плянэта Сонечнай сыстэмы From Wikipedia, the free encyclopedia
Марс — чацьвертая паводле аддаленасьці ад Сонца і сёмая паводле памераў плянэта Сонечнай сыстэмы. Лёгка назіраецца няўзброеным вокам як яркая зорка чырванаватага колеру. Марс, як і іншыя плянэты Сонечнай сыстэмы, названы імем аднаго з багоў антычнага пантэона, у дадзеным выпадку — бога вайны Марса (адпавядае грэцкаму Арэсу). Аналягічнай выявай абраныя назвы й для спадарожнікаў плянэты: Фобас і Дэймас — імёны двух сыноў міталягічнага Арэса, якія суправаджалі яго ў бою.
Марс .svg) | |
 | |
| Абазначэньні | |
|---|---|
| Названа ў гонар | Марс[d] і Арэс |
| Парамэтры арбіты | |
| Эпоха J2000 | |
| Апацэнтар | 249 232 432 км |
| Пэрыцэнтар | 206 655 215 км |
| Вялікая паўвось | 227 936 637 ± 1 км і 1,523679 ± 1,0E−6 а. а. |
| Эксцэнтрысытэт | 0,0933941[1] |
| Сыдэрычны пэрыяд | 686,98 содні[2] |
| Сынадычны пэрыяд | каля 67 386 816 s[3] |
| Сяр. арбітальная хуткасьць | 24,077 км/с |
| Сярэдняя анамалія | 19,3564° |
| Нахіленьне | 0,032283 радыян[1], 0,099 радыян і 0,029 радыян[1] |
| Даўгата ўзыходнага кута | 0,864977 радыян[1] |
| Аргумэнт пэрыцэнтра | 5,86529 радыян[1] |
| Ёсьць спадарожнікам | Сонца |
| Спадарожнікі | Фобас, Дэймас, Mars Reconnaissance Orbiter[d], Марынэр-9[d], Mars Express[d], Mars Global Surveyor[d], Марс Адысей[d], Вікінг-1[d], Viking 2[d], Mars 2[d], MAVEN[d], КА Марс-3[d], Mars 5[d], ExoMars Trace Gas Orbiter[d], Phobos 2[d] і Мангальян[d] |
| Фізычныя характарыстыкі | |
| Сярэдні радыюс | 3389,5 ± 0,2 км[4], 3396,19 ± 0,1 км[4] і 3396,19 ± 0,1 км[4] |
| Аб’ём | 163 180 000 000 ± 10 000 000 кубічны кіламетр[5] |
| Маса | 641,71 ± 0,01 Ёг[2] |
| Сярэдняя шчыльнасьць | 3933 грамаў на кубічны сантымэтар[5] |
| Гравітацыя на паверхні ля экватару | 3,7 м/с²[5] |
| Схіленьне паўночнага полюсу | +52° 53′ 10″ |
| Альбэда | 0,17 і 0,25 |
| Кутавы дыямэтар | 3,5 ″ і 25,1 ″[6] |
Як і ўсе плянэты зямной групы, Марс складаецца з горных пародаў і мэталаў. Каля 60% паверхні Марсу займае чырванаватая камяніста-пясчаная пустэча, ёсьць кратэры й горы. Чырвань паверхні надае пыл аксыду жалеза. Рэшта паверхні мае зеленаваты колер, адценьне якога мяняецца на працягу году. Раней гэта лічылася прыкметай наяўнасьці расьліннага жыцьця, але пацьверджаная адсутнасьць кіслароду й вады пярэчыць гэтай думцы.
Пачынаючы з 1960-х гадоў, непасрэдным дасьледаваньнем Марса з дапамогай АМС займаліся СССР (праграмы «Марс» і «Фобас»), ЗША (праграмы «Марынэр», «Вікінг», «Mars Global Surveyor» і іншыя) і Эўрапейскае касьмічнае агенцтва (праграма «Марс-экспрэс»).
Сярэдняя адлегласьць ад Марса да Сонца складае 228 млн км (1,52 а. а.), пэрыяд звароту вакол Сонца — 687 зямных содняў[7]. Арбіта Марса мае даволі прыкметны эксцэнтрысытэт (0,0934), таму адлегласьць да Сонца зьмяняецца ад 206,7 да 249,2 млн км. Нахіл арбіты Марса роўны 1,85°.
Марс бліжэй за ўсё да Зямлі падчас супрацьстаяньня, калі плянэта знаходзіцца ў кірунку, процілеглым Сонцу. Супрацьстаяньні паўтараюцца кожныя 26 месяцаў у розных кропках арбіты Марса. Але раз у 15—17 гадоў супрацьстаяньне прыходзіцца на той час, калі Марс знаходзіцца зблізку пэрыгелія; у гэтых так званых вялікіх супрацьстаяньнях адлегласьць да плянэты мінімальная, і Марс асабліва добра бачны, дасягаючы кутняга памеру 25″ і зыркасьці 2,9m. Мінімальная адлегласьць ад Марса да Зямлі складае 56 млн км, максымальная — каля 400 млн км.
Марс удвая менш Зямлі па памерах — яго экватарыяльны радыюс роўны 3396,19 км (53% зямнога). Досыць хуткае кручэньне плянэты прыводзіць да прыкметнага палярнага сьціску — палярны радыюс Марса прыкладна на 21 км менш экватарыяльнага. Маса плянэты — 6,417×1023 кг (11% масы Зямлі). Паскарэньне сілы цяжару роўна 3,7 м/сэк²; другая касьмічная хуткасьць — 5,022 км/сэк. Марс круціцца вакол сваёй восі, нахіленай да плоскасьці арбіты пад кутом 24° 56′. Сыдэрычны пэрыяд кручэньні плянэты — 24 гадзіны 37 хвілін 22,7 сэкунд. Такім чынам, марсіянскі год складаецца з 668,6 марсіянскіх сонечных содняў (званых соламі). Нахіл восі кручэньня Марса забясьпечвае зьмену часоў году. Пры гэтым выцягнутасьць арбіты прыводзіць да вялікіх адрозьненьняў іх працягласьці. Так, паўночная вясна й лета, разам узятыя, доўжацца 371 сол, то бок прыкметна больш паловы марсіянскага году. У той жа час яны прыходзяцца на ўчастак арбіты Марса, выдаленай ад Сонца. Таму на Марсе паўночнае лета доўгае й прахалоднае, а паўднёвае — кароткае й гарачае.
У Марса ёсьць магнітнае поле (у 800 разоў слабейшае за зямное), але яно слабае й дужа няўстойлівае, у розных кропках плянэты яго напружанасьць можа адрозьнівацца ад 1,5 да 2 разоў, а магнітныя полюсы не супадаюць зь фізычнымі. Гэта кажа пра тое, што жалезнае ядро Марса знаходзіцца ў параўнальнай нерухавасьцю зь яго карой, то бок мэханізм плянэтарнага дынама, адказны за магнітнае поле Зямлі, на Марсе не працуе. Магчыма, што ў далёкім мінулым у выніку сутыкненьня з буйным нябесным спакменем адбылося прыпыненьне вярчэньня ядра, а таксама страта асноўнага аб’ёму атмасфэры. Лічыцца, што страта магнітнага поля адбылася каля 4 млрд гадоў таму. У вынік кволасьці магнітнага поля сонечны вецер практычна бесьперашкодна працінае атмасфэру Марса й шматлікія з фатахімічных рэакцыяў пад узьдзеяньнем сонечнай радыяцыі, якія на Зямлі адбываюцца ў іёнасфэры й вышэй, на Марсе могуць назірацца практычна ў самой яго паверхні.
Тэмпэратура на экватары плянэты вагаецца ад +30°C апоўдні да −80°С апоўначы. Зблізку канцавосьсяў тэмпэратура можа ўпасьці да −143°С.
Атмасфэра Марса, якая складаецца ў асноўным з дыяксіду вугляроду, вельмі разрэджаная. Ціск каля паверхні Марса ў 160 раз менш за атмасфэрны — 6,1 мбар на сярэднім узроўні паверхні. З-за вялікага перападу вышынь на Марсе, ціск каля паверхні моцна зьмяняецца. Максымальнае значэньне 12,4 мбар дасягаецца ў басэйне Элада[8] (4 км ніжэй за сярэдні ўзровень паверхні), а на вяршыні гары Алімп (27 км вышэй за сярэдні ўзровень) яно ўсяго 0,5 мбар. У адрозьненьне ад Зямлі, маса марсіянскай атмасфэры моцна зьмяняецца на працягу году ў сувязі з раставаньнем і намярзаньнем палярных шапак, якія ўтрымліваюць вуглякіслы газ. Існуюць доказы таго, што ў мінулым атмасфэра магла быць больш шчыльнай, і на паверхні Марса існавала вадкая вада.
Атмасфэра складаецца на 95,1% з вуглякіслага газу; таксама ў ёй утрымоўваецца 2,59% азота, 1,94% аргона, 0,16% тлена, 0,021% вадзянога пару[9], 0,07% угарнага газу.
Па выніках назіраньняў зь Зямлі й дадзеных касьмічнага апарата «Марс Экспрэс» у атмасфэры Марса выяўлены мэтан. Ва ўмовах Марса гэты газ даволі хутка раскладаецца, таму павінна існаваць пастаянная крыніца яго папаўненьня. Такой крыніцай можа быць альбо геалягічная актыўнасьць (але вульканічная актыўнасьць на Марсе не выяўлена), альбо жыцьцядзейнасьць бактэртыяў.
Павярхоўны пласт марсіянскай глебы ўтрымоўвае 21% крэмну, 12,7% жалеза, 5% магну, 4% кальцу, 3% алюміну, 3,1% серы (у 100 раз больш, чым у зямных пародах). Асноўны складнік глебы — крэмнязём, які ўтрымоўвае прымешак гідратаў аксыдаў жалеза (да 10%), якія надаюць глебе чырванаваты колер. Цёмныя вобласьці адбіваюць прыкладна ўтрая менш сьвятла, чым сьветлыя.
Палярныя шапкі складаюцца з двух складнікаў: сэзоннай — дыяксіду вугляроду і векавы — вадзянога лёду. Па дадзеных са спадарожніка Mars Express таўшчыня шапак можа складаць ад 1 м да 3,7 км. Апарат Mars Odyssey выявіў на паўднёвай палярнай шапцы Марсу дзейсныя гейзэры. Як лічаць адмыслоўцы НАСА, бруі вуглякіслага газу зь вясновым пацяпленьнем вырываюцца ўверх на вялікую вышыню, выносячы з сабой пыл і пясок.
Вясновае раставаньне палярных шапак прыводзіць да рэзкага падвышэньня ціску атмасфэры й перасоўваньню вялікіх мас газу ў процілеглае паўшар’е. Хуткасьць пры гэтым вятроў складае 10—40 м/с, часам да 100 м/с. Вецер паднімае з паверхні вялікую колькасьць пылу, што прыводзіць да пылавых бур. Моцныя пылавыя буры практычна цалкам хаваюць паверхню плянэты. Пылавыя буры аказваюць прыкметнае ўзьдзеяньне на разьмеркаваньне тэмпэратуры ў атмасфэры Марса.
На Марсе маецца мноства геалягічных утварэньняў, якія нагадваюць водную эрозію, у прыватнасьці, высмаглыя рэчышчы рэкаў. Дадзеныя марсаходаў НАСА Сьпірыт і Апарцьюніці (абодва запушчаныя ў 2003 годзе) таксама сьведчаць аб наяўнасьці вады ў мінулым (знойдзеныя мінэралы, якія маглі ўтварыцца толькі ў выніку доўгага ўзьдзеяньня вады).
Як і Зямля, Марс мае шчыльнае мэталічнае ядро, пакрытае менш шчыльнымі матэрыяламі[10][11]. Згодна з сучаснымі мадэлямі нутранай будовы плянэты мяркуецца, што ядро складаецца перадусім з жалеза і нікелю, а таксама ў ім можна знайсьці серку (16—17%)[12]. Мяркуецца, што гэтае ядро, у якім пераважае сульфід жалеза(II), удвая больш багатае на лягчэйшыя элемэнты за ядро Зямлі[13]. Ядро аточанае сылікатнай мантыяй, што абумоўлівае многія тэктанічныя і вульканічныя асаблівасьці Марсу. Акрамя крэмну і кіслароду, найбольш распаўсюджанымі элемэнтамі ў кары Марсу ёсьць жалеза, магн, алюмін, кальц і каль. Сярэдняя таўшчыня кары плянэты складае каля 50 кілямэтраў, а максымальная таўшчыня сягае 125 кілямэтраў[13]. Дзеля параўнаньня, таўшчыня зямной кары ў сярэднім складае 40 кілямэтраў[14][15].
Пацьверджана, што Марс ёсьць сэйсмічна актыўным. У 2019 годзе паведамлялася, што апарат InSight, які цяпер працуе ў аўтаномным рэжыме, выявіў і зафіксаваў больш за 450 марсатрусаў і зьвязаных зь імі падзеяў[16][17]. У 2021 годзе паведамлялася, што на падставе адзінаццаці невялікіх марсатрусаў, выяўленых пасадачным апаратам InSight, ядро Марса было вызначанае як вадкае. З гэтага таксама было ўсталявана, што радыюс марсіянскага ядра складае каля 1830±40 км, а ягоная тэмпэратура складае 1900—2000 К. Радыюс ядра Марса анамальна вялікі і складае больш за палову радыюса Марса. Радыюс ядра плянэты прыкладна ўдвая меншы за радыюс ядра Зямлі. У сувязі з гэтым было выказанае меркаваньне, што ядро зьмяшчае некаторую колькасьць больш лёгкіх элемэнтаў, як то кісларод і вадарод, у дадатак да стопку жалеза зь нікелем і серы[18][19]. Шчыльнасьць у цэнтры плянэты мусіць дасягаць 8,5 г/см³.
Дзьве трэці паверхні Марса займаюць сьветлыя вобласьці, якія атрымалі назву мацерыкоў, каля трэці — цёмныя ўчасткі, званыя морамі. Зблізу канцавосьсяў увосень утворацца белыя плямы — палярныя шапкі, якія зьнікаюць ў пачатку лета. Моры сканцэнтраваныя ў асноўным у паўднёвым паўшар’і плянэты, паміж 10 і 40° шыроты. У паўночным паўшар’і толькі два буйных мора — Ацыдаліюм і Вялікі Сырт.
Характар цёмных участкаў дагэтуль застаецца прадметам спрэчак. Яны захоўваюцца, нягледзячы на тое, што на Марсе бушуюць пылавыя буры. Гэта ў свой час служыла на карысьць гіпоіэзы, што цёмныя ўчасткі пакрытыя расьліннасьцю. Цяпер лічаць, што гэта проста ўчасткі, зь якіх, з-за іх рэльефу, лёгка выдзімаецца пыл. Буйнамаштабныя здымкі паказваюць, што на самай справе цёмныя ўчасткі складаюцца з груп цёмных палос і плям, зьвязаных з кратэрамі, грудамі й іншымі перашкодамі на шляху вятроў. Сэзонныя й доўгачасовыя зьмены іх памеру й формы зьвязаныя, відаць, са зьменай суадносін участкаў паверхні, пакрытых сьветлым і цёмным рэчывам.
Вонкавы выгляд Марса моцна зьмяняецца ў залежнасьці ад пары году. Першым чынам, кідаюцца ў вочы зьмены палярных шапак. Яны разрастаюцца й памяншаюцца, ствараючы сэзонныя зьявы ў атмасфэры і на паверхні Марса. Паўднёвая палярная шапка можа дасягаць шыраты 50°, паўночная — 50°. Па меры таго, як увесну палярная шапка ў адным з паўшар’яў адыходзіць, дэталі паверхні плянэты пачынаюць цямнець. Для зямнога назіральніка здаецца, што хваля пацямненьня распаўсюджваецца ад палярнай шапкі да экватара, хоць арбітальныя апараты не фіксуюць якія-небудзь істотных зьмен.
Паўшар’і Марса даволі моцна адрозьніваюцца па характары паверхні. У паўднёвым паўшар’і паверхня знаходзіцца на 1—2 км над сярэднім узроўнем і густа ўсеяная кратэрамі. Гэтая частка Марса нагадвае месяцовыя мацерыкі. На поўначы паверхня ў асноўным знаходзіцца ніжэй сярэдняга ўзроўню, тут мала кратэраў, і асноўную частку займаюць адносна гладкія раўніны, верагодна, якія ўтварыліся ў выніку затапленьня лавай і эрозіі. Такое адрозьненьне паўшар’яў застаецца нерастлумачаным. Мяжа паміж паўшар’ямі пралягае прыкладна па вялікім крузе, нахіленым на 30° да экватара. Мяжа шырокая й няправільная й утварае схіл у кірунку на поўнач. Уздоўж яе сустракаюцца ўчасткі марсіянскай паверхні з найбольшай эрозіяй.
Вялікая колькасьць кратэраў у паўднёвым паўшар’і сьведчыць, што паверхня тут старажытная — 3—4 млрд. гадоў. Можна вылучыць некалькі тыпаў кратэраў: вялікія кратэры з плоскім дном, больш мелкія й маладыя чаравобразныя кратэры, падобныя на месяцовыя, кратэры, акружаныя валам, і ўзвышаныя кратэры. Апошнія два тыпу ўнікальныя для Марса — кратэры з валам утварыліся тамака, дзе па паверхні цяклі вадкія выкіды, а ўзвышаныя кратэры ўтварыліся тамака, дзе покрыва выкідаў кратэра абараніла паверхню ад ветравой эрозіі. Самой буйнай дэтальлю ўдарнага паходжаньня зьяўляецца басэйн Элада (прыкладна 2100 км у папярочніку).
У вобласьці хаатычнага ляндшафту зблізку межы паўшар’яў паверхня выпрабавала разломы й сьціскі вялікіх участкаў, за якімі часам вынікала эрозія (з прычыны апоўзьняў або катастрафічнага вызваленьня падземных вод), а таксама затапленьне вадкай лавай. Хаатычныя ляндшафты часта знаходзяцца ля вытоку вялікіх каналаў, прарэзаных вадой. Найболей прымальнай гіпотэзай іх сумеснага ўтварэньня зьяўляецца раптоўнае раставаньне падпаверхневага лёду.
У паўночным паўшар’і акрамя шырокіх вульканічных раўнін знаходзяцца дзьве вобласьці буйных вульканаў — Тарсыс і Элізіюм. Тарсыс — шырокая вульканічная раўніна працягласьцю 2000 км, якая дасягае вышыні 10 км над сярэднім узроўнем. На ёй знаходзяцца тры буйныя шчытавыя вульканы — Арсія, Павоніс (Паўлін) і Аскрэўс. На боку Тарсыса знаходзіцца найвышэйшая на Марсе й у Сонечнай сыстэме гара Алімп. Алімп дасягае 27 км вышыні, і ахапляе плошчу 550 км дыямэтрам, акружаную абрывамі, месцамі якія дасягаюць 7 км вышыні. Аб’ём Алімпу ў 10 разоў перавышае аб’ём найбуйнейшага вулькана Зямлі Маўна-Кеа. Тут разьмешчана й некалькі меней буйных вульканаў. Элізіюм — узвышша да шасьці км над сярэднім узроўнем, з трыма вульканамі — Гекатэс, Элізіюм і Альбор.
Узвышша Тарсыс таксама перасечанае мноствам тэктанічных разломаў, часта вельмі складанымі і працяглымі. Найбуйнейшы зь іх — даліна Марынэра — цягнецца ў шыротным кірунку амаль на 4500 км (чвэрць акружнасьці плянэты), дасягаючы шырыні 600 км і глыбіні 7—10 км; па сваіх памерах гэты разлом параўнальны з Усходнеафрыканскім рыфтам на Зямлі. На яго стромкіх схілах адбываюцца найбуйнейшыя ў Сонечнай сыстэме апоўзьні.
Пасьля пасадак аўтаматычных апаратаў на паверхню Марса зьявілася магчымасьць весьці астранамічныя назіраньні непасрэдна з паверхні плянэты. Праз астранамічнае палажэньне Марса ў Сонечнай сыстэме, характарыстыкаў атмасфэры, пэрыяду абарачэньня Марса й яго спадарожнікаў, карціна начнога неба Марса (і астранамічных зьяваў, якія назіраюцца зь плянэты), адрозьніваюцца ад зямной і ў многім прадстаўляецца незвычайнай і цікавай.
Зямля ў дачыненьні да Марса зьяўляецца нутранай плянэтай, таксама як Вэнэра для Зямлі. Адпаведна, з Марса Зямля назіраецца як ранічнай ці вячэрняя зора, якая ўзыходзіць перад сьвітанкам ці бачная на вячэрнім небе пасьля заходу Сонца.
Максымальная элянгацыя Зямлі на небе Марса складае 38 градусаў. Для няўзброенага вока Зямля будзе бачная як яскравая (максымальная бачная зорная велічыня каля −2,5) зеленаватая зора, побач зь якой будзе лёгка адрозьнівацца, як жаўтаватая ці больш тусклая (каля 0,9) зорка Месяца. У тэлескоп абодва аб’екты пакажуць аднолькавыя фазы. Абарачэньне Месяца вакол Зямлі назіраецца з Марса наступным чынам: на максымальным кутным аддаленьні Месяца ад Зямлі няўзброенае вока лёгка разгледзець Месяц і Зямлю: праз тыдзень «зорачкі» Месяца й Зямлі зьліюцца ў непадзельную вокам адзіную зорку, яшчэ праз тыдзень Месяц будзе ізноў бачны на максымальнай адлегласьці, але ўжо зь іншага боку Зямлі.
З чырванаватага колеру плянэты пры назіраньнях зь Зямлі ўзьнікла папулярная назва «чырвоная плянэта».
Зваротны рух Марса адносна зорак зьдзіўляў астраномаў стагодзьдзямі, і нарэшце, прывёў да ідэі пра эліптычныя арбіты плянэтаў (1600-я гг.).
Некалі на Марсе была вада, але з ахалоджаньнем плянэты, вада вымерзла. Зараз вада на Марсе знойдзена толькі ў дзьвюх палярных шапках, складзеных з пылу й з замерзлых вады й двуокісу вугляроду. Памеры шапак мяняюцца на працягу году за кошт таго, што двуокіс вугляроду то выпарваецца, то замярзае. Аднак, дасьледаваньні 1990—2000-х паказваюць наяўнасьць на Марсе ваданосных мінэралаў.
Мэтэарыт, знойдзены ў Антарктыцы (1984), лічыцца пэўнага марсіянскага паходжаньня, і ўтрымлівае сьведчаньні існаваньня (мікраскапічныя акамянеласьці) на Марсе жыцьця каля 3,5 млрд гадоў таму (1996).
На паверхні Марса знаходзіцца найвышэйшае горнае ўтварэньне ў Сонечнай сыстэме — згаслы шчытавы вулькан Алімпус Монс (лац. Olympus Mons). Вышыня над навакольнай раўнінай каля 21 км, шырыня кратэра-кальдэры больш за 80 км, вонкавы дыямэтар асновы больш за 480 км. Сыстэма ўзаемазлучаных каньёнаў Валес Марынэрыс (лац. Valles Marineris) цягнецца на больш як 5000 км. Славутыя «каналы Марса» выявіліся аптычнай ілюзіяй, артэфактам недастаткова добрай аптычнай тэхнікі канца XIX ст. (якія назіраў італьянскі астраном Джаваньні Скіяпарэльлі).
Натуральнымі спадарожнікамі Марса зьяўляюцца:
Абодва яны адкрытыя амэрыканскім астраномам Асафам Холам у 1877 г.
У цяперашні час на арбіце Марса знаходзяцца наступныя АМС:
На паверхні плянэты працуюць марсаходы — «Curiosity» (праект Mars Science Laboratory запуск 2011 г., НАСА), «Упартасьць» (Perseverance, запуск 2020, пасадка 2021), Чжужун (запуск 2020, пасадка 2021).
Нявыкананыя па чыньніку страты апаратаў місіі:
Касьмічныя апараты, якія вывучалі Марс:
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
