Marsa izmēri. Kura planēta ir lielāka - Marss vai Zeme? Saules sistēmas planētas un to izmēri

Zeme- trešā planēta no Saules. Tā ir piektā lielākā starp visām Saules sistēmas planētām. Zeme ir lielākā diametra, masas un blīvuma ziņā starp sauszemes planētām.

Marss- ceturtā planēta, kas atrodas vistālāk no Saules. Pēc parametriem tā ieņem septīto vietu starp Saules sistēmas planētām. Marss ir pamanāms mazāks par Zemi, tā masa ir tikai 10,7% no Zemes masas. Planēta tika nosaukta pēc Marsa seno romiešu dievs karš, kas atbilst sengrieķu Ares.

Zeme un Marss - parametru salīdzinājums

Vidējais rādiuss

Zeme – 6371 km

Marss – 3389,5 km

(53% no zemes)

Ekvatora garums

Zeme – 40076 km

Marss – 21296 km

Virsmas laukums

Zeme - 510 000 000 kv. km

Marss - 144 000 000 kv. km

(0,283 Zeme)

Pasaules okeāna virsma

Zeme – 361 milj.kv. km (70,8%)

Marss - neviens okeāns nav atklāts

zemes virsma

Zeme – 149 000 000 kv. km (29,2%)

Marss - 144 000 000 kv. km

Zeme – 1 083 320 miljoni kubikkm

Marss – 163,180 miljoni kubikkm

(0,151 Zeme)

Zeme - 5975 * 10 līdz astoņpadsmitajai tonnu jaudai (7% ūdens)

Marss – 642 * 10 līdz astoņpadsmitajai tonnu jaudai

(0,107 Zeme)

Vidējais blīvums

Zeme – 5520 kg/kubikmetrs

Marss - 3933 kg/kubikmetrs

(0,714 Zeme)

Smaguma paātrinājums

Zeme – 9,81 m/s (kv.) (g)

Marss – 3,71 m/s (kv.)

(0,378 no zemes)

Pirmais un otrais bēgšanas ātrums

Zeme – 7,91 / 11,18 km/sek

Marss – 3,6 / 5,03 km/s

Astronomiskie parametri

Vidējais attālums līdz Saulei

Zeme – 149 509 000 km

Marss - 227 990 000 km

(min 206,6 max 249,2 miljoni km)

Gaismas ceļojuma laiks no Saules līdz

Zeme ~ 8 minūtes

Marss ~ 12 minūtes

Revolūcijas periods ap Sauli

Zeme – 365 dienas 5 stundas 48 minūtes 46 sekundes

Marss – 686,98 Zemes dienas

(~1,88 Zemes gadi)

Orbītas garums

Zeme – 939 120 000 km

Marss – 1 432 461 000 km

Vidējais orbītas ātrums

Zeme - 29,76 km/sek

Marss – 24,13 km/sek

Rotācijas ass slīpums orbitālās plaknes virzienā

Zeme ~ 23,5 grādi

Marss ~ 25,2 grādi

Pilna rotācija ap savu asi (diena)

Zeme - 24 stundas 00 minūtes 00 sekundes Marss - 24 stundas 37 minūtes 22,6 sekundes

(24,6597 stundas)

Punkta kustības ātrums uz ekvatora

Zeme – 465 metri/sek

Marss - 241 metrs/sek

Satelīti

Zeme - 1 satelīts Mēness

Attālums no Zemes 384395 km, Mēness diametrs – 3476,28 km

(0,273 virszemes)

Marss - 2 satelīti Fobos (Bailes) un Deimos (Šausmas)

Foboss pārvietojas ap Marsu orbītā ar vidējo rādiusu 9350 km 7 stundās 39 minūtēs.

Izmēri – maks. - 26 km garš un 21 km plats.

Deimos 30 stundās 17 minūtēs aplido Marsu orbītā ar rādiusu 23 500 km.

Izmēri - 13x12 km.

Satelīti ir vērsti pret Marsu ar vienu un to pašu pusi, un tiem ir neregulāra forma.

Zemes garozas ķīmiskais sastāvs

Skābeklis - 46,8%, silīcijs - 27,3%, alumīnijs - 8,7%, dzelzs - 5,1%, kalcijs -3,6%, nātrijs - 2,6%, kālijs - 2,6%, magnijs - 2,1%, citi - 1,2.

Paziņojiet par to arī saviem draugiem:

Līdzīgi materiāli

Zinātniskā fantastika nezina nevienu citu planētu, kuras nosaukums romānos parādās biežāk nekā Marss. Tas izpelnījies pastiprinātu uzmanību, pateicoties tā tuvumam Zemei, ugunīgajai virsmas krāsai un labiem priekšnoteikumiem dzīvo organismu klātbūtnei šeit. Pirmā cilvēku kolonijas migrācija šeit nav tālu. Planēta Marss, interesanti fakti par Zemes kaimiņu.

Kas kopīgs Marsam un Zemei?

Marss ir auksta planēta, kas pēc izmēra un masas ir ievērojami zemāka par Zemi. Šeit plosās vēji, kustības ātrums pielīdzināms tornado. Skābeklis atmosfērā atrodas nenozīmīgos daudzumos. uz Sarkanās planētas neiztiks pat dažas sekundes bez skafandra. Gaiss satur 95% oglekļa dioksīda, 3% slāpekļa, 1,6% argona, un metāna saturs nav zināms. ozona slānis un magnētiskais lauks nē, tāpēc šeit letāla deva saules starojums.

Marsa uzbūve ir līdzīga Zemei: tam ir kodols, kas sastāv no dzelzs, mantijas un garozas. Bet mantija tiek uzskatīta par mīkstu, un kodols, atšķirībā no zemes, ir ciets un negriežas, garoza ir cieta un nesastāv no tektoniskām plāksnēm. Šīm divām planētām ir gandrīz vienāds aksiālais slīpums, tāpēc Marsam ir arī gadalaiki. Tie ir nestabili un kalpo divreiz ilgāk par mūsējiem, jo ​​gads šeit ir vienāds ar 2 zemes, tā ilgums ir 687 dienas. Diena ilgst 24 stundas 37 minūtes 22,7 sekundes.

Zeme ir 10 reizes lielāka par Marsu un divas reizes lielāka par tās diametru. Ik pēc 2 gadiem šīs planētas sarindojas tā, ka nākamā kuģa palaišanai ir nepieciešamas minimālas degvielas rezerves.

Ir arī citi interesanti fakti par planētu Marss, kas padara to līdzīgu Zemei: abas planētas agrāk ir skārušas asteroīdus. Un jau tagad zināms, ka pēc 30 - 50 miljoniem gadu uz tā uzkritīs viens no diviem mazajiem Marsa pavadoņiem Foboss.

Sarkanā planēta ir pētīta labāk nekā citas (neskaitot Zemi). Tieši šeit zinātnieki nezaudē cerības atklāt dzīvības pazīmes, pat izvirzot teorijas par Sarkanās planētas apdzīvojamību ar vienkāršākajām dzīvības formām. Kosmosa kuģi šeit bieži ierodas, savācot paraugus un paraugus, bet pirms pirmā kosmosa kuģa ierašanās 60. gados. cilvēcei bija diezgan neskaidri priekšstati par Marsu, tā reljefa augstuma atšķirības sajaucot ar ūdenstilpēm. Tumšie plankumi arī izskatījās pēc krāteriem, un bija “otrā mēness” versija, taču tas tika nomests.

Šeit nav šķidra ūdens. Bet zem virsmas ir atklātas milzīgas ledus rezerves. Šis atradums patiešām dod cerību uz “kāda cita, nevis mēs” eksistenci Visumā, jo ūdenī var dzīvot vismaz vienkāršākie organismi, kuru atklāšana uz Marsa radītu patiesu sensāciju zinātnē.

Planēta Marss: kādi interesanti fakti ir zināmi:

Planēta Marss tikai atklāj sevi pasaulei. Joprojām ir daudz neatrisinātu Sarkanās planētas noslēpumu. 2023. gadā pirmie ieceļotāji no Zemes pārcelsies uz šejieni “vienā virzienā”, brīvprātīgi iesaistoties neparastā un pārdrošā misijā.

Saule ar savu gravitāciju notur planētas un citus Saules sistēmai piederošos ķermeņus.

Citi ķermeņi ir planētas un to pavadoņi, pundurplanētas un to satelīti, asteroīdi, meteoroīdi, komētas un kosmiskie putekļi. Bet šajā rakstā mēs runāsim tikai par Saules sistēmas planētām. Tie veido lielāko daļu objektu masas, kas ar Sauli saistīti ar gravitācijas (pievilkšanas) palīdzību. No tiem ir tikai astoņi: Merkurs, Venera, Zeme Marss, Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns . Planētas ir nosauktas secībā pēc to attāluma no Saules. Vēl nesen Saules sistēmas planētu vidū bija arī mazākā planēta Plutons, taču 2006. gadā Plutonam tika atņemts planētas statuss, jo Ārējā Saules sistēmā ir atklāti daudzi objekti, kas ir masīvāki par Plutonu. Pēc pārklasificēšanas Plutons tika pievienots mazo planētu sarakstam un saņēma kataloga numuru 134340 no Mazo planētu centra. Bet daži zinātnieki tam nepiekrīt un turpina uzskatīt, ka Plutons ir jāpārklasificē atpakaļ uz planētu.

Četras planētas - Merkurs, Venera, Zeme un Marss - tiek saukti sauszemes planētas. Viņus arī sauc iekšējās planētas, jo to orbītas atrodas Zemes orbītā. Zemes planētām kopīgs ir tas, ka tās sastāv no silikātiem (minerāliem) un metāliem.

Četras citas planētas - Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns - viņi sauc gāzes giganti, jo tās galvenokārt sastāv no ūdeņraža un hēlija un ir daudz masīvākas par sauszemes planētām. Viņus arī sauc ārējās planētas.

Apskatiet attēlu ar zemes planētām, kas mērogotas pēc to izmēriem attiecībā pret otru: Zeme un Venera ir aptuveni vienāda izmēra, un Merkurs ir mazākā planēta starp sauszemes planētām (no kreisās uz labo: Merkurs, Venera, Zeme, Marss ).

Tas, kas vieno sauszemes planētas, kā jau teicām, ir to sastāvs, kā arī tas, ka tām ir maz pavadoņu un ka tām nav gredzenu. Trīs iekšējās planētas(Venērai, Zemei un Marsam) ir atmosfēra (gāzveida apvalks ap debess ķermeni, ko notur gravitācija); visiem ir trieciena krāteri, plaisu baseini un vulkāni.

Tagad apskatīsim katru no sauszemes planētām.

Merkurs

Tā atrodas vistuvāk Saulei un ir mazākā planēta Saules sistēmā, tās masa ir 3,3 × 10 23 kg, kas ir 0,055 Zemes masas. Dzīvsudraba rādiuss ir tikai 2439,7 ± 1,0 km. Dzīvsudraba vidējais blīvums ir diezgan augsts - 5,43 g/cm³, kas ir nedaudz mazāks par Zemes blīvumu. Ņemot vērā, ka Zeme ir lielāka izmēra, dzīvsudraba blīvuma vērtība norāda uz palielinātu metālu saturu tās dziļumos.

Planēta savu nosaukumu ieguva par godu seno romiešu tirdzniecības dievam Merkuram: viņš bija flotes pēdas, un planēta pārvietojas pa debesīm ātrāk nekā citas planētas. Dzīvsudrabam nav satelītu. Tās vienīgās zināmās ģeoloģiskās iezīmes, izņemot trieciena krāterus, ir daudzi robaini eskarpi, kas stiepjas simtiem kilometru. Dzīvsudrabam ir ārkārtīgi plāna atmosfēra, salīdzinoši liels dzelzs kodols un plāna garoza, kuras izcelsme šobrīd ir noslēpums. Lai gan pastāv hipotēze: planētas ārējie slāņi, kas sastāvēja no gaismas elementiem, tika norauts milzu sadursmes rezultātā, kas samazināja planētas izmērus un arī neļāva jaunajai Saulei pilnībā absorbēt Merkuru. Hipotēze ir ļoti interesanta, taču tai ir nepieciešams apstiprinājums.

Dzīvsudrabs ap Sauli apgriežas 88 Zemes dienās.

Dzīvsudrabs vēl nav pietiekami izpētīts, tikai 2009. gadā tika sastādīta tā pilnīga karte, pamatojoties uz Mariner 10 un Messenger kosmosa kuģu attēliem. Planētas dabiskie pavadoņi vēl nav atklāti, un to nav viegli pamanīt debesīs, jo tai ir mazs leņķiskais attālums no Saules.

Venēra

Tā ir Saules sistēmas otrā iekšējā planēta. Tas apriņķo Sauli 224,7 Zemes dienās. Planēta pēc izmēra ir tuvu Zemei, tās masa ir 4,8685ˑ10 24 kg, kas ir 0,815 Zemes masas. Tāpat kā Zemei, tai ir biezs silikāta apvalks ap dzelzs serdi un atmosfēra. Venera ir trešais spožākais objekts Zemes debesīs aiz Saules un Mēness. Tiek uzskatīts, ka planētas iekšienē notiek iekšējā ģeoloģiskā aktivitāte. Ūdens daudzums uz Veneras ir daudz mazāks nekā uz Zemes, un tās atmosfēra ir deviņdesmit reizes blīvāka. Venērai nav satelītu. Šī ir karstākā planēta, tās virsmas temperatūra pārsniedz 400 °C. Lielākā daļa iespējamais cēlonis Astronomi uzskata tik augstu temperatūru siltumnīcas efekts, kas rodas no blīvas atmosfēras, kas bagāta ar oglekļa dioksīdu, kas veido aptuveni 96,5%. Atmosfēru uz Veneras atklāja M. V. Lomonosovs 1761. gadā.

Pierādījumi ģeoloģiskā darbība nav atrasts uz Venēras, bet, tā kā tai nav magnētiskā lauka, kas novērstu tās ievērojamās atmosfēras noplicināšanos, tas liecina, ka tās atmosfēru regulāri papildina vulkāna izvirdumi. Venēru dažreiz sauc par " zemes māsa“- viņiem tiešām ir daudz kopīga: līdzīgi izmēri, smagums un sastāvs. Bet joprojām ir vairāk atšķirību. Veneras virsmu klāj biezs ļoti atstarojošu sērskābes mākoņu mākonis, kas padara tās virsmu neredzamu redzamā gaismā. Taču radioviļņi spēja iekļūt tās atmosfērā, un ar to palīdzību tika izpētīts tās reljefs. Zinātnieki ilgu laiku ir sprieduši par to, kas slēpjas zem Venēras biezajiem mākoņiem. Un tikai 20. gadsimtā planetoloģijas zinātne noteica, ka Veneras atmosfēra, kas galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīds, ir izskaidrojams ar to, ka uz Veneras nav oglekļa cikla un dzīvības, kas to varētu pārstrādāt biomasā. Zinātnieki uzskata, ka kādreiz, ļoti sen, uz Veneras pastāvēja līdzīgi okeāni kā uz Zemes, taču tie pilnībā iztvaikoja planētas intensīvās uzkarsēšanas dēļ.

Atmosfēras spiediens uz Veneras virsmas ir 92 reizes vairāk nekā uz Zemes. Daži astronomi uzskata, ka vulkāniskā darbība uz Veneras turpinās arī šodien, taču nav atrasti skaidri pierādījumi tam. Vēl nav atrasts... Tiek uzskatīts, ka Venera ir salīdzinoši jauna planēta, protams, pēc astronomiskajiem standartiem. Viņa ir aptuveni tikai... 500 miljonus gadu veca.

Tiek lēsts, ka uz Veneras temperatūra ir aptuveni + 477 °C, taču zinātnieki uzskata, ka Venera pamazām zaudē savu iekšējo. augsta temperatūra. Automātisko kosmosa staciju novērojumi atklājuši pērkona negaisus planētas atmosfērā.

Planēta savu nosaukumu ieguvusi par godu senās Romas mīlestības dievietei Venērai.

Venēra ir aktīvi pētīta, izmantojot kosmosa kuģus. Pirmais kosmosa kuģis bija padomju Venera 1. Tad bija padomju Vega, amerikāņu jūrnieks, Pioneer Venus 1, Pioneer Venus 2, Magellan, Eiropas Venus Express un japāņu Akatsuki. 1975. gadā kosmosa kuģi Venera 9 un Venera 10 nosūtīja uz Zemi pirmās Venēras virsmas fotogrāfijas, taču apstākļi uz Veneras virsmas ir tādi, ka neviens no kosmosa kuģiem uz planētas nestrādāja ilgāk par divām stundām. Bet pētījumi par Veneru turpinās.

Zeme

Mūsu Zeme ir lielākā un blīvākā no Saules sistēmas iekšējām planētām. Starp sauszemes planētām Zeme ir unikāla tās hidrosfēras dēļ ( ūdens apvalks). Zemes atmosfēra atšķiras no citu planētu atmosfēras ar to, ka tajā ir brīvs skābeklis. Zemei ir viens dabiskais pavadonis - Mēness, vienīgais lielais Saules sistēmas sauszemes planētu satelīts.

Bet par planētu Zeme mums būs sīkāka saruna atsevišķā rakstā. Tāpēc turpināsim stāstu par Saules sistēmas planētām.

Marss

Šī planēta ir mazāka par Zemi un Venēru, tās masa ir 0,64185·10 24 kg, kas ir 10,7% no Zemes masas. Marsu sauc arī par " sarkanā planēta" - pateicoties dzelzs oksīdam uz tā virsmas. Tās retinātā atmosfēra galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda (95,32%, pārējais ir slāpeklis, argons, skābeklis, oglekļa monoksīds, ūdens tvaiki, slāpekļa oksīds), un spiediens uz virsmas ir 160 reizes mazāks nekā uz Zemes. Ietekmes krāteri, piemēram, uz Mēness, kā arī vulkāni, ielejas, tuksneši un polārie ledus vāciņi, piemēram, uz Zemes - tas viss ļauj klasificēt Marsu kā sauszemes planētu.

Planēta savu nosaukumu ieguvusi par godu Marsam, seno romiešu kara dievam (kas atbilst sengrieķu Aresam). Marsam ir divi dabiski, salīdzinoši mazi pavadoņi - Foboss un Deimos (tulkojumā no sengrieķu valodas - "bailes" un "šausmas" - tā sauca divus Ares dēlus, kuri viņu pavadīja kaujā).

Marsu pētīja PSRS, ASV un Eiropas Kosmosa aģentūra (ESA). PSRS/Krievija, ASV, ESA un Japāna nosūtīja uz Marsu automātisko starpplanētu staciju (AIS), lai pētītu šo planētu: “Mars”, “Phobos”, “Mariner”, “Viking”, “; Mars Global Surveyor” un citi.

Noskaidrots, ka sakarā ar zems spiediensūdens nevar pastāvēt šķidrā stāvoklī uz Marsa virsmas, taču zinātnieki norāda, ka agrāk apstākļi uz planētas bija atšķirīgi, tāpēc tie neizslēdz primitīvas dzīvības klātbūtni uz planētas. 2008. gadā NASA kosmosa kuģis Phoenix uz Marsa atklāja ūdeni ledus veidā. Marsa virsmu pēta roveri. Viņu savāktie ģeoloģiskie dati liecina, ka lielākā daļa Marsa virsmas kādreiz bija klāta ar ūdeni. Kaut kas līdzīgs geizeriem pat tika atklāts uz Marsa – avoti karstu ūdeni un pāris.

Marsu no Zemes var redzēt ar neapbruņotu aci.

Minimālais attālums no Marsa līdz Zemei ir 55,76 miljoni km (kad Zeme atrodas tieši starp Sauli un Marsu), maksimālais ir aptuveni 401 miljons km (kad Saule atrodas tieši starp Zemi un Marsu).

Vidējā temperatūra uz Marsa ir –50 °C. Klimats, tāpat kā uz Zemes, ir sezonāls.

Asteroīdu josta

Starp Marsu un Jupiteru atrodas asteroīdu josta - mazi Saules sistēmas ķermeņi. Zinātnieki liek domāt, ka tās ir Saules sistēmas veidošanās paliekas, kuras Jupitera gravitācijas traucējumu dēļ nespēja apvienoties lielā ķermenī. Asteroīdu izmēri ir dažādi: no vairākiem metriem līdz simtiem kilometru.

Ārējā Saules sistēma

Saules sistēmas ārējā reģionā atrodas gāzes giganti ( Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns ) un viņu pavadoņi. Šeit atrodas arī daudzu īstermiņa komētu orbītas. Lielāka attāluma no Saules un līdz ar to zemākas temperatūras dēļ cietie objekti šajā reģionā satur ūdens, amonjaka un metāna ledus. Fotoattēlā varat salīdzināt to izmērus (no kreisās uz labo: Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns).

Jupiters

Šī ir milzīga planēta, kuras masa ir 318 Zemes masas, kas ir 2,5 reizes masīvāka nekā visas citas planētas kopā, un tās ekvatoriālais rādiuss ir 71 492 ± 4 km. Tas sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Jupiters ir visspēcīgākais (pēc Saules) radio avots Saules sistēmā. Vidējais attālums starp Jupiteru un Sauli ir 778,57 miljoni km. Dzīvības klātbūtne uz Jupitera šķiet maz ticama, jo atmosfērā ir zema ūdens koncentrācija, nav cietas virsmas utt. Lai gan zinātnieki neizslēdz iespēju, ka uz Jupitera pastāv ūdens un ogļūdeņraža dzīvība dažu veidu veidā. neidentificēti organismi.

Jupiters cilvēkiem ir zināms kopš seniem laikiem, kas atspoguļojas mitoloģijā dažādās valstīs, un tā nosaukums cēlies no seno romiešu pērkona dieva Jupitera.

Ir zināmi 67 Jupitera pavadoņi, no kuriem lielākos Galileo Galilejs atklāja 1610. gadā.

Jupiters tiek pētīts, izmantojot zemes un orbitālos teleskopus; Kopš 1970. gadiem uz planētu ir nosūtītas 8 starpplanētu NASA zondes: Pioneers, Voyagers, Galileo un citas. Uz planētas ir novērotas spēcīgas vētras, zibens un polārblāzmas, kas ir daudzkārt lielākas nekā uz Zemes.

Saturns

Planēta, kas pazīstama ar savu gredzenu sistēmu. Patiesībā šie romantiskie gredzeni ir tikai plakani, koncentriski ledus un putekļu veidojumi, kas atrodas Saturna ekvatoriālajā plaknē. Saturna atmosfēras un magnetosfēras struktūra ir nedaudz līdzīga Jupiteram, taču tas ir daudz mazāks: 60% no Jupitera masas (5,6846 10 26 kg). Ekvatoriālais rādiuss - 60 268 ± 4 km.

Planēta savu nosaukumu saņēma par godu romiešu lauksaimniecības dievam Saturnam, tāpēc tās simbols ir sirpis.

Saturna galvenā sastāvdaļa ir ūdeņradis ar hēlija piemaisījumiem un ūdens, metāna, amonjaka un smago elementu pēdām.

Saturnam ir 62 satelīti. No tiem lielākais ir Titāns. Tas ir interesanti, jo tas ir lielāks par planētu Merkurs un tai ir vienīgā blīvā atmosfēra starp Saules sistēmas satelītiem.

Saturna novērojumi notiek jau ilgu laiku: Galileo Galilejs 1610. gadā atzīmēja, ka Saturnam ir “divi pavadoņi” (satelīti). Un Huigenss 1659. gadā, izmantojot jaudīgāku teleskopu, ieraudzīja Saturna gredzenus un atklāja tā lielāko pavadoni Titānu. Tad pamazām astronomi atklāja citus planētas pavadoņus.

Mūsdienu Saturna izpēte sākās 1979. gadā, kad ASV automātiskā starpplanētu stacija Pioneer 11 lidoja netālu no Saturna un pēc tam beidzot pietuvojās tam. Pēc tam amerikāņu kosmosa kuģi Voyager 1 un Voyager 2, kā arī Cassini-Huygens sekoja Saturnam, kas pēc 7 gadu lidojuma 2004. gada 1. jūlijā sasniedza Saturna sistēmu un iegāja orbītā ap planētu. Galvenie mērķi bija izpētīt gredzenu un satelītu struktūru un dinamiku, kā arī izpētīt Saturna atmosfēras un magnetosfēras dinamiku un detalizētu planētas lielākā pavadoņa Titāna izpēti. 2009. gadā parādījās kopīgs Amerikas un Eiropas projekts starp NASA un ESA, lai uzsāktu Titāna Saturna sistēmas misiju, lai pētītu Saturnu un tā pavadoņus Titānu un Enceladus. Tās laikā stacija 7-8 gadus lidos uz Saturna sistēmu, bet pēc tam uz diviem gadiem kļūs par Titāna satelītu. Tas arī palaidīs zondes balonu Titāna atmosfērā un nolaišanās moduli.

Vieglākā no ārējām planētām ir 14 Zemes masas (8,6832·10 25 kg). Urānu 1781. gadā atklāja angļu astronoms Viljams Heršels, izmantojot teleskopu, un tas tika nosaukts grieķu debesu dieva Urāna vārdā. Izrādās, ka Urāns debesīs ir redzams ar neapbruņotu aci, bet tie, kas to redzēja iepriekš, nesaprata, ka tā ir planēta, jo gaisma no tā bija ļoti vāja, un kustība bija ļoti lēna.

Urāns, kā arī tam līdzīgs Neptūns tiek klasificēti kā " ledus milži", jo to dziļumos ir daudz ledus modifikāciju.

Urāna atmosfērā galvenokārt ir ūdeņradis un hēlijs, taču tajā ir arī metāna un cietā amonjaka pēdas. Tās atmosfēra ir aukstākā (-224 °C).

Urānam ir arī gredzenu sistēma, magnetosfēra un 27 pavadoņi. Urāna rotācijas ass atrodas it kā “uz sāniem” attiecībā pret šīs planētas rotācijas plakni ap Sauli. Rezultātā planēta ir pamīšus pavērsta pret Sauli ar ziemeļpolu, dienvidiem, ekvatoru un vidējiem platuma grādiem.

1986. gadā amerikāņu kosmosa kuģis Voyager 2 nosūtīja uz Zemi Urāna attēlus no tuva attāluma. Attēlos nav redzami tādu vētru attēli kā uz Jupitera, taču, kā liecina novērojumi no Zemes, tur notiek sezonālas izmaiņas un ir pamanīta laikapstākļu aktivitāte.

Neptūns

Neptūns ir mazāks par Urānu (ekvatoriālais rādiuss 24 764 ± 15 km), bet tā masa ir par 1,0243·10 26 kg lielāka nekā Urāna masa un ir 17 Zemes masas.

Tā ir Saules sistēmas tālākā planēta. Tās nosaukums ir saistīts ar Neptūna - romiešu jūru dieva - vārdu, tāpēc astronomiskais simbols ir Neptūna trīskāršs.

Neptūns ir pirmā planēta, kas atklāta, izmantojot matemātiskus aprēķinus, nevis novērojumus (Neptūns nav redzams ar neapbruņotu aci), un tas notika 1846. gadā. To izdarīja franču matemātiķis, kurš studēja debesu mehāniku un lielāko daļu savas dzīves strādāja Parīzes observatorijā - Urbain Žans Džozefs Le Verjē.

Lai gan Galileo Galilejs novēroja Neptūnu 1612. un 1613. gadā, viņš planētu uzskatīja par fiksētu zvaigzni saistībā ar Jupiteru naksnīgajās debesīs. Tāpēc Neptūna atklāšanu nevar attiecināt uz Galileo.

Drīz vien tika atklāts tās satelīts Tritons, bet atlikušie 12 planētas pavadoņi tika atklāti 20. gadsimtā.

Neptūnam, tāpat kā Saturnam un Plutonam, ir gredzenu sistēma.

Neptūna, tāpat kā Jupitera un Saturna atmosfēra, galvenokārt sastāv no ūdeņraža un hēlija, ar ogļūdeņražu un, iespējams, slāpekļa pēdām, taču tajā ir daudz ledus. Neptūna kodols, tāpat kā Urāns, galvenokārt sastāv no ledus un akmeņiem. Šķiet, ka planēta zils– tas ir saistīts ar metāna pēdām atmosfēras ārējos slāņos.

Neptūna atmosfērā ir spēcīgākie vēji starp Saules sistēmas planētām.

Neptūnu ir apmeklējis tikai viens kosmosa kuģis Voyager 2, kas 1989. gada 25. augustā lidoja tuvu planētai.

Šī planēta, tāpat kā visas pārējās, glabā daudz noslēpumu. Piemēram, nezināmu iemeslu dēļ planētas termosfērā ir neparasti augsta temperatūra. Bet tas ir pārāk tālu no Saules, lai tas uzsildītu termosfēru ar ultravioleto starojumu. Šeit ir problēma jums, topošie astronomi. Un Visums izvirza daudz šādu uzdevumu, pietiek visiem...

Laikapstākļus Neptūnā raksturo spēcīgas vētras, vējš sasniedz gandrīz virsskaņas ātrumu (apmēram 600 m/s).

Citi Saules sistēmas ķermeņi

Šis komētas- mazi Saules sistēmas ķermeņi, parasti tikai dažus kilometrus lieli, kas galvenokārt sastāv no gaistošām vielām (ledus), kentauri- ledus komētai līdzīgi objekti, trans-Neptūna objekti, kas atrodas kosmosā aiz Neptūna, Kuipera josta- fragmenti, kas līdzīgi asteroīdu joslai, bet sastāv galvenokārt no ledus, izkaisīts disks…

Pagaidām nav precīzas atbildes uz jautājumu, kur īsti beidzas Saules sistēma un sākas starpzvaigžņu telpa...

Marss ir ceturtā attālākā planēta no Saules un septītā lielākā planēta Saules sistēmā, kas nosaukta Marsa, seno romiešu kara dieva vārdā, kas atbilst sengrieķu Aresam. Marsu dažreiz sauc par “sarkano planētu”, jo tā virsmai ir sarkanīga nokrāsa, ko piešķir dzelzs oksīds.

Marss ir sauszemes planēta ar plānu atmosfēru. Funkcijas virsmas reljefs Marsam ir trieciena krāteri, piemēram, uz Mēness, kā arī vulkāni, ielejas, tuksneši un polārie ledus vāciņi, piemēram, uz Zemes.

Marsam ir divi dabiski pavadoņi – Foboss un Deimos (no sengrieķu valodas tulkoti kā “bailes” un “terors” — abu Ares dēlu vārdi, kas viņu pavadīja kaujā), kas ir salīdzinoši mazi un neregulāras formas. Tie var būt asteroīdi, ko notvēris Marsa gravitācijas lauks, līdzīgi kā asteroīds (5261) Eureka no Trojas grupas.

Marsa topogrāfijai ir daudz unikālu iezīmju. Marsa izdzisušais vulkāns Olimpa kalns ir visvairāk augsts kalns Saules sistēmā, un Valles Marineris ir lielākais kanjons. Turklāt 2008. gada jūnijā trīs žurnālā Nature publicētie raksti sniedza pierādījumus par lielāko zināmo trieciena krāteri Saules sistēmā Marsa ziemeļu puslodē. Tā garums ir 10 600 km un platums 8500 km, kas ir aptuveni četras reizes lielāks nekā lielākais trieciena krāteris, kas iepriekš tika atklāts arī uz Marsa netālu no tā dienvidu pola. Papildus līdzīgai virsmas topogrāfijai Marsam ir līdzīgs Zemes rotācijas periods un sezonālie cikli, taču tā klimats ir daudz vēsāks un sausāks nekā uz Zemes.

Līdz pirmajam kosmosa kuģa Mariner 4 pārlidojumam Marsam 1965. gadā daudzi pētnieki uzskatīja, ka uz tā virsmas ir šķidrs ūdens. Šis atzinums tika balstīts uz novērojumiem par periodiskām izmaiņām gaišajos un tumšajos apgabalos, īpaši polārajos platuma grādos, kas bija līdzīgi kontinentiem un jūrām. Daži novērotāji ir interpretējuši tumšās rievas uz Marsa virsmas kā šķidra ūdens apūdeņošanas kanālus. Vēlāk tika pierādīts, ka šīs rievas bija optiska ilūzija.

Zemā spiediena dēļ ūdens uz Marsa virsmas nevar pastāvēt šķidrā stāvoklī, taču, visticamāk, agrāk apstākļi bija atšķirīgi, un tāpēc nevar izslēgt primitīvas dzīvības klātbūtni uz planētas. NASA kosmosa kuģis Phoenix 2008. gada 31. jūlijā uz Marsa atklāja ledus ūdeni.

2009. gada februārī orbitālajā izpētes zvaigznājā, kas riņķoja ap Marsu, bija trīs funkcionējoši kosmosa kuģi: Mars Odyssey, Mars Express un Mars Reconnaissance Satellite, vairāk nekā ap jebkuru citu planētu, izņemot Zemi. Pašlaik Marsa virsmu ir izpētījuši divi roveri: Spirit un Opportunity. Uz Marsa virsmas ir arī vairāki neaktīvi nolaižamie un roveri, kas ir pabeiguši izpēti. Viņu savāktie ģeoloģiskie dati liecina, ka lielāko daļu Marsa virsmas iepriekš klāja ūdens. Pēdējo desmit gadu laikā veiktie novērojumi ir atklājuši vāju geizeru aktivitāti dažās vietās uz Marsa virsmas. Saskaņā ar NASA kosmosa kuģa Mars Global Surveyor novērojumiem, Marsa dienvidu polārā vāciņa daļas pakāpeniski atkāpjas.

Marsu no Zemes var redzēt ar neapbruņotu aci. Tā šķietamais lielums sasniedz –2,91 m (vistuvākajā tuvošanās Zemei), pēc spilgtuma otrs pēc Jupitera (un ne vienmēr lielas opozīcijas laikā) un Venēras (bet tikai no rīta vai vakarā). Parasti lielas opozīcijas laikā oranžais Marss ir spožākais objekts Zemes nakts debesīs, taču tas notiek tikai reizi 15–17 gados vienu līdz divas nedēļas.

Marss ir gandrīz uz pusi mazāks par Zemi – tā ekvatoriālais rādiuss ir 3396,9 km (53,2% no Zemes). Marsa virsmas laukums ir aptuveni vienāds ar zemes laukumu uz Zemes. Marsa polārais rādiuss ir aptuveni par 20 km mazāks nekā ekvatoriālais rādiuss, lai gan planētas rotācijas periods ir garāks nekā Zemes, kas liecina par izmaiņām. Marsa rotācijas ātrums laika gaitā. Planētas masa ir 6,418×1023 kg (11% no Zemes masas). Gravitācijas paātrinājums pie ekvatora ir 3,711 m/s² (0,378 Zeme); pirmais evakuācijas ātrums ir 3,6 km/s, bet otrais ir 5,027 km/s. Marss griežas ap savu asi, slīpi pret orbītas plakni perpendikulāri 24°56′ leņķī. Planētas rotācijas periods ir 24 stundas 37 minūtes 22,7 sekundes. Tādējādi Marsa gads sastāv no 668,6 Marsa saules dienām (sauktas par soliem). Marsa rotācijas ass slīpums izraisa gadalaiku maiņu. Šajā gadījumā orbītas pagarināšanās rada lielas atšķirības to ilgumā. Tādējādi ziemeļu pavasaris un vasara, kopā ņemot, ilgst 371 soli, tas ir, ievērojami vairāk nekā puse Marsa gads. Tajā pašā laikā tie rodas Marsa orbītas daļā, kas atrodas tālu no Saules. Tāpēc uz Marsa ziemeļu vasara ir gara un vēsa, bet dienvidu vasara ir īsa un karsta.

Temperatūra uz planētas svārstās no –153°C polos ziemā līdz virs 20°C pie ekvatora pusdienlaikā. Vidējā temperatūra ir –50 °C.

Marsa atmosfēra.

Marsa atmosfēra, kas galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda, ir ļoti plāna. Spiediens uz Marsa virsmas ir 160 reizes mazāks nekā uz Zemes - 6,1 mbar vidējā virsmas līmenī. Tā kā Marsā ir liela augstuma atšķirība, spiediens uz virsmas ir ļoti atšķirīgs. Maksimālā vērtība sasniedz 10-12 mbar Hellas baseinā 8 km dziļumā. Atšķirībā no Zemes, Marsa atmosfēras masa visu gadu ļoti mainās, jo kūst un sasalst polārie vāciņi, kas satur oglekļa dioksīdu.

Atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda; tas satur arī 2,7% slāpekļa, 1,6% argona, 0,13% skābekļa, 0,1% ūdens tvaiku, 0,07% oglekļa monoksīds. Ir metāna pēdas.

Marsa jonosfēra stiepjas no 110 līdz 130 km virs planētas virsmas.

Ir pierādījumi, ka agrāk atmosfēra varēja būt blīvāka, klimats silts un mitrs, un uz Marsa virsmas bija šķidrs ūdens un lietus. Marsa Odiseja orbitālā zonde atklājusi, ka zem sarkanās planētas virsmas ir ūdens ledus nogulsnes. Vēlāk šo pieņēmumu apstiprināja arī citas ierīces, taču jautājums par ūdens atrašanos uz Marsa beidzot tika atrisināts 2008. gadā, kad zonde Phoenix, kas nolaidās netālu no ziemeļpols planēta, ūdeni ieguvusi no Marsa augsnes.

Klimats, tāpat kā uz Zemes, ir sezonāls. Aukstajā sezonā pat ārpus polārajām cepurēm uz virsmas var veidoties viegls sarma. Phoenix aparāts fiksēja sniegputeni, bet sniegpārslas iztvaikoja, pirms sasniedza virsmu.

Pēc Karla Sagana centra pētnieku domām, pēdējās desmitgadēs uz Marsa ir noritējis sasilšanas process. Citi eksperti uzskata, ka ir pāragri izdarīt šādus secinājumus.

Rover Opportunity atklāja daudzus putekļu velnus. Tie ir gaisa virpuļi, kas rodas netālu no planētas virsmas un paceļas gaisā liels skaits smiltis un putekļi. Tos bieži novēro uz Zemes, bet uz Marsa tie var sasniegt daudz lielākus izmērus.

Divas trešdaļas no Marsa virsmas aizņem gaiši apgabali, ko sauc par kontinentiem, apmēram trešdaļu ir tumši apgabali, ko sauc par jūrām. Jūras koncentrējas galvenokārt planētas dienvidu puslodē, no 10 līdz 40° platuma. Ziemeļu puslodē ir tikai divi lielas jūras— Acidalia un Bolshoi Syrt.

Tumšo zonu raksturs joprojām ir diskusiju jautājums. Tie saglabājas, neskatoties uz niknumu uz Marsa putekļu vētras. Savulaik tas apstiprināja pieņēmumu, ka tumšās vietas bija klātas ar veģetāciju. Tagad tiek uzskatīts, ka tie ir vienkārši apgabali, no kuriem to reljefa dēļ viegli tiek aizpūsti putekļi. Liela mēroga attēli parāda, ka patiesībā tumšās zonas sastāv no tumšu svītru un plankumu grupām, kas saistītas ar krāteriem, pakalniem un citiem šķēršļiem vēja ceļā. Sezonālas un ilgstošas ​​to lieluma un formas izmaiņas acīmredzot ir saistītas ar gaismas un tumšās vielas pārklāto virsmu attiecību izmaiņām.

Marsa puslodes diezgan ievērojami atšķiras pēc to virsmas rakstura. Dienvidu puslodē virsma atrodas 1-2 km virs vidējā līmeņa un ir blīvi izraibināta ar krāteriem. Šī Marsa daļa atgādina Mēness kontinentus. Ziemeļos lielākā daļa virsmas ir zem vidējā līmeņa, ir maz krāteru, un lielākā daļa ir salīdzinoši gludi līdzenumi, kurus, iespējams, veidojuši lavas applūšana un erozija. Šī puslodes atšķirība joprojām ir diskusiju jautājums. Robeža starp puslodēm seko apmēram lielam aplim, kas ir 30° slīps pret ekvatoru. Robeža ir plata un neregulāra un veido nogāzi uz ziemeļiem. Gar to atrodas visvairāk erozijas Marsa virsmas apgabali.

Puslodes asimetrijas izskaidrošanai ir izvirzītas divas alternatīvas hipotēzes. Saskaņā ar vienu no tiem, agrīnā ģeoloģiskajā stadijā litosfēras plāksnes “pārcēlās kopā” (varbūt nejauši) vienā puslodē, piemēram, Pangea kontinentā uz Zemes, un pēc tam “sasaldēja” šajā pozīcijā. Cita hipotēze liecina par sadursmi starp Marsu un Plutona lieluma kosmisko ķermeni.

Lielais krāteru skaits dienvidu puslodē liek domāt, ka virsma šeit ir sena – 3-4 miljardus gadu veca. Ir vairāki krāteru veidi: lieli plakandibena krāteri, mazāki un jaunāki bļodveida krāteri, kas līdzīgi mēnesim, apmales krāteri un pacelti krāteri. Pēdējie divi veidi ir unikāli Marsam — apmales krāteri veidojās vietās, kur šķidruma izmešana plūda pa virsmu, un paaugstināti krāteri, kur krātera izmešanas sega pasargāja virsmu no vēja erozijas. Lielākā trieciena izcelsmes pazīme ir Hellas līdzenums (apmēram 2100 km pāri).

Haotiskās ainavas zonā pie puslodes robežas virsma piedzīvoja lūzumus un lielu platību saspiešanu, kam dažkārt sekoja erozija (zemes nogruvumu vai katastrofālas gruntsūdeņu noplūdes dēļ), kā arī šķidras lavas applūšana. Haotiskas ainavas bieži vien atrodas lielu kanālu galā, ko izgriež ūdens. Vispieņemamākā hipotēze par to locītavu veidošanos ir pēkšņa zemūdens ledus kušana.

Ziemeļu puslodē papildus plašajiem vulkāniskajiem līdzenumiem ir divas lielu vulkānu zonas - Tharsis un Elysium. Tharsis ir plašs vulkānisks līdzenums, kura garums ir 2000 km un kas sasniedz 10 km augstumu virs vidējā līmeņa. Uz tā atrodas trīs lieli vairogvulkāni - Arsijas kalns, Pavlinas kalns un Askrianas kalns. Tarsisas malā atrodas Olimpa kalns, augstākais uz Marsa un Saules sistēmas. Olimps sasniedz 27 km augstumu attiecībā pret pamatni un 25 km attiecībā pret Marsa vidējo virsmas līmeni, un tā platība ir 550 km diametrā, ko ieskauj klintis, kas dažviet sasniedz 7 km augstumu. Olimpa tilpums ir 10 reizes lielāks nekā lielākā Zemes vulkāna Mauna Kea tilpums. Šeit atrodas arī vairāki mazāki vulkāni. Elysium ir paaugstinājums līdz sešiem kilometriem virs vidējā līmeņa, un tajā atrodas trīs vulkāni - Hekates kupols, Elīsijas kalns un Albora kupols.

Tarsis kāpumu šķērso arī daudzi tektoniski lūzumi, bieži vien ļoti sarežģīti un plaši. Lielākā no tām, Valles Marineris, stiepjas platuma virzienā gandrīz 4000 km (ceturtdaļa no planētas apkārtmēra), sasniedzot 600 km platumu un 7-10 km dziļumu; Šis defekts ir salīdzināms ar Austrumāfrikas plaisu uz Zemes. Lielākie zemes nogruvumi Saules sistēmā notiek tās stāvajās nogāzēs. Valles Marineris ir lielākais zināmais kanjons Saules sistēmā. Kanjons, ko 1971. gadā atklāja kosmosa kuģis Mariner 9, varētu aptvert visas ASV, sākot no okeāna līdz okeānam.

Marsa izskats ir ļoti atšķirīgs atkarībā no gada laika. Pirmkārt, uzkrītošas ​​ir izmaiņas polāro ledus cepurēs. Tie vaksē un mazinās, radot sezonālus rakstus Marsa atmosfērā un virsmā. Dienvidu polārā cepure var sasniegt 50° platuma grādu, ziemeļu - arī 50°. Ziemeļu polārā cepures pastāvīgās daļas diametrs ir 1000 km. Pavasarī, kad polārais vāciņš vienā puslodē atkāpjas, planētas virsmas vaibsti sāk kļūt tumšāki. Novērotājam uz Zemes šķiet, ka satumstošais vilnis izplatās no polārā vāciņa uz ekvatoru, lai gan orbītas nekonstatē nekādas būtiskas izmaiņas.

Polārie vāciņi sastāv no divām sastāvdaļām: sezonālā - oglekļa dioksīda un laicīgā - ūdens ledus. Saskaņā ar Mars Express satelīta datiem, vāciņu biezums var svārstīties no 1 m līdz 3,7 km. Zonde Mars Odyssey atklāja aktīvus geizerus uz Marsa dienvidu polārā vāciņa. Pēc NASA ekspertu domām, oglekļa dioksīda strūklas ar pavasara sasilšanu uzsprāgst lielā augstumā, aiznesot līdzi putekļus un smiltis.

Polāro vāciņu atsperu kušana izraisa strauju atmosfēras spiediena pieaugumu un lielu gāzu masu pārvietošanos uz pretējo puslodi. Pūtošo vēju ātrums šajā gadījumā ir 10-40 m/s, dažkārt līdz 100 m/s. Vējš no virsmas paceļ lielu daudzumu putekļu, izraisot putekļu vētras. Spēcīgas putekļu vētras gandrīz pilnībā aizsedz planētas virsmu. Putekļu vētrām ir jūtama ietekme uz temperatūras sadalījumu Marsa atmosfērā.

Dati no Marsa izlūkošanas satelīta ļāva atklāt ievērojamu ledus slāni zem akmeņainiem segumiem kalnu pakājē. Simtiem metru biezais ledājs aizņem tūkstošiem kvadrātkilometru lielu platību, un tā turpmākā izpēte varētu sniegt informāciju par Marsa klimata vēsturi.

Uz Marsa ir daudz līdzīgu ģeoloģisku veidojumu ūdens erozija, jo īpaši, sausas upju gultnes. Saskaņā ar vienu hipotēzi, šie kanāli varēja veidoties īslaicīgu katastrofālu notikumu rezultātā un neliecina par ilgtermiņa pastāvēšanu upju sistēma. Tomēr jaunākie pierādījumi liecina, ka upes plūda ģeoloģiski nozīmīgos laika periodos. Jo īpaši tika atklāti apgriezti kanāli (tas ir, kanāli, kas pacelti virs apkārtējās teritorijas). Uz Zemes šādi veidojumi veidojas, ilgstoši uzkrājoties blīviem grunts nogulumiem, kam seko apkārtējo iežu izžūšana un laikapstākļi. Turklāt ir pierādījumi par kanālu maiņu upes deltā, virsmai pakāpeniski paceļoties.

Arī NASA Marsa roveru Spirit un Opportunity dati liecina par ūdens klātbūtni pagātnē (tika atrasti minerāli, kas varēja veidoties tikai ilgstošas ​​ūdens iedarbības rezultātā). Phoenix aparāts atklāja ledus nogulsnes tieši zemē.

Tharsis vulkāniskajā augstienē ir atklātas vairākas neparastas dziļas akas. Spriežot pēc 2007. gadā uzņemtā Marsa izlūkošanas satelīta attēla, viena no tām diametrs ir 150 metri, un izgaismotā sienas daļa ir ne mazāk kā 178 metrus dziļa. Ir izvirzīta hipotēze par šo veidojumu vulkānisko izcelsmi.

Marsa augsnes virsmas slāņa elementārais sastāvs, saskaņā ar nosēdētāju datiem, dažādās vietās nav vienāds. Augsnes galvenā sastāvdaļa ir silīcija dioksīds (20-25%), kas satur dzelzs oksīda hidrātu piejaukumu (līdz 15%), piešķirot augsnei sarkanīgu krāsu. Ir ievērojami sēra, kalcija, alumīnija, magnija un nātrija savienojumu piemaisījumi (katram daži procenti).

Saskaņā ar NASA zondes Phoenix datiem (nolaidās uz Marsa 2008. gada 25. maijā), Marsa augsnes pH attiecība un daži citi parametri ir tuvi tiem, kas atrodas uz Zemes, un teorētiski uz tām būtu iespējams audzēt augus. "Patiesībā mēs atklājām, ka Marsa augsne atbilst prasībām un satur arī nepieciešamos elementus dzīvības rašanās un uzturēšanai gan pagātnē, gan tagadnē un nākotnē." “Mēs bijām patīkami pārsteigti par iegūtajiem datiem. Šis augsnes veids šeit uz Zemes ir plaši pārstāvēts – ikviens lauku iedzīvotājs ar to nodarbojas katru dienu savā dārzā. Tajā tika konstatēts augsts (ievērojami lielāks, nekā gaidīts) sārmu saturs, un tika atrasti ledus kristāli. Šī augsne ir diezgan piemērota audzēšanai dažādi augi, piemēram, sparģeļi. Šeit nav nekā tāda, kas dzīvi padarītu neiespējamu. Gluži pretēji: ar katru jaunu pētījumu mēs atrodam papildu pierādījumus par labu tā pastāvēšanas iespējamībai,” sacīja projekta vadošais ķīmiķis Sems Kuneivss.

Nosēšanās vietā zemē atrodas arī ievērojams daudzums ūdens ledus.

Atšķirībā no Zemes, uz Marsa litosfēras plāksnes nepārvietojas. Tā rezultātā vulkāni var pastāvēt daudz ilgāk ilgu laiku un sasniegt milzīgus izmērus.

Mūsdienu modeļi iekšējā struktūra Tiek pieņemts, ka Marss sastāv no garozas ar vidējo biezumu 50 km (un maksimālo biezumu līdz 130 km), silikāta apvalku ar biezumu 1800 km un kodolu ar rādiusu 1480 km. Blīvumam planētas centrā vajadzētu sasniegt 8,5 g/cm³. Kodols ir daļēji šķidrs un sastāv galvenokārt no dzelzs ar 14-17% (masas) sēra piejaukumu, un vieglo elementu saturs ir divreiz lielāks nekā Zemes kodolā. Saskaņā ar mūsdienu aplēses kodola veidošanās sakrita ar agrīnā vulkānisma periodu un ilga apmēram miljardu gadu. Apmēram tikpat ilga mantijas silikātu daļēja kušana. Zemākas gravitācijas dēļ uz Marsa spiediena diapazons Marsa mantijā ir daudz mazāks nekā uz Zemes, kas nozīmē, ka ir mazāk fāzu pāreju. Tiek pieņemts, ka olivīna fāzes pāreja uz spinela modifikāciju sākas diezgan lielā dziļumā - 800 km (400 km uz Zemes). Reljefa raksturs un citas pazīmes liecina par astenosfēras klātbūtni, kas sastāv no daļēji izkausētas vielas zonām. Dažiem Marsa apgabaliem ir sastādīta detalizēta ģeoloģiskā karte.

Saskaņā ar novērojumiem no orbītas un Marsa meteorītu kolekcijas analīzi Marsa virsma galvenokārt sastāv no bazalta. Ir daži pierādījumi, kas liecina, ka dažās Marsa virsmas daļās materiāls ir bagātāks ar kvarcu nekā parastais bazalts un var būt līdzīgs andezīta iežiem uz Zemes. Tomēr šos pašus novērojumus var interpretēt par labu kvarca stikla klātbūtnei. Liela daļa dziļākā slāņa sastāv no granulētiem dziedzeru oksīda putekļiem.

Marsam ir magnētiskais lauks, taču tas ir vājš un ārkārtīgi nestabils dažādos planētas punktos, tā stiprums var atšķirties no 1,5 līdz 2 reizēm, un magnētiskie stabi nesakrīt ar fiziskajiem. Tas liek domāt, ka Marsa dzelzs kodols ir salīdzinoši nekustīgs attiecībā pret tās garozu, tas ir, planētu dinamo mehānisms, kas ir atbildīgs par Zemes magnētisko lauku, uz Marsa nedarbojas. Lai gan Marsam nav stabila planētu magnētiskā lauka, novērojumi liecina, ka planētas garozas daļas ir magnetizētas un šo daļu magnētiskie stabi pagātnē ir mainījušies. Šo daļu magnetizācija izrādījās līdzīga sloksnes magnētiskajām anomālijām pasaules okeānos.

Viena teorija, kas publicēta 1999. gadā un atkārtoti pārbaudīta 2005. gadā (ar bezpilota Mars Global Surveyor palīdzību), šīs svītras parāda plākšņu tektoniku pirms 4 miljardiem gadu, pirms planētas dinamo pārstāja darboties, izraisot krasi vājinātu magnētisko lauku. Šīs straujās vājināšanās iemesli nav skaidri. Pastāv pieņēmums, ka dinamo darbība ir 4 miljardi. gadiem tiek skaidrots ar asteroīda klātbūtni, kas griezās 50-75 tūkstošu kilometru attālumā ap Marsu un izraisīja nestabilitāti tā kodolā. Pēc tam asteroīds nokrita līdz Roche robežai un sabruka. Tomēr šis skaidrojums pats par sevi satur neskaidrības, un zinātnieku aprindās tas tiek apstrīdēts.

Varbūt tālā pagātnē sadursmes rezultātā ar lielu debess ķermenis apstājās serdeņa rotācija, kā arī tika zaudēts galvenais atmosfēras tilpums. Tiek uzskatīts, ka magnētiskā lauka zudums notika apmēram pirms 4 miljardiem gadu. Pateicoties magnētiskā lauka vājumam, saules vējš gandrīz netraucēti iekļūst Marsa atmosfērā, un daudzas fotoķīmiskās reakcijas saules starojuma ietekmē, kas notiek jonosfērā un augstāk uz Zemes, var novērot uz Marsa gandrīz pašā tās pašā sākumā. virsmas.

Marsa ģeoloģiskā vēsture ietver šādus trīs laikmetus:
Noaha laikmets (nosaukts pēc "Noahijas zemes", Marsa reģiona): vecākās saglabājušās Marsa virsmas veidošanās. Tas turpinājās no 4,5 miljardiem līdz 3,5 miljardiem gadu pirms. Šajā laikmetā virsma bija rētas ar daudziem trieciena krāteriem. Šajā periodā, iespējams, veidojās Tarsis plato, vēlāk ar intensīvu ūdens plūsmu.
Hesperijas laikmets: no pirms 3,5 miljardiem gadu līdz 2,9–3,3 miljardiem gadu. Šis laikmets iezīmējas ar milzīgu lavas lauku veidošanos.
Amazones laikmets (nosaukts pēc "Amazonijas līdzenuma" uz Marsa): pirms 2,9 - 3,3 miljardiem gadu līdz mūsdienām. Šajā laikmetā izveidotajos apgabalos ir ļoti maz meteorītu krāteru, bet citādi tie ir pilnīgi atšķirīgi. Šajā periodā izveidojās Olimpa kalns. Šajā laikā lavas plūsmas izplatījās citās Marsa vietās.

Marsa dabiskie pavadoņi ir Foboss un Deimos. Abus tos atklāja amerikāņu astronoms Asafs Hols 1877. gadā. Phobos un Deimos ir neregulāras formas un ļoti maza izmēra. Saskaņā ar vienu hipotēzi tie var attēlot asteroīdus, piemēram, (5261) Eureka no Trojas asteroīdu grupas, ko notvēris Marsa gravitācijas lauks. Pavadoņi ir nosaukti pēc varoņiem, kas pavada dievu Aresu (tas ir, Marsu), Fobosu un Deimosu, personificējot bailes un šausmas, kas palīdzēja kara dievam kaujās.

Abi satelīti griežas ap savām asīm tādā pašā laika posmā kā ap Marsu, tāpēc tie vienmēr ir vērsti uz vienu un to pašu planētas pusi. Marsa plūdmaiņu ietekme pakāpeniski palēnina Fobosa kustību un galu galā novedīs pie satelīta nokrišanas uz Marsa (ja pašreizējā tendence turpināsies) vai tā sadalīšanos. Gluži pretēji, Deimos attālinās no Marsa.

Foboss (augšā) un Deimos (apakšā).

Abiem satelītiem ir forma, kas tuvojas triaksiālam elipsoīdam; Phobos (26,6 × 22,2 × 18,6 km) ir nedaudz lielāks nekā Deimos (15 × 12,2 × 10,4 km). Deimos virsma šķiet daudz gludāka, jo lielākā daļa krāteru ir pārklāti ar smalkgraudainu materiālu. Acīmredzot uz Fobosas, kas atrodas tuvāk planētai un masīvākā, meteorīta trieciena laikā izmestais materiāls vai nu izraisīja atkārtotus triecienus uz virsmas vai nokrita uz Marsa, savukārt uz Deimos tas uz ilgu laiku palika orbītā ap satelītu, pamazām nosēdinot un slēpjot reljefa nelīdzenumus.

Populārā ideja, ka Marsu apdzīvo inteliģenti marsieši, kļuva plaši izplatīta 19. gadsimta beigās. Skjaparelli novērojumi par tā sauktajiem kanāliem kopā ar Persivala Louela grāmatu par šo pašu tēmu popularizēja ideju par planētu, kuras klimats kļuva sausāks, aukstāks, mirst un kurā pastāvēja. senā civilizācija, veicot apūdeņošanas darbus.

Daudzi citi slavenu cilvēku novērojumi un paziņojumi ir izraisījuši tā saukto “Marsa drudzi” par šo tēmu. 1899. gadā, pētot atmosfēras traucējumus radiosignālos, izmantojot uztvērējus Kolorādo observatorijā, izgudrotājs Nikola Tesla novēroja signālu, kas atkārtojas. Pēc tam viņš ierosināja, ka tas varētu būt radiosignāls no citām planētām, piemēram, no Marsa. 1901. gada intervijā Tesla teica, ka viņam ir doma, ka traucējumus var izraisīt mākslīgi. Lai gan viņš nevarēja atšifrēt to nozīmi, viņam nebija iespējams, ka tie radās pilnīgi nejauši. Pēc viņa domām, tas bija sveiciens no vienas planētas uz otru.

Teslas teorija piesaistīja lorda Kelvina entuziasmu atbalstu, kurš, apmeklējot ASV 1902. gadā, sacīja, ka, viņaprāt, Tesla ir saņēmusi signālu no marsiešiem, kas nosūtīti uz ASV. Tomēr Kelvins sāka stingri noliegt šo apgalvojumu, pirms pameta Ameriku: "Patiesībā es teicu, ka Marsa iedzīvotāji, ja tādi pastāvētu, noteikti varētu redzēt Ņujorku, īpaši elektrības gaismu."

Mūsdienās šķidra ūdens klātbūtne uz tās virsmas tiek uzskatīta par nosacījumu dzīvības attīstībai un uzturēšanai uz planētas. Pastāv arī prasība, ka planētas orbītai jāatrodas tā sauktajā apdzīvojamajā zonā, kas Saules sistēmai sākas aiz Veneras un beidzas ar Marsa orbītas puslielāko asi. Tomēr perihēlija laikā Marss atrodas šajā zonā smalka atmosfēra, ar zemu spiedienu ilgstoši novērš šķidra ūdens parādīšanos lielā platībā. Jaunākie pierādījumi liecina, ka jebkurš ūdens uz Marsa virsmas ir pārāk sāļš un skābs, lai uzturētu pastāvīgu Zemei līdzīgu dzīvību.

Magnetosfēras trūkums un ārkārtīgi plānā Marsa atmosfēra arī ir izaicinājums dzīvības uzturēšanai. Uz planētas virsmas ir ļoti vāja siltuma plūsmu kustība, tā ir slikti izolēta no saules vēja daļiņu iedarbības, turklāt sildot, ūdens uzreiz iztvaiko, apejot šķidro stāvokli; Marss atrodas arī uz sliekšņa t.s. "ģeoloģiskā nāve". Vulkāniskās aktivitātes beigas acīmredzot apturēja minerālu un ķīmisko elementu apriti starp planētas virsmu un iekšpusi.

Pierādījumi liecina, ka planēta agrāk bija daudz vairāk pakļauta dzīvības uzturēšanai nekā tagad. Tomēr līdz šim uz tā nav atrastas organismu atliekas. Vikingu programma, kas tika īstenota 1970. gadu vidū, veica virkni eksperimentu, lai atklātu mikroorganismus Marsa augsnē. Tas ir devis pozitīvus rezultātus, piemēram, īslaicīgu CO2 emisiju pieaugumu, kad augsnes daļiņas tiek ievietotas ūdenī un augšanas vidē. Tomēr daži zinātnieki apstrīdēja šos pierādījumus par dzīvību uz Marsa. Tas izraisīja viņu ilgstošo strīdu ar NASA zinātnieku Gilbertu Levinu, kurš apgalvoja, ka Vikings ir atklājis dzīvību. Pēc vikingu datu atkārtotas izvērtēšanas mūsdienu gaismā zinātniskās zināšanas par ekstremofīliem tika konstatēts, ka veiktie eksperimenti nebija pietiekami progresīvi, lai atklātu šīs dzīvības formas. Turklāt šie testi pat varētu nogalināt organismus, pat ja tie būtu ietverti paraugos. Phoenix programmas ietvaros veiktie testi parādīja, ka augsnei ir ļoti sārmains pH un tā satur magniju, nātriju, kāliju un hlorīdu. Augsnē ir pietiekami daudz barības vielu dzīvības uzturēšanai, bet dzīvības formas ir jāaizsargā no intensīvas ultravioletās gaismas.

Interesanti, ka dažos Marsa izcelsmes meteorītos tika atrasti veidojumi, kas pēc formas atgādina visvienkāršākās baktērijas, lai gan pēc izmēra ir zemākas par mazākajiem sauszemes organismiem. Viens no šādiem meteorītiem ir ALH 84001, kas tika atrasts Antarktīdā 1984. gadā.

Pamatojoties uz novērojumiem no Zemes un Mars Express kosmosa kuģa datiem, Marsa atmosfērā tika atklāts metāns. Marsa apstākļos šī gāze sadalās diezgan ātri, tāpēc ir jābūt pastāvīgam tās papildināšanas avotam. Šāds avots varētu būt vai nu ģeoloģiskā aktivitāte (bet uz Marsa nav atrasti aktīvi vulkāni), vai baktēriju darbība.

Pēc automātisko transportlīdzekļu nolaišanās uz Marsa virsmas kļuva iespējams veikt astronomiskus novērojumus tieši no planētas virsmas. Pateicoties Marsa astronomiskajam novietojumam Saules sistēmā, atmosfēras īpašībām, Marsa un tā pavadoņu orbitālajam periodam, Marsa nakts debesu attēlam (un astronomiskās parādības, novērots no planētas) atšķiras no zemes un daudzējādā ziņā šķiet neparasts un interesants.

Saullēkta un saulrieta laikā Marsa debesīm zenītā ir sarkanīgi rozā krāsa, bet tiešā Saules diska tuvumā - no zilas līdz violetai, kas ir pilnīgi pretēja zemes rītausmu attēlam.

Pusdienlaikā Marsa debesis ir dzelteni oranžas. Iemesls šādām atšķirībām no krāsu diapazons Zemes debesis - plānās, retinātās Marsa atmosfēras īpašības, kas satur suspendētus putekļus. Uz Marsa Reilija staru izkliede (kas uz Zemes ir iemesls debesu zilajai krāsai) spēlē nenozīmīgu lomu, tās ietekme ir vāja. Jādomā, ka debesu dzelteni oranžo krāsu izraisa arī 1% magnetīta klātbūtne putekļu daļiņās, kas pastāvīgi suspendētas Marsa atmosfērā un ko rada sezonālās putekļu vētras. Krēsla sākas ilgi pirms saullēkta un turpinās ilgi pēc saulrieta. Dažreiz Marsa debesu krāsa iegūst purpursarkanu nokrāsu gaismas izkliedes rezultātā uz ūdens ledus mikrodaļiņām mākoņos (pēdējā ir diezgan reta parādība).

Zeme ir Marsa iekšējā planēta, tāpat kā Venera Zemei. Attiecīgi no Marsa Zeme tiek novērota kā rīta vai vakara zvaigzne, paceļas pirms rītausmas vai redzams vakara debesīs pēc saulrieta.

Maksimālais Zemes pagarinājums Marsa debesīs būs 38 grādi. Ar neapbruņotu aci Zeme būs redzama kā spoža (maksimālais redzamais magnitūds ap –2,5) zaļgana zvaigzne, kurai blakus būs viegli pamanāma dzeltenīgā un blāvākā (apmēram 0,9) Mēness zvaigzne. Caur teleskopu abi objekti parādīs vienas un tās pašas fāzes. Mēness apgrieziens ap Zemi no Marsa tiks novērots šādi: Mēness maksimālajā leņķiskajā attālumā no Zemes ar neapbruņotu aci var viegli atdalīt Mēnesi un Zemi: pēc nedēļas Mēness “zvaigznes” Mēness un Zeme saplūdīs vienā, ar aci neatdalāmā zvaigznē, vēl pēc nedēļas Mēness atkal būs redzams tā maksimālajā attālumā, bet otrā pusē no Zemes. Ik pa laikam novērotājs uz Marsa varēs redzēt Mēness pāreju (tranzītu) pa Zemes disku vai, gluži otrādi, Mēness pārklājumu ar Zemes disku. Mēness maksimālais šķietamais attālums no Zemes (un to šķietamais spilgtums), novērojot no Marsa, ievērojami mainīsies atkarībā no Zemes un Marsa relatīvā stāvokļa un attiecīgi attāluma starp planētām. Opozīcijas laikmetos tas būs aptuveni 17 loka minūtes, maksimālajā attālumā starp Zemi un Marsu - 3,5 loka minūtes. Zeme, tāpat kā citas planētas, tiks novērota Zodiaka zvaigznāju joslā. Astronoms uz Marsa varēs arī novērot Zemes pāreju pāri Saules diskam, vistuvāk 2084. gada 10. novembrī.

No Marsa novērotais Saules leņķiskais izmērs ir mazāks nekā no Zemes redzamais un ir 2/3 no pēdējā. Dzīvsudrabs no Marsa būs praktiski nepieejams novērošanai ar neapbruņotu aci, jo tas ir ārkārtīgi tuvu Saulei. Spožākā planēta Marsa debesīs ir Venera, kam seko Jupiters (tādas ir četras) lielākais satelīts var novērot bez teleskopa), trešajā - Zeme.

Fobosam, novērojot no Marsa virsmas, šķietamais diametrs ir aptuveni 1/3 no Mēness diska Zemes debesīs un šķietamais magnitūds aptuveni –9 (aptuveni tāds pats kā Mēness pirmajā ceturkšņa fāzē). . Fobs paceļas rietumos un riet austrumos, lai pēc 11 stundām atkal paceltos, tādējādi divreiz dienā šķērsojot Marsa debesis. Šī straujā mēness kustība pa debesīm būs viegli pamanāma visas nakts garumā, tāpat kā mainīgās fāzes. Ar neapbruņotu aci atšķirs lielākā daļa reljefs Phobos - Stickney krāteris. Deimos paceļas austrumos un riet rietumos, parādās kā spoža zvaigzne bez pamanāma redzama diska, magnitūdā aptuveni –5 (nedaudz spožāk nekā Venera Zemes debesīs), lēnām šķērsojot debesis 2,7 Marsa dienu laikā. Abus pavadoņus naksnīgajās debesīs var novērot vienlaikus, šajā gadījumā Foboss virzīsies uz Deimosu.

Gan Foboss, gan Deimos ir pietiekami spilgti, lai objekti uz Marsa virsmas naktī radītu skaidras ēnas. Abiem satelītiem ir salīdzinoši zems orbītas slīpums pret Marsa ekvatoru, kas neļauj tos novērot planētas augstajos ziemeļu un dienvidu platuma grādos: piemēram, Foboss nekad nepaceļas virs horizonta uz ziemeļiem no 70,4° Z. w. vai uz dienvidiem no 70,4° S. sh.; Deimos šīs vērtības ir 82,7° N. w. un 82,7° S. w. Uz Marsa var novērot Fobosa un Deimosa aptumsumu, kad tie nonāk Marsa ēnā, kā arī Saules aptumsumu, kas ir tikai gredzenveida, jo Fobos ir mazs leņķiskais izmērs salīdzinājumā ar Saules disku.

Marsa ziemeļpols, pateicoties planētas ass slīpumam, atrodas Cygnus zvaigznājā (ekvatoriālās koordinātas: labā augšupeja 21h 10m 42s, deklinācija +52° 53,0′ un nav iezīmēta ar spožu zvaigzni: vistuvāk pols ir blāva sestā lieluma zvaigzne BD +52 2880 (citi tās apzīmējumi ir HR 8106, HD 201834, SAO 33185, var uzskatīt par Marsa Dienvidpola zvaigzni).

Marsa ekliptikas zodiaka zvaigznāji ir līdzīgi no Zemes novērotajiem, ar vienu atšķirību: novērojot Saules ikgadējo kustību starp zvaigznājiem, tā (tāpat kā citas planētas, ieskaitot Zemi), atstāj Zivju zvaigznāja austrumu daļu. , 6 dienas brauks cauri Cetus zvaigznāja ziemeļu daļai priekšā kā atgriezties rietumu daļa Zivis.

Tā kā Marss ir tuvu Zemei, tā kolonizācija pārskatāmā nākotnē ir svarīgs cilvēces uzdevums. Salīdzinoši tuvu sauszemes dabas apstākļi atvieglot šo uzdevumu. Jo īpaši uz Zemes ir vietas, kuras ir izpētījis cilvēks, kur dabiskie apstākļi daudzējādā ziņā ir līdzīgi Marsa apstākļiem. Atmosfēras spiediens 34 668 metru augstumā - rekordaugstais punkts, ko sasniedza gaisa balons ar apkalpi uz klāja (1961. gada maijs) - aptuveni atbilst spiedienam uz Marsa virsmas. Ārkārtīgi zemās temperatūras Arktikā un Antarktīdā ir salīdzināmas ar pat visvairāk zemas temperatūras uz Marsa un uz Marsa ekvatora gadā vasaras mēneši Ir arī silts (+30 °C) kā uz Zemes. Uz Zemes ir arī tuksneši, kas pēc izskata ir līdzīgi Marsa ainavai.

Tomēr starp Zemi un Marsu pastāv vairākas būtiskas atšķirības. Jo īpaši Marsa magnētiskais lauks ir aptuveni 800 reizes vājāks nekā Zemes. Kopā ar reto atmosfēru tas palielina ūdens daudzumu, kas sasniedz tās virsmu. jonizējošais starojums. Amerikāņu bezpilota kosmosa kuģa "Mars Odyssey" veiktie radiācijas mērījumi parādīja, ka fona starojums Marsa orbītā ir 2,2 reizes lielāks nekā fona starojums Starptautiskajā kosmosa stacijā. Vidējā deva bija aptuveni 220 milirādi dienā (2,2 miligray dienā vai 0,8 gray gadā). Radiācijas apjoms, kas saņemts, trīs gadus atrodoties šādā fonā, tuvojas kosmonautu noteiktajām drošības robežām. Uz Marsa virsmas fona starojums, visticamāk, būs nedaudz zemāks un var ievērojami atšķirties atkarībā no reljefa, augstuma un vietējiem magnētiskajiem laukiem.

Marsam ir zināms ekonomisks kolonizācijas potenciāls. Jo īpaši Marsa dienvidu puslode nebija pakļauta kušanai, atšķirībā no visas Zemes virsmas - tāpēc ieži dienvidu puslodē mantojis protoplanetārā mākoņa nepastāvīgo komponentu kvantitatīvo sastāvu. Pēc aprēķiniem, to vajadzētu bagātināt ar tiem elementiem (attiecībā pret Zemi), kas uz Zemes planētas kušanas laikā “iegrimis” tās kodolā: varš, dzelzs un platīna grupas metāli, volframs, rēnijs, urāns. rēnija eksports uz Zemi, platīna metāli, sudrabam, zeltam un urānam (ja tā cenas pieaugs līdz sudraba cenu līmenim) ir labas izredzes, taču tā realizācijai ir nepieciešama virszemes rezervuāra klātbūtne ar šķidru ūdeni bagātināšanas procesiem.

Lidojuma laiks no Zemes uz Marsu (ar pašreizējām tehnoloģijām) ir 259 dienas puselipsē un 70 dienas parabolā. Lai sazinātos ar potenciālajām kolonijām, var izmantot radiosakarus, kam planētu tuvākās tuvošanās laikā katrā virzienā ir 3-4 minūšu aizkave (Marsa opozīcija no zemes viedokļa, kas atkārtojas ik pēc 780 dienām) , un apmēram 20 minūtes. planētu maksimālajā attālumā (Marsa savienojums ar Sauli); skatiet Konfigurācija (astronomija).

Tomēr līdz šim praktiski soļi Marsa kolonizācijas virzienā nav veikti.

Marsa izpēte sākās jau sen, pirms 3,5 tūkstošiem gadu, Senajā Ēģiptē. Pirmos detalizētos ziņojumus par Marsa stāvokli apkopoja Babilonijas astronomi, kuri izstrādāja sēriju matemātiskās metodes prognozēt planētas stāvokli. Izmantojot datus no ēģiptiešiem un babiloniešiem, sengrieķu (hellēnisma) filozofi un astronomi izstrādāja detalizētu ģeocentrisku modeli, lai izskaidrotu planētu kustību. Vairākus gadsimtus vēlāk Indijas un islāma astronomi novērtēja Marsa izmēru un tā attālumu no Zemes. 16. gadsimtā Nikolajs Koperniks ierosināja heliocentrisku modeli, lai aprakstītu Saules sistēmu ar apļveida planētu orbītām. Viņa rezultātus pārskatīja Johanness Keplers, kurš ieviesa precīzāku eliptisku Marsa orbītu, kas sakrita ar novēroto.

Marsa topogrāfiskā karte.

1659. gadā Frančesko Fontana, skatoties uz Marsu caur teleskopu, izveidoja pirmo planētas zīmējumu. Viņš tēloja melns plankums skaidri noteiktas sfēras centrā. 1660. gadā melnajam plankumam tika pievienoti divi polārie vāciņi, kurus pievienoja Žans Dominiks Kasīni. 1888. gadā Džovanni Skjaparelli, kurš studējis Krievijā, deva pirmos nosaukumus atsevišķām virsmas iezīmēm: Afrodītes, Eritras, Adrijas, Kimērijas jūrām; ezeri Sun, Lunnoe un Phoenix.

gadā notika Marsa teleskopisko novērojumu uzplaukums XIX beigas- 20. gadsimta vidus. Tas lielā mērā ir saistīts ar sabiedrības interesi un labi zināmiem zinātniskiem strīdiem saistībā ar novērotajiem Marsa kanāliem. Starp pirmskosmosa laikmeta astronomiem, kuri šajā periodā veica Marsa teleskopiskos novērojumus, slavenākie ir Schiaparelli, Persival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, Tikhovs, Vaucouleurs. Tieši viņi ielika areogrāfijas pamatus un sastādīja pirmo detalizētas kartes Marsa virsmas - lai gan tie izrādījās gandrīz pilnīgi nepareizi pēc tam, kad automātiskās zondes lidoja uz Marsu.

Orbitālās īpašības:
Perihēlijs
206,62×106 km
1,3812 a. e.
Aphelion
249,23×106 km
1,6660 a. e.
Galvenā vārpsta (a)
227,92×106 km
1,5236 a. e.
Orbītas ekscentriskums (e)
0,093315
Siderālais revolūcijas periods
686 971 diena
1,8808 Zemes gadi
sols 668.5991
Revolūcijas sinodiskais periods
779,94 dienas
Orbītas ātrums (v)
24,13 km/s (vidēji)
Slīpums (i)
1,85061° (attiecībā pret ekliptikas plakni)
5,65° (attiecībā pret Saules ekvatoru)
Augošā mezgla garums (Ω)
49,57854°
Periapses arguments (ω)
286,46230°

Satelīti:
2 (Foboss un Deimos)
Fiziskās īpašības
Izlīdzināšana
0,00589
Ekvatoriālais rādiuss
3396,2 km
Polārais rādiuss
3376,2 km
Vidējais rādiuss
3386,2 km
Virsmas laukums (S)
144 798 465 km²
Sējums (V)
1,6318 × 1011 km³
0,151 Zeme
Svars (m)
6,4185×1023 kg
0,107 Zeme
Vidējais blīvums (ρ)
3,9335 g/cm³
Gravitācijas paātrinājums pie ekvatora (g)
3,711 m/s² (0,378 g)
Otrais evakuācijas ātrums (v2)
5,027 km/s
Ekvatoriālais rotācijas ātrums
868,22 km/h
Rotācijas periods (T)
24 stundas 39 minūtes un 36 sekundes
Ass slīpums
24,94°
Ziemeļpola labā augšupeja (α)
21 h 10 min 44 s
317,68143°
Ziemeļpola deklinācija (δ)
52,88650°
Albedo
0,250 (obligācija)
0,150 (ģeo.albedo)

Temperatūra:

min. vid. Maks.

Pāri planētai 186 K 227 K 268 K

Atmosfēra:
Atmosfēras spiediens
0,6–1,0 kPa (0,006–0,01 atm)
Savienojums:
95,32% Ang. gāze

2,7% slāpekļa
1,6% argons
0,2% skābeklis
0,07% oglekļa monoksīds
0,03% ūdens tvaiki
0,01% slāpekļa oksīds

Marsa svars ir aptuveni 6,4169 x 10 23 kg, kas ir aptuveni 10 reizes mazāks par Zemes masu.

Planēta Marss nes seno romiešu kara dieva Marsa vārdu - saskaņā ar leģendu, tieši tās sarkanīgās “asiņainās” krāsas dēļ. Attiecībā pret Sauli Marss atrodas ceturtajā vietā – starp tuvākajiem kaimiņiem Zemi un Jupiteru. “Ceļa” garums starp Marsu un Sauli ir aptuveni 228 miljoni kilometru. Pēc izmēriem šī sarkanā planēta ieņem septīto numuru starp citām planētām. Šodien mēs uzzināsim, cik daudz Marss sver salīdzinājumā ar citām planētām, kā arī citus interesantus faktus no šī debess ķermeņa dzīves.

Mazliet par Marsu

Marss jau sen ir bijis pasaules zinātnieku intereses, jo tā “temperaments” ir ļoti līdzīgs Zemes temperamentam. Patiešām, Marsa virsmu klāj irdenu iežu (regolītu) slānis, kas satur daudz dzelzs, minerālu putekļu un akmeņu. Zemes augsnes sastāvs ir gandrīz vienāds, izņemot to, ka tajā ir daudz vairāk organisko vielu.

Marsa svars ir 6,4169 x 1023 kg

Kā liecina pētījumi, agrāk uz Marsa bijušas upes, ezeri un pat veseli okeāni. Tomēr laika gaitā ūdens pilnībā iztvaikoja, un šodien šķidrums uz Sarkanās planētas tiek saglabāts tikai pazemē un uz polārajiem “vāciņiem” - ledus veidā.

Marsa atmosfērā ir 95% oglekļa dioksīda un tā ir ļoti plāna. Turklāt Marsa “gaiss” ir piepildīts ar mazām putekļu daļiņām, piešķirot tam sarkanīgu nokrāsu. Marsa klimatam raksturīgas putekļu vētras. Pastāv teorija, ka šos bīstamos laikapstākļus izraisa nelielu putekļu daļiņu uzsūkšanās saules gaisma. Rezultātā Marsa atmosfēra uzkarst un virs planētas paceļas globāla vētra.

Marss un Zeme - salīdzinošās īpašības un parametri

• Izmērs. Sarkanās planētas diametrs ir 6792 km (gar ekvatoru), kas ir divas reizes mazāks nekā Zemei – šis rādītājs Zemei ir 12756 km. Tātad Zeme ir aptuveni 1,877539 reizes lielāka par Marsu. Ja salīdzināsim visu zemes platību un Marsa virsmu, tad šie skaitļi izrādīsies gandrīz vienādi.
• Svars. Marsam ir salīdzinoši maza masa, aptuveni 10 procenti no Zemes masas. Salīdzinājumam, Marss sver 6,4169 x 10 23 kg, bet Zeme sver 5,9722 x 10 24 kg. Turklāt gravitācija uz Marsa virsmas ir aptuveni par 38% mazāka nekā uz Zemes. Tāpēc visi objekti uz Marsa svērs mazāk nekā uz Zemes. Piemēram, ja bērns uz savas “mājas” planētas sver 32 kg, tad uz Marsa viņa svars būs tikai 12 kg.
• Tilpums un blīvums. Ir zināms, ka Marsa vidējais blīvums ir 3,94 g/cm 3 , bet Zemes blīvums ir aptuveni 5,52 g/cm 3 . Kā redzat, salīdzinot ar Zemi, Sarkanajai planētai ir diezgan zems blīvums. Galu galā šis rādītājs ir tieši atkarīgs no masas, un Marsa masa ir tikai 10% no Zemes masas. Kas attiecas uz Marsa tilpumu, tas ir vienāds ar tikai 15% no Zemes tilpuma. Ja jūs iedomājaties Zemi kā dobu bumbiņu, tad, lai to piepildītu, jums būs nepieciešamas sešas mazas “bumbiņas”, piemēram, Marss.
• Orbītas garums un planētu ātrums orbītā. Zemes orbīta ir 939 120 000 km, bet Marsa - 1 432 461 000 km. Marsa orbītas ātrums ir 107 218 km/h, bet Zemes – 86 676 km/h. Tātad vienas pilnas Marsa revolūcijas ilgums ir aptuveni 687 Zemes dienas.
• Gadalaiki. Ir zinātniski pierādīts, ka Marsa diena ilgst par 40 minūtēm ilgāk nekā Zemes diena. Gadalaiku skaits uz abām planētām ir vienāds, jo aksiālie slīpumi ir gandrīz vienādi (Zemei ir 23,5˚, Marsam ir 25˚). Taču gada garums uz Marsa ir aptuveni divas reizes garāks nekā uz Zemes, tāpēc arī gadalaiki ir garāki.

Marsa un citu Saules sistēmas planētu masa - salīdzinošā analīze

Kā redzams no tabulas, Saules sistēmā Marss pēc masas ir diezgan maza planēta, mazāka nekā tikai Merkurs.

Vai uz Marsa ir dzīvība?

Šis jautājums ir satraucis daudzas zemes iedzīvotāju paaudzes. Galu galā Marss satur visas dzīvības izcelsmei nepieciešamās sastāvdaļas - ķīmiskos elementus (oglekli, ūdeņradi, skābekli, slāpekli), enerģijas un ūdens avotu.

Turklāt tālajā 1996. gadā zinātnieki atrada pierādījumus par dzīvību uz Marsa mikroorganismu līmenī, tostarp dažādu kompleksu organiskās molekulas, magnetīta minerālu graudi un mikroskopiski savienojumi, kas atgādina pārakmeņojušos mikrobus. Protams, zinātnieku viedokļi šajā jautājumā atšķiras, taču pierādījumi vēl nav atrasti pilnīga prombūtne dzīve uz Marsa.

Tātad, tagad mēs zinām, cik daudz Marss sver, tā salīdzinošās īpašības ar pārējiem Saules sistēmas debesu “iemītniekiem”, kā arī citus interesantus faktus.