спостерігалися під часвеликого протистояння в 1956 році, коли коефіцієнт прозоростіатмосфери зменшився в три рази і було відзначено навіть повне зникненняпівденної полярної шапки.

    Коли станції «Марс - 2» і «Марс - 3» вийшли на орбіту навколо Марса,на ньому вирувала пилова буря. Два місяці вся планета була закрита щільнимихмарами пилу, піднятої з поверхні. Пилова буря значно ускладнилафотографування планети і деякі наукові вимірювання. Однак зображеннядиска Марса, отримані за допомогою фотоапаратури, суттєво доповнилиінформацію про Марс. Вперше сфотографований Марс у фазах, не спостерігаються з
    Землі. Надіслані з борту станції зображення доповнили інформацію проповерхні, структуру атмосфери і фігури планети. Проведені вимірюванняпоказали, що висота цих хмар становить близько 10 км. над середнімрівнем поверхні. Над більш високими областями шар хмар був тонше,над низькими - товщі. Пилові бурі на Марсі - потужний і поки що загадковеявище. Зазвичай прозора атмосфера Марса раптом протягом декількох днівстає майже настільки ж непрозорою для видимого випромінювання, як хмарнаатмосфера Венери. Але прозорість поліпшується, як показали вимірювання, заміру збільшення довжини хвилі. Це вказує на значну частку дужедрібних пилових частинок (розміром близько одного мікрона) в хмарах. Такічастинки повинні осідати дуже повільно, що узгоджується із загальноютривалістю пилової бурі. Однак знімки «Маринер - 9» показувалишвидке збільшення прозорості в кінці грудня. Воно було неповним, але адесять діб видимість істотно покращилася. Щоб це пояснити, требаприпустити у хмарах деяку частку швидко осідають частинок порівняновеликого розміру. Загалом в марсіанських хмарах на період бурі, мабуть,містилися частки різних розмірів, причому співвідношення їх змінювалося підчасу. Багато даних?? показувала так чи інакше на збільшення прозорості здовжиною хвилі. Такі хмари повинні охолоджувати поверхню і збільшуватитемпературу атмосфери, що насправді і спостерігалося. Створювавсясвого роду «антіпарніковий ефект», протилежний ситуації на Венері,де атмосфера розігрівається завдяки її непрозорості для інфрачервонихпроменів.

    У чому ж полягає причина, що породжує такі сильні вітри? Атмосфера
    Марса, як уже говорилося, дуже розряджена і прозора. Днем Сонце сильнонагріває поверхню планети, а вночі Марс швидко охолоджується. Ці різкіперепади температур приводять до великого перепаду тисків, що і викликаєнастільки сильні вітри, що в порівнянні з ними земні бурі можна вважатилегким бризом. Це одна сторона відповіді на запитання.

    Інша причина, мабуть, полягає в тому, що під час великихпротистоянь Марса планета знаходиться перигелії своєї орбіти, тому
    Сонце сильніше нагріває марсіанську поверхню, а отже, перепадтемператур набагато більше, ніж в інші періоди протистоянь.

    Спостережувані хмари в атмосфері Марса поділяються на жовті, сині йбілі. Жовті хмари з'являються в нижніх шарах атмосфери на висоті приблизно
    5 км. і нижче. Вони складаються, ймовірно, з дрібного пилу, наприклад з частинокгідрату заліза.

    Сині хмари (фіолетова серпанок) спостерігається на великих висотах,поблизу лінії термінатора, на ранковому і вечірньому краях диска. З огляду нахімічний склад атмосфери і найбільш імовірний хід зміни температуриі тиску з висотою, можна припустити, що ці хмари утворюютькристали льоду.

    Білі хмари, мабуть, мають ту ж природу, що і сині, алескладаються з більш великих кристалів льоду. Ці хмари нерідкорозташовуються над світлими районами, поблизу їх кордонів з темними районами.

    У циркуляції атмосфери переважають ламінарні течії. Навеснінапрямок руху хмар переважно західний, а влітку - східне.
    Навесні утворення хмар пов'язане з таненням полярних шапок, влітку - зпроцесами в темних областях. Часто спостерігаються ранкові та вечірні туманиневеликий щільності.

    Вимірювання інфрачервоними спектрометрами в діапазоні відбитого (1,9 -
    6 мкм.) І власного (4 - 14,7 мкм.) Випромінювання планети дозволили отриматидеякі відомості про склад нижньої атмосфери Марса. Зокрема,зареєстровані смуги поглинання твердої вуглекислоти і льоду. З огляду надані температурних вимірювань, можна припустити, що в екваторіальнихобластях кристали льоду у вигляді туману знаходяться в атмосфері, а вуглекислота
    - На поверхні в полярних областях. Інфрачервоний радіометр «марінера - 7»зареєстрував у південної полярної шапки мінімальну температуру -160 ° С, асередню - 118 ° С, що приблизно відповідає температурі замерзаннявуглекислоти при тому атмосферному тиску, який існує в поверхні
    Марса. Методом радіопросвечіванія вдалося встановити тиск атмосфери уповерхні в різних областях. Так, при заході «марінера - 6» за дискпланети радіопросвечіваніе показало, що атмосферний тиск уповерхні, в області меридіана Синус, становить 6,5 мбар.

    Нагадаємо в зв'язку з цим, що тиск у земній атмосфері на рівні моряприймається рівним 1013 мбар. Враховуючи, що було зареєстрованомінімальний тиск у поверхні 3,5 мбар. і максимальна 9 мбар., іберучи до уваги характер рельєфу поверхні, можна з достатнімпідставою вважати, що середнім рівнем поверхні відповідає тиск
    6 мбар.

    Інфрачервоні фотометри станцій «Марс - 2» і «Марс - 3» показали, щона середньому рівні тиск на Марсі становить 5,5 - 6 мбар. (близько 4 - 4,5міліметрів ртутного стовпа), що приблизно в 200 разів менше, ніж на Землі.

    Вміст водяної пари не перевищувала п'яти мікрон обложеної води - втисячі разів менше, ніж у земній атмосфері. Якби всю воду, що міститься ватмосфері Марса, рівномірно розподілити по поверхні його, то утворивсяб шар трохи тонше людської волосини. Поблизу поверхні атмосфераскладається в основному з вуглекислого газу. На висоті близько 100 км. піддією сонячного ультрафіолетового випромінювання вуглекислі газ розпадаєтьсяна молекулу чадного газу і атом кисню. Такий же процес розпадуводяної пари приводить до появи атомів водню. Тому на висотах 300
    - 400 км. атмосфера в основному атомарному-водневої. Сліди киснюспостерігаються аж до висоти 700-800 км.

    Температура верхньої атмосфери в області висот від 100 до 200 км.зростає, а вище залишається постійною. Приблизно така ж картинаспостерігається і у верхніх атмосферах Землі і Венери. Як це не дивно,верхня атмосфера Марса більше схожа на верхню атмосферу Венери, ніжна земну.

    Марсіанські добу.

    Спостерігаючи за диском Марса в телескоп протягом доситьтривалого часу, наприклад, протягом всієї ночі, можнапомітити, як деталі його поверхні одна за одною з'являються з-за диска,поступово рухаються до протилежного краю, а потім ховаються. Ясно, щоце відбувається внаслідок обертання Марса, яке подібно до добовогообертанню земної кулі і призводить до зміни дня і ночі. Зі спостережень буловизначено, що період обертання Марса становить 24 години, 37 хвилин 23секунди, що на 37 хвилин 22,7 секунди більше періоду обертання Землі.
    Останнє означає, що за одну добу земні Марс «недоворачівается» доповного обороту на 9 градусів, і земний спостерігач побачить цю детальпланети в тому ж розташуванні на диску тільки через 40 земних діб (9 ° *
    40 = 360 °). Оскільки період обертання Марса близький до земного, то виходить,що кожну ніч з Землі можна оглядати одне і те ж півкуля Марса,яке тільки повільно і поступово змінюється іншим. Щоб протягом добиповністю оглянути поверхню Марса, треба спостереження проводити вобсерваторіях, розташованих на різній географічній довготі. Так,наприклад, якщо в Ташкенті опівдні, а в обсерваторії Маунт Вілсон (США)панує глибока ніч, то спостерігаючи з цих обсерваторій Марс, можна за добуоглянути всю його поверхню. Зміна дня і ночі супроводжується явищами,аналогічними земним. У середніх широтах Сонце сходить і заходить, рухаючисьпід кутом до горизонту. Тому перехід від однієї пори доби до іншогосупроводжується сутінками, коли поверхня висвітлюється косими променяминізкостоящего Сонця. У тропіках і на екваторі Сонце піднімається іопускається майже прямовисно. Тут так само, як і на однойменних широтах Землі,день і ніч змінюють один одного різким переходом від світла до темряви.

    Пори року на Марсі.

    Зі шкільного курсу географії та астрономії ми знаємо, що зміна пірроку на Землі відбувається не тому, що Земля підходить ближче до Сонця абовіддаляється від нього, а від того, що земний екватор нахилений до площиниземної орбіти під кутом 23,5 градуси. З цього випливає, що земна вісьрозташовується не перпендикулярно, а похило.

    При русі Землі навколо Сонця напрямок земної осі не змінюється.
    Вона весь час спрямована своїм північним кінцем на Полярну зірку. Тому,рухаючись навколо Сонця, Земля повертає до спостерігача як північне, такі південне своє півкуля.

    Аналогічна картина відбувається і на Марсі (див. рис. 2). У різнихпівкулях його одночасно бувають протилежні пори року. Коли впівнічній півкулі літо, у південному - зима. Якщо в північній півкулі осінь,то в південному - весна. І це тому, що нахил екватора Марса до площини йогоорбіти приблизно такий же, як і у Землі, він дорівнює 24 ° 46 '. Це і викликаєсезонні зміни на Марсі.

    Відомо, що від висоти Сонця над горизонтом залежить кількістьтепла, що падає на дану поверхню. І чим вище піднімається Сонце надобрієм, тим сильніше воно гріє. Різною висотою Сонця над різнимимісцями земної кулі пояснюється те, що на Землі є різнітеплові кліматичні пояси: жаркий (тропічний), два помірних і двахолодних. Крім того, у кожному році бувають холодні і теплі сезони. Те жсаме має місце і на Марсі. Так само, як і на Землі, відбувається чітказміна пір марсіанського року і сезонів. За холодної, суворої зимислід прохолодна весна, потім більш тепле літо, яке змінюєтьсяпрохолодною восени. Після неї знову настає холодна зима з її короткимиднями і довгими ночами. Результати такої зміни сезонів добре видно втелескоп за танення полярних шапок. Однак суттєва різниця тут в тому,що орбіта Марса лежить від Сонця далі, ніж земна, а швидкість рухуйого по орбіті менше, ніж нашої планети. Тому річний шлях у Марсадовше. Це веде до того, що тривалість обороту Марса навколо
    Сонця майже вдвічі більше, ніж Землі: вона становить 687 земних діб.
    Своїх же «марсіанських» доби, які набагато довше земних, рік Марсамістить 669. Таким чином, марсіанський рік майже в два рази (а точніше в
    1,88) триваліше земного.

    У літній для північної півкулі Землі період (в липні) наша планетанайбільше віддалена від Сонця (152 млн. км.), а в зимовий (січень) - менш
    (147 млн. км.). Різниця в 5 млн. км. - Незначна, а тому літо впівнічній і південній півкулях майже однаково тепле. Те ж саме можнасказати і про зимові періоди. Але оскільки ексцетрісітет Марса більше, товидалення його від Сонця в перигелії становить 206,7 млн. км., а в афелії -
    249, 1 млн. км. В наслідок цього Марс в афелії отримує сонячної енергіїв півтора рази менше, ніж у перигелії. А тому клімат в північному та південномупівкулях дуже різний. Він різко континентальний. Навіть на екваторіпісля спекотного дня, вночі, можуть бути заморозки. Перігелійную половинуорбіти Марс проходить швидше афелійних. Тому літо у південній півкулі,що припадає на перігелійний період, коротший, ніж у північномупівкулі, і більш тепле, а зима і суворіше. Через значнеексцентрісітета орбіти Марса тривалість сезонів у різних півкуляхзначно відрізняється (табл. 1).

    Таблиця 1
    | Півкуля | Тривалість сезону |
    | північне | південне | земних сіток | марс. діб |
    | Весна | Осінь | 199 | 194 |
    | Літо | Зима | 182 | 177 |
    | Осінь | Весна | 381 | 371 |
    | Зима | Літо | 146 | 142 |
    | | | 160 | 156 |
    | | | 306 | 298 |
    | | | 687 | 669 |

    В залежності від сезону змінюється і тривалість дня і ночі. Уполярних широтах довгий день, що триває майже цілий земний рік,змінюється настільки ж довгої вночі. У середніх широтах короткі зимові днізбільшуються з наближенням весни і літа і знову зменшуються після літньогосонцестояння.

    Пори року на Марсі добре простежуються за його полярних шапках.

    Полярні шапки.

    Північний і південний полюси Марса прикривають яскраві світлі освіти, якіза аналогією із земними названі «полярними шапками».

    Білий покрив в північній півкулі до кінця зими розповсюджується доширот 50 - 60 ° і його діаметр сягає від 4000 - 6000 км., а вліткускорочується зі швидкістю 10 - 12 (іноді до 100) км. за добу до діаметра
    700 - 1500 км. Південна шапка тане більше, і в деякі роки зникаєповністю, що пояснюється ексцентричністю орбіти Марса. Навколо танешапки утворюється темна облямівка, що прилягають до неї деталі набувають ясніобриси, і ця хвиля поліпшення видимості рухається до екватора з середньоюшвидкістю до 35 км. на добу, а до кінця літа заходить навіть за екватор до 25 °широти іншого півкулі. Все це дуже схоже на те, що відбувається на
    Землі. Спостерігаючи, наприклад, тривалий час Землю з Місяця, можна побачитианалогічну картину. І цілком природно виникла гіпотеза, що полярнішапки Марса складаються з снігу або льоду. Однак це припущення неєдино можливе. Про природу полярних шапок було висловлено кількагіпотез.

    Деякі вчені вважали, що це хмарний покрив або тумани. Іншідоводили, що це соляний покрив, і як приклад вказували на сіль,яка на поверхні земних солончаків утворює великі світлі покриви.
    Більшість же вчених пов'язувало ці шапки з шаром твердої вуглекислоти --речовини, всім відомого під назвою «сухий лід». Ця гіпотеза отрималапорівняно широке поширення, оскільки вона відповідала данимиспектральних досліджень, за допомогою яких було встановлено наявність уатмосфері Марса вуглекислого газу.

    Що здивувало вчених, аналізували фотографії в південній полярнійшапки, так це видима товщина білого покриву, що досягає 80 см. Вонивважають, що це майже напевно замерзла вуглекислота, оскільки ватмосфері Марса немає достатньої кількості води для настільки великих покладівснігу або льоду. На користь такого припущення говорять і температурнівимірювання. Так, інфрачервоний радіометр «марінера - 7» зареєстрував упівденної полярної шапки мінімальну температуру -160 ° С, а середню -118 ° С, щоприблизно відповідає температурі замерзання вуглекислоти при томуатмосферний тиск, який існує на поверхні Марса.

    Однак за багаторічними спостереженнями із Землі встановлено, що речовинаполярних шапок повністю не зникає навіть при температурах, близьких до нуля.
    Тому швидше за все полярні шапки включають в себе як затверденевшуювуглекислоту, так і невелика кількість замерзлої води. Не виключено, щопід полярними шапками (в шарі вічної мерзлоти) є також лід.

    За даними «Марса - 3», температура поверхні північної полярноїшапки становить -110 ° С.

    Спостереження південної полярної шапки з борту автоматичних станцій --супутників Марса показали, що протягом літа вона не розтанула. Це означає,що вона не може складатися тільки з вуглекислоти. Згідно з розрахунками,швидкість випаровування вуглекислоти в умовах марсіанського літа на стількивисока, що до кінця літа вона повинна зникнути повністю. Швидкість жевипаровування водяного льоду, навпаки, досить низька, і він може частковозберігатися. Це дозволяє зробити висновок, що південна полярна шапка складаєтьсяіз залишків льоду, покритого шаром вуглекислоти. Протягом кожногомарсіанського літа вуглекислота випаровується, оголюючи крижаний шар (рис. 3).

    Оскільки часи року тісно пов'язані з кліматом планети, розглянемокоротко і це питання.

    Клімат Марса.

    На ньому значно холодніше, ніж на Землі. І це не дивно. По -перше, тому, що Марс знаходиться в півтора рази далі від Сонця, ніж
    Земля, і сонячні промені зігрівають його поверхню в 2 з гаком рази слабкіше,ніж земний. Адже інтенсивність сонячних променів зменшується назадпропорційно квадрату відстані від Сонця! А раз так, то на Марсі
    Сонце світить і гріє 1,52 в кв .= 2,31 рази слабкіше.

    По-друге, як уже було сказано вище, середня атмосферний тиск уповерхні планети не перевищує 6 мбар., тобто відповідає тискуземної атмосфери на висоті 35 - 40 км. над поверхнею Землі. А так як націй висоті в земній атмосфері лютує жорстокий мороз, то можнасказати, що і на поверхні Марса існують аналогічні умови.

    суцільна хмарність утворень, які ми спостерігаємо на Землі, на
    Марсі немає. У будь-якому районі майже завжди безхмарно. Лише зрідка можнапобачити хмари, що складаються, ймовірно, з крижаних кристалів. Вони утворюютьсяв результаті конденсації водяної пари, що плавають в атмосфері. Томумарсіанська атмосфера дуже суха. Щоправда, на Марсі часті легкі тумани,що виникають на короткий термін і, головним чином, у ранкові години. Коли жповітря прогріється сонячними променями, вони втікають. Ці марсіанськітумани нагадують ту морозну темряву, що часом з'являється в земнійатмосфері в морозний ранковий час, а з потеплінням розсіюється.

    На Марсі, так само як і на Землі, є кліматичні пояси. Правда,температурні коливання в них значно більше, ніж на Землі. Адже на
    Марсі немає в такому достатку, як на Землі, водяних парів і океанів, цихпотужних акумуляторів тепла, що регулюють клімат планети шляхом накопичення тавиділення тепла при зміні сезонів. У ряді розрядженого атмосфери Марс неможе ефективно затримувати тепло, отримане його поверхнею протягомдня і, в наслідок цього, величезна кількість тепла вночі випаровується вкосмічний простір. Тому для Марса характерні різкі коливаннятемператури протягом доби. Якщо вдень на екваторі температура поверхніможе досягати 30 ° С, то вночі вона падає до -100 ° С і більше.
    Середньорічна температура для всієї поверхні Марса на 50 - 60 ° С нижче, ніжна Землі. Для порівняння зазначимо, що на Землі воно близько +10 ° С. Опівдні врайоні екватора, де Сонце стоїть в зеніті, поверхня нагріваєтьсядосить сильно. З наближенням ж Сонця до горизонту температура швидкознижується і до заходу світила доходить до нуля градусів. Вночі морозміцнішає, і до сходу Сонця температура досягає -100 ° С. І це в сам?? мтеплом, екваторіальному поясі! У помірному поясі ж взимку температура вдень івночі тримається на дуже низькому рівні -60-80 ° С. У полярних же областях, девлітку сонце зовсім не заходить на протязі декількох місяців, температурабезперервно тримається в межах від 0 до +10 ° С. Саме в цей часспостерігається швидке руйнування світлого полярного покриву.

    В наслідок прецесії вісь обертання Марса має своє положення впросторі і кожні 25 тис. років орієнтується таким чином, що жодназ полярних шапок у перигелії не звернений у бік Сонця. У такі періодина Марсі можуть виникати кліматичні умови, за яких відбуваєтьсятанення вічної мерзлоти. Воно, як припускають, супроводжуєтьсякороткочасними зливами, які можуть викликати ерозійніпроцеси (рис. 4).

    Аналізуючи фотографії полярних областей Марса, зробленіавтоматичними станціями з близької відстані, вчені висловлюютьприпущення про те, що на Марсі, можливо, наступив льодовиковий період.
    Південна полярна шапка в перигелії марсіанської орбіти звернена в бік
    Сонця, і тут холодні зими змінюються жарким літом. В районі північноїполярної шапки температурні контрасти зими і літа кілька пом'якшені.
    Зауважимо, що на увазі значного ексцентрісітета орбіти Марса різницясонячної постійної в перигелії і Офелії орбіти становить близько 40%.

    Як це не парадоксально, але на Марсі найтеплішими єполярні райони річного півкулі, де за тривале літній півріччяне заходять, Сонце встигає нагріти верхній шар грунту вище середніхденних температур по диску планети. Тому в літньому півкулі температурауздовж меридіана змінюється незначно, і вітри не дуже сильні. У зимовомуж півкулі, навпаки, температура різко падає від екватора до зимовоїполярної шапки.

    З-за великого перепаду температури у зимовому півкулі Марса дмутьсильні вітри. За розрахунками вчених, на висоті 12 км. їх швидкість можедосягти 170 м./с. Внаслідок цього в атмосфері розвивається активнациклонічна і антіціклоніческая діяльність. Але дощі або сніг внашому «земній» розумінні навряд чи супроводжують марсіанські циклони. І цетому, що в марсіанській атмосфері мало води. Тому дуже рідкоутворюються в атмосфері Марса і хмари. Тільки вранці і ввечері в помірнихширотах можна спостерігати хмари, що нагадують серпанок. Таким чином, на
    Марсі, якщо, звичайно, немає пилових бур, завжди стоїть прекрасна погода. Івидимість там на багато краще, ніж на Землі, через малу розсіювання світлана частинках пилу в повітрі. Особливо хороша видимість в літньому півкулі,де вітри помітно слабше і пилу менше. Космічними апаратамизафіксоване сильне відбиття від поверхні планети сонячноїультрафіолетової радіації. Шар озону земної атмосфери затримує цезгубний для життя випромінювання. На Марсі такого «захисту» немає. А це маєважливе значення для органічного життя.

    Життя на Марсі.

    Навряд чи яка-небудь інша планета Сонячної системи порушуваластільки надій серед тих, хто ис

         
     
         
    Реферат Банк
     
    Рефераты
     
    Бесплатные рефераты
     

     

     

     

     

     

     

     
     
     
      Все права защищены. Reff.net.ua - українські реферати !