Почему марс назвали марсом


Почему Марс называют Красной планетой

Ответ очевиден — из-за его характерного оттенка. На заре времен земляне уже с легкостью отличали Марс от других небесных объектов. В Древнем Египте он носил имя «Хар Дечер», в Древней Индии — «Лохитанга» и «Ангарака». Все эти названия в буквальном переводе обозначают «красный».

Свое современное название планета также получила из-за своего оттенка, который ассоциируется в первую очередь с кровью и войной. Поэтому небесному телу было присвоено имя древнеримского бога войны.

Почва Марса

Результаты исследований дали понять, что Марс не является полностью красным: он лишь покрыт пылью такого оттенка. Толщина ее слоя в разных областях планеты составляет от нескольких сантиметров до 2 м. Частицы пыли имеют размер 3-45 мкм и состоят преимущественно из оксидов железа, придающих поверхности красный цвет.

Маггемит и гематит на планете

Маггемит — продукт окисления магнетита, природного оксида железа (II, III). Этот минерал обладает некоторыми магнитными свойствами, от него произошло слово «магнит». В марсианской почве маггемита содержится 5-8%. Это вещество неустойчиво к нагреванию и в условиях марсианского климата быстро теряет магнитные свойства, превращаясь в гематит.


Гематит на Марсе был впервые обнаружен при изучении участка около горы Эолида. Это кристаллический оксид трехвалентного железа, на Земле его также знают под именем «красный железняк».

Теории появления диоксида железа

Окислы железа — это обыкновенная ржавчина, образующаяся в результате окисления металла из-за воздействия на него воды и кислорода воздуха. Сегодня на Марсе нет никаких условий для ее образования: вода здесь существует лишь в виде льдов на полярных шапках, а содержание кислорода в атмосфере — менее 0,15%.

Ученые выдвигают 4 версии появления на поверхности планеты диоксида железа и других окислов:

  1. Это продукт извержения древних вулканов. В марсианском ядре и сейчас содержится до 85% железистых соединений в расплавленном виде.
  2. Они появились здесь в результате бомбардировки Марса метеоритами, которые падали на его поверхность, разрушались, выделяя содержащую оксиды железа красную пыль, а она равномерно распространилась местными бурями по всей планете.
  3. На местное железо долгое время оказывал воздействие кислород воздуха, содержавшийся когда-то в атмосфере в больших количествах, а позже испарившийся.
  4. На Красной планете на ранних стадиях ее развития была вода, способствовавшая окислению горных пород в теплом климате до того, как он стал излишне жарким.

Какой настоящий цвет Марса

Марс считали равномерно красным до появления телескопов. Позже астрономическая техника позволила подробно рассмотреть оттенок этого космического объекта: в разные периоды он бывает от розового до коричневого. Это зависит, например, от состояния атмосферы, силы ветра, поднимающего в воздух ржавую пыль.

Получить точное представление об оттенке марсианской поверхности позволили снимки, сделанные межпланетными исследовательскими зондами, а позже марсоходами. Преобладающий цвет местного грунта красный, но общая картина может меняться в зависимости от:

  • наличия на участке других минералов;
  • погодных условий;
  • сезона года;
  • времени суток.

Иногда даже снимок одного и того же участка отличается по цветовой гамме. На фото, выполненных в естественных цветах, можно увидеть ярко-красную, бордовую, светло-коричневую и даже синеватую панорамы. Кое-где она прерывается белыми участками: в этих местах расположены ледники. А некоторые зоны на поверхности кажутся почти черными. И все же из-за преобладания железистых веществ, имеющих кровавый оттенок, на небе Марс выглядит как равномерно красное тело.

Снимки, сделанные непосредственно с поверхности Марса с помощью камер марсоходов, свидетельствуют, что красный здесь не только грунт, но и небо: такой оттенок атмосфере придает все та же ржавая пыль, поднятая ветром в воздух.

Источник: o-kosmose.ru

История исследований Марса


При на­блю­де­нии с Зем­ли уг­ло­вой раз­мер М. из­ме­ня­ет­ся от 3,5″ в верх­нем со­еди­не­нии до 25″ в про­ти­во­стоя­нии, по­это­му те­ле­ско­пич. на­блю­де­ния вы­яв­ля­ют лишь наи­бо­лее круп­ные де­та­ли по­верх­но­сти (бе­лые по­ляр­ные шап­ки, тём­ные об­лас­ти). Ин­те­рес к М. дол­гое вре­мя был свя­зан с на­де­ж­дой най­ти на нём ра­зум­ную жизнь. Это объ­яс­ня­ет­ся тем, что в 1877 Дж. В. Скиа­па­рел­ли об­на­ру­жил сеть пря­мых ли­ний на по­верх­но­сти М., ко­то­рую не­ко­то­рые ис­сле­до­ва­те­ли ин­тер­пре­ти­ро­ва­ли как ка­на­лы ис­кусств. про­ис­хо­ж­де­ния (это пред­по­ло­же­ние не под­твер­ди­лось). На­зем­ные на­блю­де­ния по­зво­ли­ли оп­ре­де­лить об­щие ха­рак­те­ри­сти­ки М., по­лу­чить ин­фор­ма­цию о ши­рот­ных и се­зон­ных из­ме­не­ни­ях темп-ры по­верх­но­сти, про­сле­дить рост и со­кра­ще­ние по­ляр­ных ша­пок, а так­же дать пер­вые оцен­ки плот­но­сти и со­ста­ва ат­мо­сфе­ры пла­не­ты.

Ис­сле­до­ва­ния М. с ис­поль­зо­ва­ни­ем КА на­ча­лись в 1960. На про­тя­же­нии 2-й пол. 20 в. и в нач. 21 в. КА к Мар­су от­прав­ляли СССР (позд­нее Рос­сия), США, Япо­ния и Ев­роп.


­юз. Од­на­ко зна­чит. часть этих кос­мич. мис­сий по­тер­пе­ла не­уда­чу на раз­ных эта­пах по­лё­та. Пер­вым КА, при­бли­зив­шим­ся к М. на рас­стоя­ние ме­нее 10 тыс. км, был «Mariner-4» (США, 1965). Ап­па­рат пе­ре­дал на Зем­лю фо­то­гра­фии по­верх­но­сти М. и ряд др. све­де­ний. Пер­вая мяг­кая по­сад­ка на по­верх­ность М. бы­ла осу­ще­ст­в­ле­на КА «Марс-3» (СССР, 1971). На по­верх­но­сти М. ус­пеш­но ра­бо­та­ли по­са­доч­ные мо­ду­ли аме­ри­кан­ских КА се­рии «Viking» (1976), «Mars Pathfinder» (1997), «Phoe­nix» (2008), мар­со­хо­ды «Mars Exploration Rovers» (с 2004). На­чи­ная с 1997 по­верх­ность М. и его ат­мо­сфе­ра ус­пеш­но ис­сле­до­ва­лись так­же с око­ло­пла­нет­ных ор­бит аме­ри­кан­ски­ми КА «Mars Global Surveyor», «Mars Odyssey», «Mars Re­con­naissance Orbiter» и ев­ро­пей­ским КА «Mars Express».

Общие характеристики планеты

М. вра­ща­ет­ся во­круг Солн­ца по эл­лип­тич. ор­би­те (боль­шая по­лу­ось 1,524 ас­тро­но­мич. еди­ни­цы, 228 млн. км) с за­мет­ным экс­цен­три­си­те­том (0,0934). Рас­стоя­ние М. от Солн­ца из­ме­ня­ет­ся от 207 млн. км в пе­ри­ге­лии до 249 млн. км в афе­лии. Ми­ним. рас­стоя­ние М. от Зем­ли (56 млн. км) дос­ти­га­ет­ся во вре­мя т. н. ве­ли­ких про­ти­во­стоя­ний, ко­гда Солн­це, Зем­ля и М. рас­по­ла­га­ют­ся на од­ной пря­мой, при­чём М. на­хо­дит­ся вбли­зи пе­риге­лия.


м­мар­ный по­ток сол­неч­но­го из­лу­че­ния, про­хо­дя­щий за еди­ни­цу вре­ме­ни че­рез еди­нич­ную пло­щад­ку, ори­ен­ти­ро­ван­ную пер­пен­ди­ку­ляр­но по­то­ку, на ор­би­те М. со­став­ля­ет в ср. 589 Вт/м2, т. е. у по­верх­но­сти М. на ту же пло­щадь и за то же вре­мя при­хо­дит­ся в 2,3 раза мень­ше сол­неч­ной энер­гии, чем у по­верх­но­сти Зем­ли. Пе­ри­од об­ра­ще­ния М. во­круг Солн­ца (си­де­рич. пе­ри­од) со­став­ля­ет 1,88 зем­но­го го­да. Плос­кость ор­би­ты М. на­кло­не­на к плос­ко­сти эк­лип­ти­ки на угол 1,85°. Пе­ри­од осе­во­го вра­ще­ния М. бли­зок к зем­но­му: звёзд­ные су­тки со­став­ля­ют 24 ч 37 мин 23 с, ср. сол­неч­ные су­тки – 24 ч 39 мин 35 с. На­клон оси вра­ще­ния М. (угол ме­ж­ду осью вра­ще­ния М. и пер­пен­ди­ку­ля­ром к плос­ко­сти ор­би­ты) бли­зок к зем­но­му – ок. 25,2° (ок. 23,4° у Зем­ли).

Эк­ва­то­ри­аль­ный ра­ди­ус М. со­став­ля­ет 3397 км (0,53 от зем­но­го), по­ляр­ный ра­ди­ус на 21 км мень­ше. Мас­са М. рав­на 6,418· 1023 кг (ок. 0,11 мас­сы Зем­ли), ср. плот­ность – 3930 кг/м3 (0,71 зем­ной плот­но­сти). Ус­ко­ре­ние сво­бод­но­го па­де­ния на эк­ва­то­ре М. со­став­ля­ет 3,71 м/с2 (0,376 зем­но­го), пер­вая и вто­рая кос­мич.


о­ро­сти рав­ны со­от­вет­ст­вен­но 3,6 км/с и 5,02 км/с. По­сколь­ку на М. нет океа­нов, за по­верх­ность ну­ле­вой вы­со­ты ус­лов­но при­ни­ма­ют во­об­ра­жае­мую по­верх­ность, на ко­то­рой ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние со­став­ля­ет 610 Па (ок. 0,006 дав­ле­ния ат­мо­сфе­ры Зем­ли на уров­не мо­ря). Ис­поль­зу­ет­ся так­же и др. сис­те­ма от­счё­та вы­сот, ос­но­ван­ная на ре­зуль­та­тах аль­ти­мет­рии, про­ве­дён­ной ла­зер­ным вы­со­то­ме­ром MOLA (Mars Orbiter Laser Al­timeter) с бор­та стан­ции «Mars Global Surveyor». В этом слу­чае за по­верх­ность от­счё­та при­ни­ма­ет­ся по­верх­ность трёх­ос­но­го эл­лип­сои­да, ко­то­рым опи­сы­ва­ет­ся фор­ма М. Рас­хо­ж­де­ние ме­ж­ду оцен­ка­ми вы­сот в со­от­вет­ст­вии с эти­ми сис­те­ма­ми мо­жет дос­ти­гать не­сколь­ких ки­ло­мет­ров. Вы­со­ты вул­ка­нов, как и глу­би­ны кра­те­ров, час­то оце­ни­ва­ют­ся по от­но­ше­нию к ок­ру­жаю­щей ме­ст­но­сти.

Мо­де­ли внутр. строе­ния пла­не­ты пред­по­ла­га­ют на­ли­чие го­ря­че­го яд­ра, ра­ди­ус ко­то­ро­го со­став­ля­ет поч­ти по­ло­ви­ну ра­диу­са пла­не­ты. Яд­ро со­сто­ит пре­им. из же­ле­за и се­ры, ок­ру­же­но си­ли­кат­ной ман­ти­ей. Тол­щи­на внеш­не­го слоя пла­не­ты (ко­ры) со­став­ля­ет неск. де­сят­ков ки­ло­мет­ров (боль­ше, чем у зем­ной ко­ры).

М. име­ет два ес­те­ст­вен­ных спут­ни­ка, Фо­бос и Дей­мос, от­кры­тых в 1877. Это ма­лень­кие твёр­дые те­ла не­пра­виль­ной фор­мы, воз­мож­но, быв­шие ас­те­рои­ды из Глав­но­го поя­са ас­те­рои­дов, за­хва­чен­ные М. Их осе­вое вра­ще­ние про­ис­хо­дит син­хрон­но с ор­би­таль­ным (т. е. спут­ни­ки все­гда по­вёр­ну­ты к М. од­ной сто­ро­ной). На по­верх­но­сти спут­ни­ков мно­же­ст­во кра­те­ров удар­но­го про­ис­хо­ж­де­ния.

Поверхность Марса


Бóльшая часть по­верх­но­сти М. по­кры­та древ­ни­ми кра­те­ра­ми. Вы­де­ля­ют­ся так­же дру­гие (срав­ни­тель­но мо­ло­дые) эле­мен­ты рель­е­фа: хреб­ты, до­ли­ны (тек­то­нич. и эро­зи­он­но­го про­ис­хо­ж­де­ния), рав­ни­ны, ле­жа­щие как вы­ше, так и ни­же по­верх­но­сти ну­ле­во­го уров­ня. По­верх­ность М. об­ла­да­ет гло­баль­ной асим­мет­ри­ей. Бoльшую часть сев. по­лу­ша­рия пла­не­ты за­ни­ма­ют срав­ни­тель­но мо­ло­дые глад­кие низ­мен­ные рав­ни­ны; глу­би­на Ве­ли­кой Сев. рав­ни­ны (Vestitas Borealis), от­счи­ты­вае­мая от по­верх­но­сти ну­ле­во­го уров­ня, дос­ти­га­ет 4–5 км. По­верх­ность б. ч. юж. по­лу­ша­рия пред­став­ля­ет со­бой рав­ни­ны, при­под­ня­тые на выс. 1–4 км и по­кры­тые мно­же­ст­вом кра­те­ров, в осн. древ­них. В юж. по­лу­ша­рии име­ют­ся так­же низ­мен­ные рав­ни­ны при­бли­зи­тель­но круг­лой фор­мы, на­зы­вае­мые бас­сей­на­ми: Эл­ла­да (Hellas Planitia) диа­мет­ром 2300 км и глу­би­ной до 8 км и Ар­гир (Argyre Pla­nitia) диа­мет­ром 800 км и глу­би­ной ок. 3 км. Пред­по­ла­га­ет­ся, что эти рав­ни­ны име­ют удар­ное про­ис­хо­ж­де­ние.


В эк­ва­то­ри­аль­ной об­лас­ти М. рас­по­ло­же­на гор­ная сис­те­ма Фар­си­да (Tharsis) про­тя­жён­но­стью ок. 6000 км со мно­же­ст­вом по­тух­ших вул­ка­нов. В ней вы­де­ля­ет­ся ряд вы­со­ких гор вул­ка­нич. про­ис­хо­ж­де­ния: са­мая вы­со­кая в Сол­неч­ной сис­те­ме го­ра Олимп (Olympus Mons) выс. 28 км и с диа­мет­ром ос­но­ва­ния 600 км, а так­же го­ры Ас­к­рий­ская (Ascraeus Mons), Па­во­нис (Pavonis Mons) и Ар­сия (Arsia Mons), имею­щие диа­мет­ры ос­но­ва­ния 400–500 км и дос­ти­гаю­щие выс. 24–25 км (рис. 1). В низ­ких ши­ро­тах юж. по­лу­ша­рия на­хо­дят­ся до­ли­ны Ма­ри­не­ра (Valles Marineris) – ве­ли­чай­шая в Сол­неч­ной сис­те­ме сеть кань­о­нов глу­би­ной бо­лее 6 км, про­тя­нув­шая­ся с за­па­да на вос­ток бо­лее чем на 4000 км.

Са­мые круп­ные мар­си­ан­ские кра­те­ры: Гюй­генс (диа­метр 470 км, глу­би­на ок. 4 км), Скиа­па­рел­ли (диа­метр 465 км, глу­би­на 2 км), Кас­си­ни (диа­метр 411 км, глу­би­на 1 км). Са­мый глу­бо­кий кра­тер (Нью­тон) име­ет глу­би­ну 5 км. В удар­ных кра­те­рах М. за­мет­ны сле­ды вет­ро­вой и, воз­мож­но, вод­ной эро­зии. Под по­верх­но­стью М. на­хо­дит­ся слой мерз­ло­ты, со­дер­жа­щий во­дя­ной лёд (тол­щи­на и глу­би­на за­ле­га­ния в раз­ных мес­тах пла­не­ты раз­лич­аются). Не­ко­то­рые мо­ло­дые мар­си­ан­ские кра­те­ры ха­рак­те­ри­зу­ют­ся ра­ди­аль­ны­ми вы­бро­са­ми грун­та (по ви­ду на­по­ми­наю­щи­ми по­то­ки) в мес­тах вскры­тия под­по­верх­но­ст­но­го льда.


По­верх­ность Мар­са со­сто­ит гл. обр. из ба­заль­та, мес­та­ми обо­га­щён­но­го си­ли­ка­та­ми, об­на­ру­же­ны так­же кар­бо­на­ты и гли­ни­стые ми­не­ра­лы. Бóльшая часть по­верх­но­сти по­кры­та сло­ем пы­ли. Крас­но­ва­тый цвет по­верх­но­сти объ­яс­ня­ет­ся при­сут­ст­ви­ем ок­си­да же­ле­за (Fe2O3). Спектр ИК-из­лу­че­ния разл. об­лас­тей М. по­зво­лил пред­по­ло­жить на­ли­чие оли­ви­на – ми­не­ра­ла, свя­зан­но­го с вул­ка­нич. ак­тив­но­стью и ши­ро­ко рас­про­стра­нён­но­го на Зем­ле.

Полярные шапки

В по­ляр­ных об­лас­тях М. на­блю­да­ют­ся т. н. по­ляр­ные шап­ки, со­стоя­щие из во­дя­но­го льда и су­хо­го льда (твёр­дой фа­зы ди­ок­си­да уг­ле­ро­да). Раз­мер этих ша­пок за­ви­сит от вре­ме­ни го­да: шап­ки на­чи­на­ют рас­ти осе­нью, дос­ти­гая зи­мой ши­ро­ты 50°. Макс. диа­метр ша­пок со­став­ля­ет ок. 1000 км в сев. по­лу­ша­рии и 350 км – в юж­ном. Тол­щи­на ша­пок в зим­ний пе­ри­од мо­жет пре­вы­шать 1 км. Верх­ний слой ша­пок со­сто­ит из су­хо­го льда тол­щи­ной ок. 1 м в сев. по­лу­ша­рии и неск. мет­ров – в юж­ном. Ле­том раз­ме­ры ша­пок умень­ша­ют­ся. Т. н. ос­та­точ­ные шап­ки (рис. 2), су­ще­ст­вую­щие в лет­нее вре­мя, в сев. по­лу­ша­рии со­сто­ят из во­дя­но­го льда, в юж­ном – из су­хо­го и во­дя­но­го льдов. Ра­дар­ные из­ме­ре­ния, про­ве­дён­ные с КА «Mars Re­connaissance Orbiter», вы­яви­ли под юж. по­ляр­ной шап­кой от­ло­же­ния су­хо­го льда, мас­са ко­то­ро­го, по-ви­ди­мо­му, пре­вы­ша­ет сум­мар­ную мас­су ди­ок­си­да уг­ле­ро­да в ат­мо­сфе­ре.

Атмосфера Марса


М. име­ет силь­но раз­ре­жен­ную ат­мо­сфе­ру, со­стоя­щую из ди­ок­си­да уг­ле­ро­да (95%), азо­та (3%), ар­го­на (1,6%), ки­сло­ро­да (0,13%), во­дя­но­го па­ра (ок. 0,1%) и ок­си­да уг­ле­ро­да (0,07%). Из-за боль­шо­го пе­ре­па­да вы­сот ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние у по­верх­но­сти пла­не­ты силь­но раз­ли­ча­ет­ся: на ср. уров­не по­верх­но­сти оно со­став­ля­ет 610 Па (при­мер­но в 160 раз мень­ше зем­но­го), макс. зна­че­ние дос­ти­га­ет­ся в бас­сей­не Эл­ла­да (бо­лее 900 Па), ми­ни­маль­ное (ме­нее 50 Па) – на вер­ши­не го­ры Олимп. Ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние на М. под­вер­же­но се­зон­ным ва­риа­ци­ям (осо­бен­но вбли­зи по­лю­сов), что свя­за­но с се­зон­ной кон­ден­са­ци­ей и по­сле­дую­щей суб­ли­ма­ци­ей в по­ляр­ных об­лас­тях при­мер­но чет­вер­ти об­ще­го ко­ли­че­ст­ва ат­мо­сфер­но­го ди­ок­си­да уг­ле­ро­да. Пе­ре­пад дав­ле­ний вы­зы­ва­ет силь­ные вет­ры, воз­ни­каю­щие в пе­ри­од тая­ния по­ляр­ных ша­пок. Се­зон­ным ва­риа­ци­ям под­вер­же­но и со­дер­жа­ние во­дя­но­го па­ра: оно мак­си­маль­но в по­ляр­ных об­лас­тях во вре­мя тая­ния по­ляр­ных ша­пок.

Ат­мо­сфе­ру М. при­ня­то раз­де­лять на сле­дую­щие слои: ниж­няя ат­мо­сфе­ра (тро­по­сфе­ра), сред­няя ат­мо­сфе­ра (ме­зо­сфе­ра), верх­няя ат­мо­сфе­ра (тер­мо­сфе­ра) и эк­зо­сфе­ра. Тро­по­сфе­ра на­гре­ва­ет­ся по­верх­но­стью М. и ат­мо­сфер­ной пы­лью (ко­то­рые, в свою оче­редь, на­гре­ва­ют­ся, по­гло­щая сол­неч­ное из­лу­че­ние); темп-ра здесь по­ни­жа­ет­ся с вы­со­той. В ве­чер­ние ча­сы по­верх­ность ос­ты­ва­ет бы­ст­рее, чем ат­мо­сфе­ра, по­это­му на­блю­да­ют­ся тем­пе­ра­тур­ные ин­вер­сии у по­верх­но­сти. В ме­зо­сфе­ре темп-ра, как пра­ви­ло, так­же по­ни­жа­ет­ся с вы­со­той, хо­тя не­ред­ки и тем­пе­ра­тур­ные ин­вер­сии; здесь пре­об­ла­да­ют круп­но­мас­штаб­ные ат­мо­сфер­ные те­че­ния. В тер­мо­сфе­ре темп-ра по­вы­ша­ет­ся с вы­со­той. Эк­зо­сфе­ра, ле­жа­щая вы­ше 200 км, – наи­бо­лее раз­ре­жен­ная часть ат­мо­сфе­ры, от­ку­да га­зы по­ки­да­ют пла­не­ту. Стра­то­сфе­ра на М. (как и на Ве­не­ре) от­сут­ст­ву­ет.

В ат­мо­сфе­ре М. об­на­ру­жен ме­тан, ко­то­рый в ус­ло­ви­ях М. яв­ля­ет­ся не­ста­биль­ным га­зом (вре­мя жиз­ни – неск. со­тен лет). Сле­до­ва­тель­но, дол­жен су­ще­ст­во­вать по­сто­ян­ный (ли­бо эпи­зо­ди­че­ский) ис­точ­ник его по­пол­не­ния. Пред­по­ло­жи­тель­но в ро­ли та­ко­го ис­точ­ни­ка мо­гут вы­сту­пать вулканич. активность, столк­но­ве­ние с ко­ме­той, жиз­не­дея­тель­ность бак­те­рий, а так­же хи­мич. про­цес­сы небио­ло­гич. ха­рак­те­ра, про­ис­хо­дя­щие в ко­ре.

Аэ­ро­золь в ат­мо­сфе­ре М. пред­став­лен си­ли­кат­ной пы­лью и об­ла­ка­ми из во­дя­но­го и су­хо­го льдов. Ди­ок­сид уг­ле­ро­да мо­жет кон­ден­си­ро­вать­ся в по­ляр­ных рай­онах во вре­мя по­ляр­ной но­чи на вы­со­те ни­же 20 км, гл. обр. в ви­де сне­га. Об­ла­ка из во­дя­но­го льда на­блю­да­ют­ся в по­ляр­ных об­лас­тях от осе­ни до вес­ны; КА «Phoenix» за­фик­си­ро­вал сне­го­пад в сев. по­ляр­ной об­лас­ти осе­нью. В пе­ри­од, ко­гда М. на­хо­дит­ся вбли­зи афе­лия, на нём ви­ден эк­ва­то­ри­аль­ный по­яс об­ла­ков, а так­же оро­гра­фич. об­ла­ка над вул­ка­на­ми (по­след­ние мо­гут на­блю­дать­ся так­же в др. се­зо­ны, но они не та­кие мощ­ные). Ти­пич­ные мар­си­ан­ские об­ла­ка (рис. 3) на­по­ми­на­ют пе­ри­стые об­ла­ка Зем­ли.

В ат­мо­сфе­ре М. все­гда при­сут­ст­ву­ет тон­кая пыль. В пе­ри­од, ко­гда пла­не­та про­хо­дит пе­ри­ге­лий, тая­ние по­ляр­ных ша­пок про­ис­хо­дит наи­бо­лее ин­тен­сив­но и в ат­мо­сфе­ру по­сту­па­ет мно­го пы­ли и па­ров во­ды. В это вре­мя на М. час­то про­ис­хо­дят гло­баль­ные пы­ле­вые бу­ри, ко­то­рые за­хва­ты­ва­ют всю пла­не­ту и де­ла­ют ат­мо­сфе­ру не­про­зрач­ной. В отд. рай­онах воз­ни­ка­ют ло­каль­ные пы­ле­вые бу­ри, а так­же мощ­ные пы­ле­вые смер­чи.

Климат Марса

На М., как и на Зем­ле, про­ис­хо­дит сме­на се­зо­нов. Ле­то в сев. по­лу­ша­рии хо­лод­нее, чем в юж­ном, по­сколь­ку в этот пе­ри­од М. про­хо­дит афе­лий. В хо­лод­ное вре­мя го­да иней на по­верх­но­сти мо­жет об­ра­зо­вы­вать­ся да­же вне по­ляр­ных ша­пок. Кли­мат на М. очень су­ров и без­во­ден. Од­на­ко в да­лё­- ком про­шлом на М., по-ви­ди­мо­му, бы­ли бо­лее тё­п­лые пе­рио­ды, ко­гда во­да мог­ла на­хо­дить­ся в жид­ком со­стоя­нии. На это ука­зы­ва­ют, в ча­ст­но­сти, эле­мен­ты рель­е­фа, на­по­ми­наю­щие пе­ре­со­хшие рус­ла (рис. 4), ко­то­рые мог­ли воз­ник­нуть в ре­зуль­та­те вод­ной или гря­зе­вой эро­зии. Та­кие рус­ла час­то на­блю­да­ют­ся в об­лас­тях с боль­шим ко­ли­че­ст­вом древ­них кра­те­ров. Вид по­верх­но­сти в этих мес­тах по­зво­ля­ет пред­по­ло­жить, что пе­ри­од тё­п­ло­го кли­ма­та на пла­не­те был до эры ин­тен­сив­ной ме­тео­рит­ной бом­бар­ди­ров­ки (3,8 млрд. лет на­зад).

В то вре­мя ко­гда Марс на­хо­дит­ся вбли­зи пе­ри­ге­лия (что со­от­вет­ст­ву­ет ле­ту в юж. по­лу­ша­рии), темп-ра по­верх­но­сти М. в эк­ва­то­ри­аль­ной об­лас­ти мо­жет дос­ти­гать 300 К (27 °C), од­на­ко но­чью темп-ра па­да­ет ни­же 200 К (–73 °С). Ми­ним. тем­пе­ра­ту­ры по­верх­но­сти фик­си­ру­ют­ся на по­лю­сах во вре­мя по­ляр­ной но­чи и дос­ти­га­ют 145 К (–128 °С); при та­кой темп-ре (и мар­си­ан­ском ат­мо­сфер­ном дав­ле­нии) ат­мо­сфер­ный ди­ок­сид уг­ле­ро­да пе­ре­хо­дит в твёр­дое со­стоя­ние.

Ионосфера Марса

М. не име­ет гло­баль­но­го маг­нит­но­го по­ля, од­на­ко в юж. по­лу­ша­рии за­ре­ги­ст­ри­ро­ва­ны силь­ные ло­каль­ные маг­нит­ные ано­ма­лии. Мар­си­ан­ская ио­но­сфе­ра рас­по­ло­же­на на вы­со­те бо­лее 110 км над по­верх­но­стью пла­не­ты, при­чём мак­си­мум кон­цен­тра­ции элек­тро­нов (ок. 105 см–3) на­блю­да­ет­ся на вы­со­те ок. 130 км. Бóльшая часть ио­нов об­ра­зу­ет­ся вслед­ст­вие ио­ни­за­ции га­зов ат­мо­сфе­ры УФ-из­лу­че­ни­ем Солн­ца. В от­сут­ст­вие гло­баль­но­го маг­нит­но­го по­ля пла­не­ты сол­неч­ный ве­тер взаи­мо­дей­ст­ву­ет не­по­сред­ст­вен­но с ио­но­сфе­рой. За­хват ат­мо­сфер­ных ио­нов по­то­ком сол­неч­но­го вет­ра при­во­дит к по­те­ре ат­мо­сфе­рой час­ти га­зов, в ча­ст­но­сти ки­сло­ро­да. На ноч­ной сто­ро­не пла­не­ты си­ло­вые ли­нии меж­пла­нет­но­го маг­нит­но­го по­ля вы­тя­ги­ва­ют­ся вдоль на­прав­ле­ния Солн­це – Марс и фор­ми­ру­ют маг­нит­ный шлейф М., в цен­тре ко­то­ро­го на­блю­да­ют­ся ин­тен­сив­ные по­то­ки ус­ко­рен­ных ио­нов.

Источник: bigenc.ru

Атмосфера Марса

Атмосфера марса

По своему составу атмосфера Марса очень похожа на атмосферу Венеры, одной из наименее гостеприимных атмосфер во всей Солнечной системе. Основным компонентом в обеих средах является двуокись углерода (95% для Марса, 97% для Венеры), но есть большое отличие – парниковый эффект на Марсе отсутствует, поэтому температура на планете не превышает 20°C, в отличие от 480°С на поверхности Венеры. Такая огромная разница связана с разной плотностью атмосфер этих планет. При сопоставимой плотности,  атмосфера Венеры чрезвычайно толстая, тогда как Марс обладает довольно тонким атмосферным слоем. Проще говоря, если бы толщина атмосферы Марса была более значительна, то он напоминал бы Венеру.

Кроме того Марс обладает очень разреженной атмосферой, —  атмосферное давление составляет лишь около 1% от давления на Земле. Это эквивалентно давлению в 35 километров над поверхностью Земли.

Почему марс назвали марсом

Одним из самых первых направлений в исследовании марсианской атмосферы является ее влияние на присутствие воды на поверхности. Не смотря на то, что полярные шапки содержат воду в твердом состоянии, а воздух содержит водяной пар, образующийся в результате морозов и низкого давления, сегодня все исследования указывают на то, что «слабая» атмосфера Марса не способствует существованию воды в жидком состоянии на поверхности планеты.

Тем не менее, полагаясь на последние данные марсианских миссий, ученые уверены, что вода в жидком виде на Марсе существует и находится она на один метр ниже поверхности планеты.

Однако не смотря на тонкий атмосферный слой Марс обладает достаточно приемлемыми по земным меркам погодными условиями. Наиболее экстремальными формами этой погоды являются ветра, пыльные бури, морозы и туманы. Как результат такой погодной деятельности в некоторых районах Красной планеты были замечены значительные следы эрозии.

Смотрите также: НАСА: Солнечный ветер лишил Марс атмосферы

Еще одним интересным пунктом о марсианской атмосфере можно указать то, что как утверждает сразу несколько современных научных исследований, в далеком прошлом она была достаточно плотной для существования на поверхности планеты океанов из воды в жидком состоянии. Однако, согласно тем же исследованиям, атмосфера Марса была резко изменена. Ведущей версией такого изменения на данный момент является гипотеза о столкновении планеты с другим достаточно объемным космическим телом, что привело потере Марсом большей части своей атмосферы.

Поверхность Марса

Поверхность Марса

Поверхность Марса обладает двумя значительными особенностями, которые, по интересному стечению обстоятельств, связаны с различиями в полушариях планеты. Дело в том, что северное полушарие имеет достаточно гладкий рельеф и всего несколько кратеров,  тогда как южное полушарие буквально испещрено возвышенностями и кратерами разной величины. Помимо топографических различий, обозначающих разницу в рельефе полушарий, есть и геологические, — исследования указывают на то, что области в северном полушарии гораздо более активны, нежели в южном.

На поверхности Марса находится самый большой из известных на сегодняшний день вулканов —  Olympus Mons (Гора Олимп) и самый крупный из известных каньонов – Mariner (долина Маринер). В Солнечной системе пока не найдено ничего более грандиозного. Высота Горы Олимп составляет 25 километров (это в три раза выше Эвереста, самой высокой горы на Земле), а диаметр основания 600 километров. Длина долины Маринер составляет 4000 километров, ширина 200 километров, а глубина почти 7 километров.

На сегодняшний день самым значительным открытием в отношении марсианской поверхности было обнаружение каналов. Особенностью этих каналов является то, что они, по мнению экспертов NASA, были созданы проточной водой, и, таким образом, являются наиболее достоверным доказательством теории о том, что в далеком прошлом поверхность Марса значительно напоминала земную.

Наиболее известной перейдолией связанной с поверхностью Красной планеты является так называемое «Лицо на Марсе». Рельеф действительно очень напоминал человеческое лицо тогда, когда был получен первый снимок определенной местности космическим аппаратом Viking I в 1976 году. Многие люди в то время посчитали этот снимок настоящим доказательством того, что на Марсе существовала разумная жизнь. Последующие снимки показали, что это всего лишь игра освещения и человеческая фантазия.

Структура Марса

Структура Марса

Подобно другим планетам земной группы, в интерьере Марса выделяют три слоя: кора, мантия и ядро.
Не смотря на то, что точные измерения еще не сделаны, ученые сделали определенные прогнозы о толщине коры Марса на основании данных о глубине долины Маринер. Глубокая, обширная система долины, расположенной в южном полушарии, не могла бы существовать если бы кора Марса не была значительно толще земной. Предварительные оценки указывают на то, что толщина коры Марса в северном полушарии составляет порядка 35 километров и около 80 километров в южном.

Еще по теме: Ученый НАСА: на Марсе есть жизнь и мы знаем где ее искать

Достаточно много исследований было посвящено ядру Марса, в частности выяснению того, является ли оно твердым или жидким.  Некоторые теории указали на отсутствие достаточно мощного магнитного поля как признака твердого ядра. Тем не менее, в последнее десятилетие все большую популярность набирает гипотеза о том, что ядро Марса жидкое, по крайней мере, частично. На это указало открытие намагниченных пород на поверхности планеты, что может быть признаком того, что Марс обладает или обладал жидкой сердцевиной.

Орбита и вращение

Орбита Марса

Орбита Марса примечательна по трем причинам. Во-первых, ее эксцентриситет является вторым по величине среди всех планет, меньше только у Меркурия.  При такой эллиптической орбите перигелий Марса составляет 2.07 х 108 километров, что гораздо дальше, чем его афелий — 2,49 х 108 километров.

Во-вторых, научные данные свидетельствуют о том, что столь высокая степень эксцентричности присутствовала далеко не всегда, и, возможно, была меньше Земной в какой-то момент истории существования Марса. Причиной такого изменения ученые называют гравитационные силы соседних планет, воздействующие на Марс.

В-третьих, из всех планет земной группы Марс является единственной, на которой год длится дольше, чем на Земле. Естественным образом это связано с его орбитальным расстоянием от Солнца. Один марсианский год равен почти 686 земным дням. Марсианский день длится примерно 24 часа 40 минут, — именно такое время требуется планете, чтобы завершить один полный оборот вокруг своей оси.

Еще одним примечательным сходством планеты с Землей является ее наклон оси, который составляет примерно 25°. Такая особенность указывает на то, что сезоны на Красной планете сменяют друг друга точно таким же образом как и на Земле. Тем не менее, полушария Марса переживают абсолютно другие, отличные от земных, температурные режимы для каждого сезона. Это связано опять же с гораздо большим эксцентриситетом орбиты планеты.

SpaceX И планы по колонизации Марса

Итак, мы знаем, что SpaceX хочет отправить людей на Марс в 2024 году, но их первой марсианской миссией будет запуск капсулы «Красного Дракона» в 2018 году. Какие шаги собирается предпринять компания для достижения этой цели?

  • 2018 год. Запуск космического зонда «Красный Дракон» в целях демонстрации технологий. Цель миссии — достичь Марса и совершить некоторые изыскания на месте посадки в небольшом масштабе. Возможно, поставка дополнительной информации для НАСА или космических агентств других государств.
  • 2020 год. Запуск космического корабля Mars Colonial Transporter MCT1 (беспилотный). Цель миссии — отправка груза и возврат образцов. Масштабные демонстрации технологии для обитания, жизнеобеспечения, энергетики.
  • 2022 год. Запуск космического корабля Mars Colonial Transporter MCT2 (беспилотный). Вторая итерация MCT. В это время MCT1 будет на обратном пути к Земле, неся марсианские образцы. MCT2 осуществляет поставку, оборудования для первого пилотируемого полета. Корабль MCT2 будет готов к запуску, как только экипаж прибудет на Красную планету через 2 года. В случае возникновения неприятностей (как в фильме «Марсианин») команда сможет им воспользоваться, чтобы покинуть планету.
  • 2024 год. Третья итерация Mars Colonial Transporter MCT3 и первый пилотируемый полет. На тот момент все технологии докажут свою работоспособность, MCT1 совершит путешествие на Марс и обратно, а MCT2  готов и протестирован на Марсе.

Интересные факты о Марсе

Марс прошлое и настоящее

•       Марс является четвертой планетой от Солнца и последней из планет земной группы. Расстояние от Солнца составляет около 227940000 километров.

•       Планета названа в честь Марса — римского бога войны. У древних греков он был известен как Арес. Считается, что такую ассоциацию Марс получил  из-за кроваво-красного цвета планеты. Благодаря цвету, планета также была известна и у других древних культур.  Первые китайские астрономы называли Марс «Звездой Огня», а древнеегипетские жрецы обозначали его как «Ее Desher», что означает «красный».

•       Массив суши на Марсе и на Земле очень похож. Несмотря на то, что Марс занимает только 15% объема и 10% массы Земли, он имеет сопоставимый с нашей планетой массив суши как следствие того, что вода покрывает около 70% поверхности Земли. При этом поверхностная сила тяжести Марса составляет около 37% тяжести на Земле. Это означает, что теоретически на Марсе можно прыгать в три раза выше, чем на Земле.

•       Только 16 из 39 миссий на Марс были успешными. Начиная с миссии «Марс 1960А», запущенной в СССР в 1960 году, на Марс было отправлено в общей сложности 39 спускаемых орбитальных аппаратов и марсоходов, но только 16 из этих миссий были успешными. В 2016 году был запущен зонд в рамках российско-европейской миссии «ЭкзоМарс», основными целями которого будет поиск признаков жизни на Марсе, изучение поверхности и рельефа планеты и составление карты потенциальных опасностей от окружающей среды для будущих пилотируемых полетов на Марс.

•       Обломки с Марса были обнаружены на Земле. Считается, что следы некоторого количества марсианской атмосферы были найдены в метеоритах, отскочивших от планеты. После того, как покинули Марс эти метеориты долгое время, в течение миллионов лет, летали по Солнечной системе среди других объектов и космического мусора, но были захвачены гравитацией нашей планеты, попали в ее атмосферу и рухнули на поверхность. Изучение этих  материалов позволило ученым узнать очень многое о Марсе еще до начала космических полетов.

•       В недалеком прошлом люди были уверены, что Марс является домом для разумной жизни. Во многом на это повлияло обнаружение прямых линий и канав на поверхности Красной планеты итальянским астрономом Джованни Скиапарелли. Он считал, что такие прямые линии не могут быть созданы природой и являются результатом разумной деятельности. Однако позже было доказано, что это не более чем оптическая иллюзия.

•       Самая высокая планетарная гора известная в Солнечной системе находится на Марсе. Она носит название Olympus Mons (Гора Олимп) и возвышается на 21 километр в высоту. Считается, что это вулкан, который был сформирован миллиарды лет назад. Ученые нашли достаточно много свидетельств того, что возраст вулканической лавы объекта достаточно невелик, что может быть доказательством того, что Олимп все еще может быть активным. Тем не менее есть гора в Солнечной системе, которой Олимп уступает по высоте, — это центральный пик Реясильвия, расположенный на астероиде Веста, высота которого 22 километра.

•       На Марсе происходят пылевые бури – самые обширные в Солнечной системе. Это связано с эллиптической формой траектории орбиты планеты вокруг Солнца. Путь орбиты более вытянутый, чем у многих других планет и эта овальная форма орбиты приводит к свирепым пылевым штормам, которые охватывают всю планету и могут длиться в течение многих месяцев.

•       Солнце выглядит примерно в половину своего визуального земного размера, если смотреть на него с Марса. Когда Марс находится ближе всего к Солнцу по своей орбите, а его южное полушарие обращено к Солнцу, на планете наступает очень короткое, но невероятно жаркое лето. При этом на северном полушарии наступает короткая, но холодная зима. Когда планета находится дальше от Солнца, и направлен к нему северным полушарием Марс переживает долгое и мягкое лето. На южном полушарии при этом наступает продолжительная зима.

•       За исключением Земли, ученые считают Марс наиболее подходящей для жизни планетой. Ведущие космические агентства планируют осуществить целый  ряд космических полетов в течение следующего десятилетия для того, что выяснить существует ли на Марсе потенциал для существования жизни и возможно ли построить на нем колонию.

•       Марсиане и инопланетяне с Марса достаточно долгое время были основными кандидатами на роль внеземных пришельцев, что сделало Марс одной из самых популярных планет Солнечной системы.

•       Марс это единственная в системе планета, кроме Земли, на которой есть полярные льды. Под полярными шапками Марса была обнаружена вода в твердом состоянии.

•       Также как и на Земле на Марсе есть сезоны, но длятся они в два раза дольше. Это происходит потому, что Марс наклонен по своей оси примерно на 25,19 градусов, что близко к значению наклона оси Земли (22,5 градуса).

•       Марс не имеет магнитного поля. Некоторые ученые считают, что на оно существовало на планете около 4 миллиардов лет назад.

•       Две луны Марса, Фобос и Деймос, были описаны в книге «Путешествия Гулливера» автором Джонатаном Свифтом. Это было за 151 год до того, как они были открыты.

Источник: mks-onlain.ru

История открытия и исследование

Впервые как объект на небосводе его описали астрономы Древнего Египта во втором тысячелетии до нашей эры. Они наблюдали за движением красной звезды на небосклоне, а также рассчитали ее траекторию его перемещения. Вавилонские астрономы  научились предсказывать  положение Марса в разное время года.

Происхождение названия планеты Марс древнеримское: для римлян это жестокий бог войны, которого ассоциировали с красным цветом, как с символом крови. Такого божественного покровителя планета получила за характерную окраску своей поверхности. Через несколько веков на основании работ древнеегипетских и античных астрономов индийские исследователи вычислили размер небесного тела и расстояние до него.

В телескоп Марс впервые увидел Галилео Галилей в начале XVII века. Исследование с помощью оптики позволило астрономам изучить марсианский ландшафт. В это же время появилась теория о возможном наличии жизни на красной планете. Окончательное ее опровержение стало возможным лишь с появлением в XX веке мощнейших радиотелескопов и космических аппаратов

Советский Марс-3 стал первым зондом, совершившим удачную посадку на марсианскую поверхность, однако проработать он после приземления смог всего несколько десятков секунд. Спускаемый аппарат в составе американского космического комплекса Викинг-1 первым передал на Землю фотографии ландшафта и провел изучение грунта. Орбитальный спутник Одиссей, созданный NASA, впервые обнаружил  здесь приповерхностный лед, а также составил точную карту местности. Фотографии земного соседа с наиболее высоким разрешением были получены космическим телескопом Хаббл.

На данный момент исследования Марса производятся 6 орбитальными станциями, принадлежащими американским, европейским, индийским и российским исследователям. Поверхность Красной планеты изучают два американских марсохода: Оппортьюнити и Кьюриосити. В ближайшей перспективе планируется создание транспортного корабля для отправки на красного соседа космической миссии.

Общие сведения о Марсе

Почему Марс называют Красной планетой? Все дело в трехвалентном оксиде железа, минерале маггемите, имеющем красно-коричневый оттенок. Из этого вещества преимущественно состоят марсианские пески, придавая его поверхности характерный цвет. Ландшафт имеет темные и светлые участки – «материки» и «моря». Север Марса представляет из себя равнину, образованную застывшей вулканической лавой. Отсутствие сильных изменений рельефа связано с интенсивным процессом эрозии почв. Южное полушарие Марса более возвышено и изрыто глубочайшими в Солнечной системе кратерами.

Возраст Марса составляет около 4,6 млрд. лет, что близко к возрасту Земли. Так же как и наш дом, он принадлежит к телам земного типа.

Наименьшее расстояние от Солнца до Марса составляет  207 тыс. км. Минимальная дистанция, на которую сближаются Земля с ее красным соседом, — 55,8 тыс. км.

Марсианские сутки по времени всего на 2,7% длиннее земных. Планета делает оборот вокруг оси за 24,5 часа. При этом марсианский год длится 687 земных суток.

Орбита и радиус

Орбита Марса обладает довольно значительным эксцентриситетом, поэтому расстояние до центральной звезды колеблется от 207 млн. км до 249,2 млн. км. По своей траектории он движется со средней скоростью 24,2 км/с и преодолевает весь путь за 686,9 земных суток. Угол наклона марсианской оси вращения к орбите близок к земному и составляет 25,2°.

Средний радиус планеты – 3390 км, что составляет 0,5 от земного. Диаметр Марса – 6779 км.

Физико-химические параметры

  • Масса — 6,42*1023 кг (приблизительно 1/10 массы Земли).
  • Среднее значение плотности – 3,93 г/куб. см.
  • Это предпоследняя по размерам планета нашей системы. Уступает ей только Меркурий.

Строение Марса, аналогично строению остальных твердотельных объектов Солнечной системы: кора, силикатная мантия, железное ядро. Поверхностный грунт Марса по химическому составу представляет собой смесь оксидов кремния и железа с различными металлическими примесями.

Удивительным открытием, обнаруженным марсохода, стало наличие водяного льда в приповерхностных слоях марсианского грунта. Откуда же вода на Марсе?

Считается, что 2,5-3,5 млрд. лет назад условия на Красной планете были намного лучше нынешний. Она имела постоянную гидросферу: два гигантских океана, многочисленные моря, реки и озера, ледники у полюсов. Марсианская атмосфера была схожа с нынешней земной.

Около миллиарда лет назад  здесь произошли катастрофические изменения климата. Причиной их стала нестабильность оси вращения земного соседа и большой эксцентриситет его орбитального пути. Сильнейшие тектонические процессы привели к необратимым изменениям гидро- и атмосферы. После прекращения активных процессов в литосфере Марс превратился в гигантскую красную пустошь с разряженной атмосферой, где вода сохранилась только в виде льда в приповерхностном слое.

Атмосфера и климат

Атмосфера Красной планеты крайне разряжена. Ее основой является двуокись углерода, запасы которой постоянно пополняются в результате активности вулканов. Чуть менее 5% приходится на остальные газы: азот, кислород и озон, метан, аргон и водяные пары. Давление газов в сотни раз меньше земного.

Средняя температура составляет – 62,9°С, при этом наблюдаются значительные суточные и сезонные колебания температур. Максимальная температура марсианского лета составляет 53°С, тогда как марсианской зимой планета может остыть до экстремальных -143°С.

Враждебность климата также обусловливают постоянные ветра, скорость которых может достигать 350 км/ч. Они поднимают в атмосферу огромные массы марсианской пыли, превращаясь в гигантские пылевые бури. Кроме бурь нередко образуются огромные пылевые торнадо с поперечников в сотни метров и высотой более километра.

Прогулки здесь без специального защитного скафандра невозможны. В противном случае, газы, растворенные в крови, образуют множество пузырьков. Это заставит кровь «вскипать», разрывая кровеносные сосуды.  Такое состояние (кессонная болезнь) наблюдается на Земле у дайверов и подводников, нарушивших технику подъема с морских глубин.

На Марсе существует поры года. При этом весенне-летний период длится большую часть времени – 371 день. Лето на марсианском юге короткое, жаркое, а на севере – продолжительное, прохладное

Рельеф

Наибольшее разнообразие ландшафта наблюдается в южном полушарии Марса. У границы полушарий расположен ряд хаосов – участков беспорядочного сочетания трещин, плато, гряд и возвышенностей. Самый большой их них – хаос Авроры – достигает более 700 км. Остальная часть марсианского юга изрыта крупными кратерами.

В северном полушарии наибольший интерес для изучения представляют вулканические районы. Гора Олимп, находящая на краю равнины Фарсида, является крупнейшей на планетах нашей системы. Она занимает площадь более 500 км и достигает высоты 27 км. Здесь же пролегает долина Маринер – каньон, являющийся самым большим в нашей звездной системе.

Спутники

Планета имеет два спутника – Фобос и Деймос, получившие свое название в честь кровожадных и устрашающих сыновей бога войны. Они оба имеют небольшой диаметр и эллипсоидную форму. Фобос расположен ближе, а Деймос имеет тенденцию к отдалению. Образованы оба спутника были в результате попадания двух астероидов в гравитационное поле Красной планеты.

Планета Марс интересные факты

  • Американская компания Space X работает над созданием первого транспортного межпланетного пилотируемого корабля. Основная цель проекта: доставка людей на марсианскую поверхность с целью создания самоподдерживаемой колонии.
  • Большую роль в популярности Красной планеты сыграли писатели-фантасты, описывающие существование разумных форм жизни на планете – зеленых человечков, или марсиан.
  • Самая длительная за всю историю наблюдений пылевая буря на Марсе длилась с сентября 1971 года по декабрь 1972 года. Она была настолько сильной, что полностью скрыла рельеф горы Олимп от орбитальных спутников.
  • Фобос и Деймос были описаны еще за 150 лет до своего открытия в книге «Путешествия Гулливера» Дж. Свифта. Писатель представлял их в виде двух марсианских лун.
  • Лучшее время для наблюдений за – момент марсианского противостояния, когда Земля красный сосед находится на максимально близком расстоянии от своего красного соседа. В это время он  хорошо виден на протяжении всей ночи. Это редкое явление возникает раз в 15-17 лет и длится в течение 2 недель. Последний раз Великое противостояние наблюдалось 27 июля 2018 года.
  • Специалисты НАСА проводят дискуссии по поводу терраформирования земного соседа. Для этого требуется провести контролируемую бомбардировку марсианской поверхности мелкими телами из главного пояса астероидов. Это разогреет планету и пополнит ее запасами водяного пара и газов. Формирование магнитного поля возможно путем серии термоядерных взрывов вблизи ядра, что приведет его в жидкое состояние.
  • Почва Марса пригодна для выращивания на ней некоторых видов растений – турнепса и спаржевой фасоли.
  • На Земле закаты имеют золотисто-красный оттенок, а вот при наблюдениях с поверхности ее соседа заходящее Солнце приобретает синий цвет.

Источник: spaceworlds.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.