Планети земної групи

МАРС БЕЗ марсіан
Ще в давні часи люди звернули
увагу на яскраво-помаранчеву зірку, яка час від часу сяяла на небосхилі. Стародавні єгиптяни і жителі Вавилону називали її просто червоною зіркою. Піфагор запропонував іменувати її Пірей, що означає "полум'яний".
Стародавні греки присвячували всі планети богам. І звичайно, для бога війни Ареса не знайшлося більш відповідного символу, ніж червонувата зірка в чорному небі. У римській міфології Аресові відповідав бог Марс. Так планета знайшла своє нинішнє ім'я. Втім, на Русі аж до XVIII ст. використовувалися грецькі назви планет і Марс іменували Аррісом або Ареем.
Коли в 1977 р. американський астроном Асаф Холл відкрив два супутники, він дав їм грецькі імена Фоьос і Деймос, які переводяться як "страх" і "жах". Страх і жах - вічні супутники війни, але кого можуть налякати два крихітних нешкідливих супутника? Багато письменники-фантасти населяли червону планету войовничими чудовиськами або людиноподібними істотами, які прагнуть знищити землян. У наші дні журналісти прозвали Марс Бермудським трикутником Сонячної системи: надто вже часто космічні місії, що прямують до нього, закінчуються невдачами ...
Якою ж постає перед нами зараз червона планета, що породила стільки ілюзій?

МАРС ЯК ПЛАНЕТА

Досліджувати Марс зручніше за все тоді, коли Земля виявиться точно між ним і Сонцем. Такі моменти (вони називаються протистояннями) повторюються кожні 26 місяців. Протягом того місяця, коли відбувається протистояння, і в наступні три місяці Марс перетинає меридіан поблизу півночі; його видно протягом усієї ночі і виблискує як зірка-1-й зіркою величини, змагаючись за блиском з Венерою і Юпітером.
Орбіта Марса досить сильно витягнута, тому відстань від нього до Землі від протистояння до протистояння помітно змінюється. Якщо Марс потрапляє в протистояння з Землею в афелії, відстань між ними перевищує 100 млн. кілометрів. Якщо ж протистояння відбувається при найбільш сприятливих умовах, в перигелії марсіанської орбіти, ця відстань зменшується до 56 млн. кілометрів. Такі "близькі" протистояння називаються великими й повторюються через 15-17 років. Останнє велике протистояння відбулося в 1988 р.
Марс має фази, але, оскільки він розташований далі від Сонця, ніж Земля, повної зміни фаз у нього (як і в інших зовнішніх планет) не буває - максимальний "збиток" відповідає фазі Місяця за три дні до повного місяця або через три дні після нього .
Вісь обертання Марса нахилена відносно площини його орбіти на 22?, Тобто всього на 1,5? менше, ніж вісь обертання Землі нахилена до площини екліптики. Переміщаючись по орбіті, він по черзі підставляє Сонця то південне, то північну півкулю. Тому на Марсі тек само, як і на землі, відбувається зміна пір року, тільки тягнуться вони майже в 2 рази довше. А ось марсіанський день мало відрізняється від земного: добу там тривають 24 год 37 хв.
Внаслідок малої маси сила тяжіння на Марсі майже в 3 рази нижча, ніж на Землі. В даний час структура гравітаційного поля Марса детально вивчена. Вона вказує на невелике відхилення від однорідного розподілу щільності в планеті. Ядро може мати радіус до половини радіуса планети. Мабуть, воно складається майже з чистого заліза або зі сплаву Fe-FeS (залізо-сульфід заліза) і, можливо, розчиненого в них водню. Очевидно, ядро Марса частково або повністю перебуває в рідкому стані. Наявність у планети власного, хоч і дуже слабкого, магнітного поля, виявленого за допомогою космічних апаратів серії "Марс", підтверджує це.
Марс повинен мати потужну кору товщиною 70-100 км. Між ядром і корою знаходитися силікатна мантія, збагачена залізом. Червоні оксиди заліза, які присутні в поверхневих породах, визначають колір планети.
Зараз Марс продовжує остигати. Сейсмічна активність планети слабка. Сейсмограф на американському посадковому апараті "Вікінг-2" за рік роботи зафіксував тільки один легкий поштовх, і то швидше за все викликаних не тектонічними процесами, а падінням великого метеорита.
Тектонічний режим Марса відрізняється від режиму тектоніки плит, характерного для Землі. Адже для останнього необхідно, щоб основна маса виплавлюваного матеріалу знову затягувалася в мантію разом з океанічної корою. На Марсі ж мантійних конвекція не виходить на поверхню і виплавляються базальтова магма йде на нарощування кори. Ці відмінності пояснюються перш за все малою масою Марса (в 10 разів менше земної) і, звичайно, тим, що він сформувався далі від Сонця, поблизу гігантського Юпітера, що зробила значний вплив на процес його освіти.

ПОВЕРХНОСТЬ МАРСА

На перший погляд поверхню Марса нагадує місячну. Проте насправді рельєф відрізняється б? Льшім різноманітністю. Протягом довгої геологічної історії Марса його поверхню змінювали виверження вулканів і марсотрясенія. Глибокі шрами на обличчі бога залишили метеорити, вітер, вода і льоди.
Поверхня планети складається як з двох контрастних частин: древніх високогір'я, що покривають південну півкулю, і більш молодих рівнин, зосереджені в північних широтах. Крім того, виділяються 2 великих вулканічних району - Елізіум і Фарсіда. Різниця висот між гірськими і рівнинними областями досягає 6 км.
Високогірна частина зберегла сліди активної метеоритного бомбардування, що відбувалася близько 4 млрд. років тому. Метеоритний кратер покривають 2/3 поверхні планети. На старих високогір'ях їх майже стільки ж, скільки на Місяці. Але багато марсіанські кратери через вивітрювання встигли "втратити форму". Деякі з них, як видно, колись були розмиті потоками води.
Вигляд північної півкулі визначила вулканічна діяльність. Деякі з рівнин суцільно покриті древніми виверженими породами. Потоки рідкої лави розтікалися по поверхні, застигали, по них текли нові потоки. Ці скам'янілі "річки" зосереджені навколо великих вулканів. На закінченнях лавових мов спостерігаються структури, схожі на земні осадові породи. Ймовірно, коли розпечені вивержені маси розтоплювали шари підземного льоду, на поверхні Марса утворювалися досить великі водойми, які поступово висихали. Взаємодія лави і підземного льоду призвело також до появи численних борозен і тріщин. На далеких від вулканів низинних областях північної півкулі тягнуться піщані дюни. Особливо багато їх у північної полярної шапки.
Вчені вважають, що поверхневі води зберігаються у вигляді похованих у грунті крижаних глиб, особливо в полярних областях. Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар товщиною в кілька кілометрів утворений звичайним водяним льодом, змішаним з пилом, який зберігається і в літній період. Це постійні шапки. Спостерігаються сезонні зміни полярних шапок відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої вуглекислоти, так званого "сухого льоду". Що покривається цим шаром площа швидко росте в зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді і переходячи цей рубіж. Навесні з підвищенням температури цей шар випаровується і залишається лише постійна шапка.
Наприкінці XIX століття італійські астрономи А. Секкі і Дж. Скіапареллі повідомили, що неодноразово бачили тонкі довгі темні лінії, що нагадують мережу каналів, як би зв'язують полярні і помірні зони планети. Американський астроном П. Ловелл припустив, що канали мають штучне походження. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тому, що ці лінії знаходилися на межі дозволу. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно безліч долин і тріщин, однак сполучити їх з каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося.
Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок - рівнин, що складають 35% всієї поверхні і піднесених, покритих безліччю кратерів областей. Велика частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в ряді випадків представлена особливим типом рельєфу - столовими горами, складеними плосковершіннимі гірками і хребтами.
Поблизу екватора Марса, в районі званому Тарсіс, розташовані вулкани колосальних розмірів. Тарсіс - назва, що астрономи дали височини, яка має 400 км в ширину і близько 10 км у висоту.
На цьому плато розташовано чотири вулкана, кожен з яких просто гігант у порівнянні з будь-яким земним вулканом. Самий грандіозний вулкан Тарсіс, Гора Олімп, підноситься над навколишньою місцевістю на 27 км. Близько двох третин поверхні Марса представляє собою гірську місцевість з великою кількістю кратерів, які виникли від ударів і оточених уламками твердих порід. Поблизу вулканів Тарсіс зміїться обширна система каньйонів довжиною близько чверті екватора. Чотири гігантських вимерлих вулкана підносяться над навколишньою місцевістю на висоту до 26 км. Найбільший з них - гора Олімп, розташований на західній окраїні гір Фарсіда, має основу діаметром 600 км і кальдери на вершині поперечником 60 км. Три вулкани: гора Аскрійская, гора Павлина і гора Арсія розташовані на одній прямій на вершині гір Фарсіда, висотою близько 9 км. Самі вулкани піднімаються над Фарсідой ще на 17 км. Більше 70 вимерлих вулканів знайдено на Марсі, але вони набагато менші і за площею і за висотою.
Під поверхнею Марса в окремих областях перебуває шар вічної мерзлоти товщиною в кілька кілометрів. У таких районах на поверхні у кратерів видні незвичайні для планет земної групи застиглі флюідізірованние потоки, за якими можна судити про наявність підповерхневої льоду. За винятком рівнин поверхня Марса сильно кратерірована. Кратери, як правило, виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії або Місяці. Сліди вітрової ерозії можна бачити всюди.
"Хвиля потемніння" ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною напрямку вітрів, що постійно дмуть у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер несе верхній шар сипучого матеріалу - світлий пил, оголюючи ділянки більш темних порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, нагрівання поверхні і атмосфери посилюється і порушується рівновага марсіанського середовища. Швидкість вітру підсилюється до 69 км на годину, починаються вихори і бурі. Більш мільярда тонн пилу піднімається й утримується в зваженому стані, при цьому різко змінюється кліматична обстановка на всьому марсіанському кулі. Тривалість пилових бур іноді досягає 50 - 100 діб.

АТМОСФЕРА І вода на Марсі.

Атмосфера на Марсі розріджена (тиск порядку сотих і навіть тисячних часток атмосфери), і складається, в основному, з вуглекислого газу (близько 95%) і малих добавок азоту (близько 3%), аргону (приблизно 1,5%) і кисню ( 0,15%). Концентрація водяної пари невелика, і вона суттєво змінюється залежно від сезону.
Є всі підстави вважати, що води на Марсі чимало. На таку думку наштовхують довгі розгалужені системи долин довжиною в сотні кілометрів, досить схожі на висохлі земних русла річок, причому перепади висот відповідають напрямку течій. Деякі особливості рельєфу явно нагадують випрасувані льодовиками ділянки. Судячи з гарною збереження цих форм, які не встигли ні зруйнуватися, ні покритися подальшими нашаруваннями, вони мають відносно недавнє походження (в межах останнього мільярда років). Де ж тепер марсіанська вода?
Висловлюються припущення, що вода існує і нині у вигляді мерзлоти. При дуже низьких температурах на поверхні Марса (в середньому бл. 220? К в середніх широтах і лішь150? К в полярних областях) на будь-якій відкритій поверхні води швидко утворюється товста кірка льоду, яка, до того ж, через короткий час заноситься пилом і піском . Не виключено, що завдяки низькій теплопровідності льоду під його товщею місцями може залишатися і рідка вода і, зокрема, підлідні потоки води продовжують і тепер поглиблювати русла деяких рік.
Фобос і Деймос - СУПУТНИКИ МАРСА
Супутники Марса були відкриті в 1877г. під час великого протистояння американським астрономом А. холлом. Їх назвали Фобос (у перекладі з грецької Страх) і Деймос (Жах), оскільки в античних міфах бог війни завжди супроводжувався своїми дітьми страхом і жахом.
За 160 років до цього англійський письменник Джонатан Свіфт в "Подорожі Гулівера" писав: "... вони відкрили дві маленькі зірки або супутника, що звертаються близько Марса, з яких найближчий до Марса віддалений від центра цієї планети на відстань, рівну трьом її діаметрами, а більше віддалений знаходиться від неї на відстань п'яти таких же діаметрів. Перший робить своє звернення протягом десяти годин, а другий протягом двадцяти одного з половиною години ... "
Супутники дуже маленькі за розмірами і мають неправильну форму. Розміри Фобоса 28х20х18 км, а Деймоса 16х12х10 км. КА "Маринер 7" випадково сфотографував Фобос на тлі Марса в 1969р., А КА "Маринер 9" передав безліч знімків обох супутників, на яких видно, що поверхні супутників нерівні, рясно вкриті кратерами. Декілька близьких підлетівши до супутників скоїли КА "Вікінг" та "Фобос 2". На найкращих фотографіях Фобоса видно деталі рельєфу розміром в 5 метрів.
Орбіти супутників - кругові: Фобос обертається навколо Марса на відстані 6000 км з періодом 7 год. 39 хв. Деймос знаходиться майже в 2,5 рази далі, а період його обертання становить 30 год. 18 хв. Період обертання навколо осі кожного з супутників збігається з періодом обертання навколо Марса. Великі осі супутників завжди спрямовані до центру планети. Фобос сходить на заході і заходить на сході по 3 рази за марсіанські добу. Середня щільність Фобоса - менше 2 г/см3, а прискорення вільного падіння становить 0,5 см/с2. Людина важив би на Фобос кілька десятків грам, тому з Фобоса, підстрибнувши, легко полетіти в космос. Найбільший кратер на Фобос має діаметр 8 км, який можна порівняти з найменшим поперечником супутника. На Деймос найбільша западина має діаметр 2 км.
Невеликими кратерами поверхні супутників усіяні приблизно також як і Місяць. При загальній подібності, великій кількості дрібно роздробленого матеріалу, що покриває поверхні супутників Фобос виглядає більш "обідраним", а Деймос має більш згладжену, засипану пилом поверхню. На Фобос виявлені загадкові борозни, що перетинають майже весь супутник. Борозни мають ширину 100-200 м і тягнуться на десятки кілометрів. Глибина їх від 20 до 90 метрів. Є кілька гіпотез, що пояснюють походження цих борозен, але поки немає достатньо переконливого пояснення, як втім, і пояснення походження самих супутників. Швидше за все це захоплені астероїди.

Використаної літератури

1. Енциклопедія для дітей. Т.8. Астрономія. Е68/Глав. ред. М.Д. Аксьонова. - М.: Аванта +, 1997. - 688с.: Ил.
2. Довідник. ЩО МОЖНА ПОБАЧИТИ НА НЕБІ. І.Г. Колчинський, М.Я. Орлов, Л.З. Прох, А.Ф. Пугач. КИЇВ НАУКОВА ДУМКА 1982.
3. Марова М.Я. Планет Сонячної системи. - М.: Наука. Головна редакція фізико-математичної літератури, 1981. - 256с., Іл.