КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина V

ФІЗИЧНА ПРИРОДА ТІЛ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Розділ 12

ПЛАНЕТИ ТА ЇХНІ СУПУТНИКИ

12.2. Загальні характеристики планет

12.2.4. Марс

м

R

ρ

g

Р

Т

ε

а

е

6,42 1023

3393

3,94

3,73

24 год. 38 хв.

686,9 д.

25,19

1,524

0,093

Марс (рис. 12.9) — четверта й остання планета земної групи, розташована на відстані 1.5 а. о. від Сонця. Після Землі Марс найбільше детально досліджена планета Сонячної системи.

Радіус Марса приблизно вдвічі менший земного, а за масою він приблизно в десять разів поступається Землі. Близько 10% його маси зосереджено в ядрі, яке, як і в інших планет земної групи, складається в основному з заліза й нікелю. Його радіус дорівнює 1700 км. Ядро оточене розплавленою мантією з кам'янистих порід. Товщина марсіанської кори досягає 40 км у північній частині цієї планети і 70 км у південній.

Дві третини поверхні Марса займають світлі ділянки, які в минулому назвали материками, близько третини — темні ділянки, названі морями. Темні моря відбивають приблизно утричі менше сонячного світла, ніж материки (8—10% проти 30%). Можливо, моря — це ділянки, вкриті якимось мінералом, здатним темніти при зволожуванні.

image35

Рис. 12.9. Фото Марса

.

У поверхневому шарі грунту міститься 21% кремнію, 12,7% заліза, 5% магнію, 4% кальцію, 3,1% сірки (тут її приблизно у 100 разів більше, ніж у земних породах). У ґрунті Марса є багато гідроксидів заліза. Якраз вони і надають планеті червонуватого відтінку.

У 1877 р. італієць Джованні Скіапареллі (1835—1910) зауважив, що «увесь великий простір континентів укритий сіткою тонких ліній... темного кольору..., вони нагадують тонку павутинну сітку, натягнуту на диск». При цьому він ужив також слово «канали», яких нібито він налічив 40. Деякі з них мали б простягатися на відстані до 4000 км, маючи ширину до 300 км. Американський астроном Персиваль Ловелл (1855—1916) на поверхні Марса налічив у 1907 р. уже 522 канали. Висловлювали припущення, нібито це — споруди, створені розумними істотами, які заселяють планету.

Після запуску в бік Марса автоматичних міжпланетних станцій виявлено, що з близьких відстаней цих каналів не видно. Тому їх прийнято називати деталями альбедо, тобто ілюзорними утворами, які є наслідком неоднакових відбивних властивостей окремих ділянок планети.

Дослідження Марса зблизька дали змогу виявити, що багато чим його поверхня нагадує місячний пейзаж: вона всіяна кратерами і круглими басейнами, перетята широкими і глибокими ровами — грабенами, системами вузьких, розташованих паралельно тріщин — ріллей, протяжність яких дорівнює 1800 км, ширина 1 км і глибина декілька сотень метрів. На Марсі виявленоруслоподібні утвори (рис. 12.10) довжиною іноді понад 1000 км і шириною до 200 км. Можна припустити, що колись на Марсі клімат був значно м'якішим, так що на його поверхні існували ріки і моря. Зокрема, той факт, що рівень поверхні південної марсіанської півкулі у середньому на 5 км вищий за рівень поверхні північної півкулі і розділ між ними нагадує за структурою берегову лінію, можна вважати аргументом на користь того, що північна півкуля колись була вкрита шаром рідкої води — океаном.

image36

Рис. 12.10. Русло колишньої ріки на Марсі

На поверхні Марса виявлено найвищий вулкан у Сонячній системі — гора Олімп (рис. 12.11). Її висота 27,4 км, і вона в два з половиною рази перевищує Еверест, а діаметр її підніжжя близько 600 км.

Ще одна примітна деталь поверхні Марса — широкий каньйон, який простягається більш як на 4000 км приблизно уздовж марсіанського екватора (рис. 12.9). Каньйон має глибину до 6 км і ширину до 200 км. Утворився цей гігантський розрив марсіанської кори невдовзі після того, як молода планета, сильно розігріта астероїдним бомбардуванням наприкінці етапу формування Сонячної системи, почала остигати.

Оскільки прискорення сили тяжіння біля поверхні Маса невелике, він не здатний утримувати щільну атмосферу: тиск поблизу його поверхні сягає усього 0,006 атм. (в середньому у 170 разів менший, ніж на рівні моря для Землі). Марсіанська атмосфера складається на 95% із СО2, на 2,7% з азоту, на 1,3% з аргону. До її складу також входять близько 0,13% кисню і 0,1% водяної пари. Тонка марсіанська атмосфера лише незначно згладжує температурні коливання. Так, на денній поверхні поблизу екватора температура може сягати 300 К опівдні, а на нічній опускається нижче 190 К, біля полюсів вона досягає 130 К. Значний температурний перепад породжує ураганні вітри на Марсі і сильні пилові бурі, що охоплюють майже цілком поверхню планети, і здіймають пісок і пил на багато кілометрів у атмосферу. Швидкість вітру становить 30—150 км/год., іноді досягаючи 360 км/год.

image37

Рис. 12.11. Гора Олімп на Марсі

Вісь обертання Марса так само нахилена до площини орбіти, як і в Землі. З цієї причини, як і на Землі, тут відбувається зміна пір року. Найбільш виразною ознакою такої зміни є ріст і танення полярних шапок (рис. 12.12). Полярні шапки Марса складаються з замерзлої вуглекислоти і водяного льоду, їхня товщина може бути від 1 м до 1 км. Коли літо настає в північній півкулі — відтає північна полярна шапка, коли в південному — зменшується в розмірах південна.

image38

Рис. 12.12 Полярна шапка Марса

Рік на Марсі за тривалістю близький до двох земних років. Оскільки період обертання планети навколо осі становить близько 24 годин, зміна дня і ночі на Марсі відбувається так само, як і на Землі.

На поверхні Марса працювали кілька автоматичних апаратів. Ще у 1976 р. Вікінг-1 та Вікінг-2 (США) провели серію біологічних експериментів у намаганні виявити на ній якісь ознаки життя. Однак досі ніяких форм життя на Марсі не знайдено.

Марс має два природні супутники — Фобос і Деймос. Вони були відкриті у 1877 р. американським астрономом Асафом Холлом (1829—1907). Обидва мають невеликі розміри (Фобос: 28x23x20 км, Деймос: 16x12x10 км) і неправильну форму (рис. 12.13). На отриманих Вікінгами знімках Фобоса видно кратери і борозни, відстані між якими 200 — 300 м. Ширина цих утворів від 100 м до 200 м, глибина — від 20 до 30 м. За даними космічної станції Марс Глобал Сурвейор, поверхня цього супутника вкрита шаром пилу товщиною 1 м.

image39

Рис.12.13. Фобос (а) і Деймос (б)

Супутники рухаються майже в площині екватора планети. Кожен із них обернений до планети одним і тим самим боком. Фобос має період обертання 7 год. 39 хв. і, отже, за марсіанську добу здійснює більш як три оберти навколо планети. Тому він сходить на заході і заходить на сході, змінюючи фази при кожному своєму оберті. Відстань його від центра Марса 9380 км. Деймос рухається навколо планети на відстані 23 460 км від її центра за 1,262 доби або за 30 год. 19 хв., що на 5 год. 41 хв. перевищує період обертання Марса. Поєднання цих двох рухів призводить до того, що Деймос, зійшовши на сході, перебуває над горизонтом близько 65 год., тобто понад 2,5 сонячної (марсіанської) доби.

Найімовірніше, супутники Марса — це два астероїди, захоплені ним під час випадкового зближення. З астероїдами ми познайомимося в розділі 13.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.