Marsa atmosfēra: spiediens vai blīvums? Marsa atmosfēra - ķīmiskais sastāvs, laika apstākļi un klimats pagātnē.

Mūsdienās par lidojumiem uz Marsu un tā iespējamo kolonizāciju runā ne tikai zinātniskās fantastikas rakstnieki, bet arī reāli zinātnieki, uzņēmēji un politiķi. Zondes un roveri ir snieguši atbildes par ģeoloģiskajām iezīmēm. Tomēr pilotējamām misijām ir jāsaprot, vai Marsam ir atmosfēra un kāda ir tās struktūra.

Galvenā informācija

Marsam ir sava atmosfēra, taču tā ir tikai 1% no Zemes. Tāpat kā Venera, tā galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda, bet atkal daudz plānāka. Salīdzinoši blīvais slānis ir 100 km (salīdzinājumam, Zemei pēc dažādām aplēsēm ir 500 - 1000 km). Sakarā ar to nav aizsardzības pret saules starojumu, un temperatūras režīms praktiski nav reglamentēts. Uz Marsa, kā mēs to zinām, nav gaisa.

Zinātnieki ir noteikuši precīzu sastāvu:

Oglekļa dioksīds - 96%.
Argons - 2,1%.
Slāpeklis - 1,9%.

Metāns tika atklāts 2003. gadā. Atklājums izraisīja interesi par Sarkano planētu, un daudzas valstis uzsāka izpētes programmas, kuru rezultātā tika runāts par lidojumu un kolonizāciju.

Zemā blīvuma dēļ temperatūras režīms netiek regulēts, tāpēc atšķirības vidēji ir 100 0 C. Dienā tiek izveidoti diezgan komfortabli apstākļi +30 0 C, bet naktī virsmas temperatūra pazeminās līdz -80 0 C. spiediens ir 0,6 kPa (1 /110 no zemes indikatora). Uz mūsu planētas līdzīgi apstākļi notiek 35 km augstumā. Šis galvenās briesmas cilvēkam bez aizsardzības nogalinās nevis temperatūra vai gāzes, bet gan spiediens.

Virsmas tuvumā vienmēr ir putekļi. Zemās gravitācijas dēļ mākoņi paceļas līdz 50 km. Spēcīgas temperatūras izmaiņas izraisa vēju ar brāzmām līdz 100 m/s, tāpēc putekļu vētras Tas ir izplatīts uz Marsa. Tie nerada nopietnus draudus, jo gaisa masās ir zema daļiņu koncentrācija.

No kādiem slāņiem sastāv Marsa atmosfēra?

Gravitācijas spēks ir mazāks nekā Zemes, tāpēc Marsa atmosfēra nav tik skaidri sadalīta slāņos pēc blīvuma un spiediena. Viendabīgs sastāvs saglabājas līdz 11 km atzīmei, tad atmosfēra sāk sadalīties slāņos. Virs 100 km blīvums samazinās līdz minimālajām vērtībām.

Troposfēra - līdz 20 km.
Stratomesosfēra - līdz 100 km.
Termosfēra - līdz 200 km.
Jonosfēra - līdz 500 km.

Atmosfēras augšējos slāņos ir vieglas gāzes – ūdeņradis, ogleklis. Šajos slāņos uzkrājas skābeklis. Atsevišķas atomu ūdeņraža daļiņas izplatās līdz 20 000 km attālumā, veidojot ūdeņraža vainagu. Nav skaidra sadalījuma starp galējiem reģioniem un kosmosu.

Augšējā atmosfēra

Vairāk nekā 20-30 km augstumā atrodas termosfēra - augšējie reģioni. Sastāvs saglabājas stabils līdz 200 km augstumam. Šeit ir augsts atomu skābekļa saturs. Temperatūra ir diezgan zema - līdz 200-300 K (no -70 līdz -200 0 C). Tālāk nāk jonosfēra, kurā joni reaģē ar neitrāliem elementiem.

Zemāka atmosfēra

Atkarībā no gada laika šī slāņa robeža mainās, un šo zonu sauc par tropopauzi. Vēl vairāk paplašina stratomesosfēru, kuras vidējā temperatūra ir -133 0 C. Uz Zemes tā satur ozonu, kas pasargā no kosmiskais starojums. Uz Marsa tas uzkrājas 50-60 km augstumā un pēc tam praktiski nav.

Atmosfēras sastāvs

Zemes atmosfēra sastāv no slāpekļa (78%) un skābekļa (20%) mazos daudzumos ir argons, oglekļa dioksīds, metāns utt. Šādi apstākļi tiek uzskatīti par optimāliem dzīvības rašanās gadījumā. Gaisa sastāvs uz Marsa ievērojami atšķiras. Galvenais Marsa atmosfēras elements ir oglekļa dioksīds - aptuveni 95%. Slāpeklis veido 3%, bet argons - 1,6%. Kopā skābeklis - ne vairāk kā 0,14%.

Šis sastāvs izveidojās Sarkanās planētas vājās gravitācijas dēļ. Visstabilākais bija smagais oglekļa dioksīds, kas pastāvīgi tiek papildināts vulkāniskās darbības rezultātā. Vieglās gāzes izkliedējas kosmosā zemas gravitācijas un trūkuma dēļ magnētiskais lauks. Slāpeklis tiek turēts gravitācijas ietekmē divatomu molekulas formā, bet radiācijas ietekmē tiek sadalīts un lido kosmosā atsevišķu atomu veidā.

Līdzīga situācija ir ar skābekli, bet augšējos slāņos tas reaģē ar oglekli un ūdeņradi. Tomēr zinātnieki pilnībā neizprot reakciju specifiku. Pēc aprēķiniem oglekļa monoksīda CO daudzumam vajadzētu būt lielākam, bet beigās tas oksidējas līdz oglekļa dioksīdam CO2 un nogrimst virspusē. Atsevišķi molekulārais skābeklis O2 parādās tikai pēc oglekļa dioksīda un ūdens ķīmiskās sadalīšanās augšējos slāņos fotonu ietekmē. Tas attiecas uz vielām, kas uz Marsa nekondensējas.

Zinātnieki uzskata, ka pirms miljoniem gadu skābekļa daudzums bija salīdzināms ar uz Zemes - 15-20%. Pagaidām nav precīzi zināms, kāpēc apstākļi mainījās. Tomēr atsevišķi atomi tik aktīvi neiztvaiko, un tāpēc vairāk svara tas pat krājas. Zināmā mērā tiek novērots apgrieztais process.

Citi svarīgi elementi:

Ozona praktiski nav, ir viena uzkrāšanās zona 30-60 km attālumā no virsmas.
Ūdens saturs ir 100-200 reizes mazāks nekā sausākajā Zemes reģionā.
Metāns – novērotas emisijas nezināma daba, un līdz šim visvairāk apspriestā viela Marsam.

Metāns uz Zemes ir klasificēts kā barības viela, tāpēc tas varētu būt saistīts ar organisko vielu. Parādīšanās un ātrās iznīcināšanas būtība vēl nav izskaidrota, tāpēc zinātnieki meklē atbildes uz šiem jautājumiem.

Kas pagātnē notika ar Marsa atmosfēru?

Planētas pastāvēšanas miljonu gadu laikā atmosfēras sastāvs un struktūra mainās. Pētījumu rezultātā ir iegūti pierādījumi, ka pagātnē uz virsmas pastāvēja šķidri okeāni. Tomēr tagad ūdens paliek nelielos daudzumos tvaika vai ledus veidā.

Šķidruma izzušanas iemesli:

Zems atmosfēras spiediens nespēj uzturēt ūdeni šķidrā stāvoklī ilgu laiku kā tas notiek uz Zemes.
Gravitācija nav pietiekami spēcīga, lai noturētu tvaika mākoņus.
Tā kā nav magnētiskā lauka, saules vēja daļiņas vielu aiznes kosmosā.
Ar ievērojamām temperatūras izmaiņām ūdeni var saglabāt tikai cietā stāvoklī.

Citiem vārdiem sakot, Marsa atmosfēra nav pietiekami blīva, lai noturētu ūdeni kā šķidrumu, un nelielais gravitācijas spēks nespēj noturēt ūdeņradi un skābekli.
Pēc ekspertu domām labvēlīgi apstākļi jo dzīvība uz Sarkanās planētas varēja veidoties pirms aptuveni 4 miljardiem gadu. Varbūt tajā laikā bija dzīvība.

Tiek nosaukti šādi iznīcināšanas iemesli:

Aizsardzības trūkums pret saules starojumu un pakāpeniska atmosfēras noplicināšanās miljoniem gadu.
Sadursme ar meteorītu vai citu kosmisku ķermeni, kas acumirklī iznīcināja atmosfēru.

Pirmais iemesls, kāpēc Šis brīdis joprojām ir lielāka iespēja, jo vēl nav atrastas globālas katastrofas pēdas. Līdzīgi secinājumi tika izdarīti, pateicoties autonomās stacijas Curiosity izpētei. Marsa roveris noteica precīzu gaisa sastāvu.

Senajā Marsa atmosfērā bija daudz skābekļa

Mūsdienās zinātniekiem nav šaubu, ka kādreiz uz Sarkanās planētas bija ūdens. Uz daudziem okeānu kontūru skatiem. Vizuālos novērojumus apstiprina īpaši pētījumi. Marsa roveri veica augsnes testus bijušo jūru un upju ielejās, un ķīmiskais sastāvs apstiprināja sākotnējos pieņēmumus.

Pašreizējos apstākļos jebkurš šķidrs ūdens uz planētas virsmas uzreiz iztvaiko, jo spiediens ir pārāk zems. Tomēr, ja okeāni un ezeri pastāvēja senatnē, apstākļi bija atšķirīgi. Viens no pieņēmumiem ir atšķirīgs sastāvs ar skābekļa frakciju aptuveni 15-20%, kā arī palielināts slāpekļa un argona īpatsvars. Šādā formā Marss kļūst gandrīz identisks mūsu dzimtajai planētai – ar šķidru ūdeni, skābekli un slāpekli.

Citi zinātnieki ir ierosinājuši, ka pastāv pilnvērtīgs magnētiskais lauks, kas var aizsargāt pret saules vēju. Tās spēks ir salīdzināms ar Zemes spēku, un tas ir vēl viens faktors, kas runā par labu dzīvības rašanās un attīstības apstākļu klātbūtnei.

Atmosfēras noplicināšanas cēloņi

Attīstības maksimums notika Hesperijas laikmetā (pirms 3,5-2,5 miljardiem gadu). Līdzenumā bija sāļais okeāns, pēc izmēra salīdzināms ar ziemeļiem Arktiskais okeāns. Temperatūra uz virsmas sasniedza 40-50 0 C, un spiediens bija aptuveni 1 atm. Pastāv liela varbūtība, ka šajā periodā pastāv dzīvi organismi. Tomēr “labklājības” periods nebija pietiekami ilgs, lai rastos sarežģīta, daudz mazāk inteliģenta dzīve.

Viens no galvenajiem iemesliem ir planētas mazais izmērs. Marss mazāks par Zemi, tāpēc gravitācija un magnētiskais lauks ir vājāki. Rezultātā saules vējš aktīvi izsita daļiņas un burtiski nogrieza apvalku slāni pa slānim. Atmosfēras sastāvs sāka mainīties 1 miljarda gadu laikā, pēc tam klimata pārmaiņas kļuva katastrofālas. Spiediena pazemināšanās izraisīja šķidruma iztvaikošanu un temperatūras izmaiņas.

Kad mēs runājam par klimata pārmaiņām, mēs skumji mājam ar galvu – ak, cik ļoti mūsu planēta ir mainījusies pagātnes laikā Nesen, cik piesārņota ir tās atmosfēra... Taču, ja gribam redzēt īstu piemēru, cik liktenīgas var būt klimata pārmaiņas, tad tās būs jāmeklē nevis uz Zemes, bet aiz tās robežām. Marss ir ļoti piemērots šai lomai.

To, kas šeit bija pirms miljoniem gadu, nevar salīdzināt ar šodienas attēlu. Mūsdienās Marsam ir ļoti auksta virsma, zems spiediens un ļoti plāna un vāja atmosfēra. Mūsu priekšā ir tikai bāla bijušās pasaules ēna, kuras virsmas temperatūra nebija daudz zemāka par pašreizējo temperatūru uz zemes, un pāri līdzenumiem un aizām steidzās dziļas upes. Varbūt šeit pat bija organiska dzīve, kas zina? Tas viss ir pagātne.

No kā sastāv Marsa atmosfēra?

Mūsdienās viņš pat noraida iespēju šeit dzīvot dzīvām būtnēm. Marsa laikapstākļus nosaka daudzi faktori, tostarp ledus cepuru cikliskā izaugsme un kušana, ūdens tvaiki atmosfērā un sezonālās putekļu vētras. Dažreiz milzīgas putekļu vētras aptver visu planētu uzreiz un var ilgt vairākus mēnešus, padarot debesis tumši sarkanas.

Marsa atmosfēra ir aptuveni 100 reizes plānāka nekā Zemes, un tajā ir 95 procenti oglekļa dioksīda. Precīzs Marsa atmosfēras sastāvs ir:

Oglekļa dioksīds: 95,32%
Slāpeklis: 2,7%
Argons: 1,6%
Skābeklis: 0,13%
Oglekļa monoksīds: 0,08%

Turklāt nelielos daudzumos ir: ūdens, slāpekļa oksīdi, neons, smagais ūdeņradis, kriptons un ksenons.

Kā radās Marsa atmosfēra? Tāpat kā uz Zemes - degazācijas rezultātā - gāzu izdalīšanās no planētas zarnām. Tomēr gravitācija uz Marsa ir daudz mazāka nekā uz Zemes, tāpēc lielākā daļa gāzu izplūst kosmosā, un tikai neliela daļa no tām spēj noturēties ap planētu.

Kas pagātnē notika ar Marsa atmosfēru?

Esamības rītausmā Saules sistēma, tas ir, pirms 4,5-3,5 miljardiem gadu Marsam bija diezgan blīva atmosfēra, kuras dēļ ūdens uz tā virsmas varēja pastāvēt šķidrā veidā. Orbitālās fotogrāfijas parāda plašu kontūras upju ielejas, sena okeāna aprises uz sarkanās planētas virsmas, un Marsa roveri paraugus ir atraduši vairāk nekā vienu reizi ķīmiskie savienojumi, kas mums pierāda, ka acis nemelo – visas šīs cilvēka acij pazīstamās reljefa detaļas uz Marsa veidojušās tādos pašos apstākļos kā uz Zemes.

Uz Marsa bez šaubām bija ūdens, šeit nav nekādu jautājumu. Vienīgais jautājums ir, kāpēc viņa beidzot pazuda?

Galvenā teorija par šo jautājumu izskatās apmēram šādi: reiz Marsam bija a saules radiācija tomēr laika gaitā tas sāka vājināties un pirms aptuveni 3,5 miljardiem gadu praktiski izzuda (uz Marsa joprojām pastāv atsevišķi lokālie magnētiskā lauka centri, kuru jauda ir diezgan salīdzināma ar Zemes spēku). Tā kā Marss ir gandrīz uz pusi mazāks par Zemi, tā gravitācija ir daudz vājāka nekā mūsu planētai. Šo divu faktoru kombinācija (magnētiskā lauka zudums un vāja gravitācija) noveda pie tā. ka saules vējš sāka “izsist” gaismas molekulas no planētas atmosfēras, pakāpeniski to retinot. Tātad Marss dažu miljonu gadu laikā nokļuva ābola lomā, no kura ar nazi tika rūpīgi nogriezta āda.

Vājinātais magnētiskais lauks vairs nevarēja efektīvi "dzēst" kosmiskais starojums, un saule no dzīvības avota pārvērtās par Marsa slepkavu. Un atšķaidītā atmosfēra vairs nespēja noturēt siltumu, tāpēc temperatūra uz planētas virsmas noslīdēja vidēji līdz -60 grādiem pēc Celsija, +20 grādus sasniedzot tikai vasaras dienā pie ekvatora.

Lai gan Marsa atmosfēra šobrīd ir aptuveni 100 reižu plānāka nekā Zemes, tā joprojām ir pietiekami bieza, lai uz sarkanās planētas aktīvi notiktu laikapstākļu veidošanās procesi, rastos nokrišņi, rastos mākoņi un vēji.

"Putekļu velns" - neliels viesuļvētra uz Marsa virsmas, fotografēts no planētas orbītas

Radiācija, putekļu vētras un citas Marsa īpašības

Radiācija planētas virsmas tuvumā ir briesmas, tomēr saskaņā ar NASA datiem, kas iegūti no Curiosity rovera analīžu apkopojuma, izriet, ka pat 500 dienu uzturēšanās laikā uz Marsa (+360 dienas ceļā), astronauti (ņemot vērā aizsarglīdzekļus) saņemtu “ starojuma devu, kas vienāda ar 1 zīvertu (~100 rentgenu). Šī deva ir bīstama, taču tā noteikti nenogalinās pieaugušo “uz vietas”. Tiek uzskatīts, ka 1 sīverts radiācijas iedarbības palielina astronauta risku saslimt ar vēzi par 5%. Pēc zinātnieku domām, zinātnes labā var iet uz lielām grūtībām, īpaši pirmo soli uz Marsu, pat ja tas sola veselības problēmas nākotnē... Tas noteikti ir solis pretī nemirstībai!

Uz Marsa virsmas sezonāli plosās simtiem putekļu velnu (tornado), kas atmosfērā paceļ putekļus no dzelzs oksīdiem (vienkāršā veidā rūsas), kas bagātīgi pārklāj Marsa tuksnešus. Marsa putekļi ir ļoti smalki, kas apvienojumā ar zemu gravitāciju noved pie tā, ka ievērojams to daudzums vienmēr atrodas atmosfērā, īpaši augstu koncentrāciju sasniedzot rudenī un ziemā ziemeļos un pavasarī un vasarā dienvidu daļā. planētas puslodes.

Putekļu vētras uz Marsa- lielākais Saules sistēmā, kas spēj aptvert visu planētas virsmu un dažreiz ilgst mēnešus. Putekļu vētru galvenie gadalaiki uz Marsa ir pavasaris un vasara.

Mehānisms tik spēcīgs laika parādības nav pilnībā izpētīti, bet, visticamāk, to izskaidro šāda teorija: kad liels skaitlis putekļu daļiņas paceļas atmosfērā, kas izraisa tā strauju uzkaršanu lielā augstumā. Siltas gāzu masas plūst uz planētas aukstajiem reģioniem, radot vēju. Marsa putekļi, kā jau minēts, ir ļoti viegli, tāpēc stiprs vējš uzsūc vēl vairāk putekļu, kas savukārt vēl vairāk sasilda atmosfēru un rada vēl stiprākus vējus, kas savukārt saceļ vēl vairāk putekļu... un tā tālāk!

Uz Marsa lietus nav, un no kurienes tas nāks -60 grādu aukstumā? Bet dažreiz snieg. Tiesa, šāds sniegs sastāv nevis no ūdens, bet gan no oglekļa dioksīda kristāliem, un tā īpašības drīzāk atgādina miglu, nevis sniegu (“sniegpārslas” ir pārāk mazas), taču esiet drošs - tas ir īsts sniegs! Tikai ar vietējo specifiku.

Kopumā “sniegs” krīt gandrīz visā Marsa teritorijā, un šis process ir ciklisks - naktī oglekļa dioksīds sasalst un pārvēršas kristālos, nokrītot uz virsmas, un dienas laikā tas atkūst un atkal atgriežas atmosfērā. Tomēr ziemeļu un dienvidu polus planētas, iekšā ziemas periods, sals valda līdz -125 grādiem, tāpēc, kad tas nokrīt kristālu veidā, gāze vairs neiztvaiko un gulstas slānī līdz pavasarim. Vai, ņemot vērā Marsa sniega cepuru izmērus, ir jāsaka, ka ziemā oglekļa dioksīda koncentrācija atmosfērā samazinās par desmitiem procentu? Atmosfēra kļūst vēl retāka, un rezultātā saglabājas vēl mazāk siltuma... Marss iegrimst ziemā.

Tā kā Marss atrodas tālāk no Saules nekā Zeme, tas debesīs var ieņemt pozīciju pretī Saulei, tad ir redzams visu nakti. Šo planētas stāvokli sauc konfrontācija. Marsam tas atkārtojas ik pēc diviem gadiem un diviem mēnešiem. Tā kā Marsa orbīta ir garāka nekā Zemes, tad opozīcijas laikā attālumi starp Marsu un Zemi var atšķirties. Reizi 15 vai 17 gados notiek Lielā konfrontācija, kad attālums starp Zemi un Marsu ir minimāls un sasniedz 55 miljonus km.

Kanāli uz Marsa

Marsa fotogrāfija, kas uzņemta no Habla kosmiskā teleskopa, skaidri parāda īpašības planētas. Uz Marsa tuksnešu sarkanā fona skaidri redzamas zilgani zaļās jūras un spilgti baltā polārā cepure. Slavens kanāliem fotoattēlā nav redzams. Šajā palielinājumā tie patiešām ir neredzami. Pēc liela mēroga Marsa fotogrāfiju iegūšanas Marsa kanālu noslēpums beidzot tika atrisināts: kanāli ir optiska ilūzija.

Lielu interesi izraisīja jautājums par pastāvēšanas iespējamību dzīve uz Marsa. Pētījumi, kas veikti 1976. gadā ar amerikāņu vikingu MS, acīmredzot deva galīgo negatīvo rezultātu. Uz Marsa dzīvības pēdas nav atrastas.

Tomēr šobrīd par šo jautājumu notiek dzīva diskusija. Abas puses, gan dzīvības uz Marsa atbalstītāji, gan pretinieki, izvirza argumentus, kurus pretinieki nevar atspēkot. Vienkārši nav pietiekami daudz eksperimentālu datu, lai atrisinātu šo problēmu. Atliek tikai gaidīt, kamēr notiekošie un plānotie lidojumi uz Marsu sniegs materiālus, kas apstiprina vai atspēko dzīvības esamību uz Marsa mūsu laikā vai tālā pagātnē. Materiāls no vietnes

Marsam ir divi mazi satelīts— Foboss (51. att.) un Deimoss (52. att.). To izmēri ir attiecīgi 18×22 un 10×16 km. Foboss atrodas tikai 6000 km attālumā no planētas virsmas un apriņķo ap to aptuveni 7 stundās, kas ir 3 reizes mazāk nekā Marsa diennakts. Deimos atrodas 20 000 km attālumā.

Ar satelītiem ir saistīti vairāki noslēpumi. Tātad to izcelsme nav skaidra. Lielākā daļa zinātnieku uzskata, ka tie ir salīdzinoši nesen notverti asteroīdi. Grūti iedomāties, kā Fobs pārdzīvoja meteorīta triecienu, kas atstāja krāteri ar 8 km diametru. Nav skaidrs, kāpēc Foboss ir melnākais mums zināmais ķermenis. Tā atstarošanas spēja ir 3 reizes mazāka nekā kvēpu. Diemžēl vairāki kosmosa kuģu lidojumi uz Fobosu beidzās neveiksmīgi. Galīgais risinājums daudzām gan Fobosa, gan Marsa problēmām tiek atlikta līdz ekspedīcijai uz Marsu, kas plānota 21. gadsimta 30. gados.

Marss ir planēta Saules sistēmā, viena no pirmajām cilvēces atklātajām planētām. Līdz šim no visām astoņām planētām visdetalizētāk ir pētīts Marss. Bet tas neaptur pētniekus, bet, gluži pretēji, izraisa arvien lielāku interesi par “Sarkano planētu” un tās izpēti.

Kāpēc to tā sauc?

Planēta savu nosaukumu ieguvusi no Marsa, viena no cienījamākajiem dieviem. seno romiešu panteons, kas savukārt ir atsauce uz grieķu dievs Ares, nežēlīgā un nodevīgā kara patrons. Šāds nosaukums nav izvēlēts nejauši – Marsa sarkanīgā virsma atgādina asins krāsu un neviļus liek atcerēties asiņaino kauju valdnieku.

Ir arī divu planētas satelītu nosaukumi dziļa jēga. Vārdi “Phobos” un “Deimos” tulkojumā no grieķu valodas nozīmē “bailes” un “šausmas” – šādi sauca divus Ares dēlus, kuri, saskaņā ar leģendu, vienmēr pavadīja savu tēvu cīņā.

Īsa pētījuma vēsture

Pirmo reizi cilvēce sāka novērot Marsu nevis caur teleskopiem. Pat senie ēģiptieši pamanīja Sarkano planētu kā klejojošu objektu, ko apliecina seni rakstītie avoti. Ēģiptieši bija pirmie, kas aprēķināja Marsa trajektoriju attiecībā pret Zemi.

Tad stafeti pārņēma Babilonijas karalistes astronomi. Zinātniekiem no Babilonas izdevās precīzāk noteikt planētas atrašanās vietu un izmērīt tās kustības laiku. Nākamie bija grieķi. Viņiem izdevās izveidot precīzu ģeocentrisku modeli un ar tā palīdzību izprast planētu kustību. Tad Persijas un Indijas zinātnieki spēja novērtēt Sarkanās planētas izmēru un attālumu līdz Zemei.

Eiropas astronomi veica milzīgu izrāvienu. Johanness Keplers, par pamatu izmantojot Nikolaja Kaepernika modeli, spēja aprēķināt Marsa elipsveida orbītu, un Kristians Haigenss izveidoja pirmo tās virsmas karti un pamanīja ledus cepure planētas ziemeļpolā.

Teleskopu parādīšanās iezīmēja uzplaukuma laiku Marsa pētījumos. Slifers, Barnards, Vaucouleurs un daudzi citi astronomi kļuva par lielākajiem Marsa pētniekiem, pirms cilvēks ienāca kosmosā.

Cilvēka kosmosa izpēte ir devusi iespēju precīzāk un detalizētāk izpētīt Sarkano planētu. 20. gadsimta vidū ar starpplanētu staciju palīdzību tika uzņemti precīzi virsmas attēli, un īpaši jaudīgi infrasarkanie un ultravioletie teleskopi ļāva izmērīt planētas atmosfēras sastāvu un vēja ātrumu uz tās.

Pēc tam no PSRS, ASV un pēc tam citām valstīm sekoja arvien precīzāki Marsa pētījumi.

Marsa izpēte turpinās līdz pat šai dienai, un iegūtie dati tikai veicina interesi par tās izpēti.

Marsa īpašības

Marss ir ceturtā planēta no Saules, blakus Zemei no vienas puses un Jupiteram no otras puses. Pēc izmēra tas ir viens no mazākajiem un pārspēj tikai Mercury.
Marsa ekvatora garums ir nedaudz vairāk par pusi no Zemes ekvatora garuma, un tā virsmas laukums ir aptuveni vienāds ar Zemes sauszemes laukumu.
Uz planētas notiek gadalaiku maiņa, taču to ilgums ir ļoti atšķirīgs. Piemēram, vasara ziemeļu daļā ir gara un auksta, bet dienvidu daļā tā ir īsa un siltāka.
Dienas garums ir diezgan salīdzināms ar uz zemes - 24 stundas un 39 minūtes, tas ir, nedaudz vairāk.

Planētas virsma

Nav brīnums, ka Marsa otrais nosaukums ir “Sarkanā planēta”. Patiešām, no attāluma tā virsma izskatās sarkanīga. Šo planētas virsmas nokrāsu piešķir atmosfērā esošie sarkanie putekļi.

Tomēr tuvplānā planēta krasi maina savu krāsu un vairs izskatās nevis sarkana, bet dzeltenbrūna. Dažreiz ar šīm krāsām var sajaukt citus toņus: zeltainu, sarkanīgu, zaļganu. Šo toņu avots ir krāsaini minerāli, kas atrodas arī uz Marsa.

Planētas virsmas lielāko daļu veido “kontinenti” - skaidri redzami gaiši apgabali, bet ļoti nelielu daļu - “jūras”, tumši un slikti redzami apgabali. Lielākā daļa "jūru" atrodas iekšā dienvidu puslode Marss. Pētnieku vidū joprojām ir strīds par “jūru” raksturu. Bet tagad zinātnieki visvairāk sliecas uz šādu skaidrojumu: tumšie apgabali ir vienkārši planētas virsmas nelīdzenumi, proti, krāteri, kalni un pauguri.

Ļoti interesants ir šāds fakts: abu Marsa pusložu virsma ir ļoti atšķirīga.

Ziemeļu puslode lielākoties sastāv no gludiem līdzenumiem, tās virsma ir zem vidējā līmeņa.

Dienvidu puslodē pārsvarā ir krāteri, un tās virsma pārsniedz vidējo.

Uzbūve un ģeoloģiskie dati

Marsa magnētiskā lauka un uz tā virsmas izvietoto vulkānu izpēte noveda zinātniekus pie interesanta secinājuma: kādreiz uz Marsa, tāpat kā uz Zemes, notika litosfēras plākšņu kustība, kas gan tagad netiek novērota.

Mūsdienu pētnieki mēdz tā domāt iekšējā struktūra Marss sastāv no šādiem komponentiem:

Garoza (aptuvenais biezums - 50 kilometri)
Silikāta mantija
Kodols (aptuvenais rādiuss - 1500 kilometri)
Planētas kodols ir daļēji šķidrs un satur divreiz vairāk gaismas elementu nekā Zemes kodols.

Viss par atmosfēru

Marsa atmosfēra ir ļoti plāna un galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda. Turklāt tas satur: slāpekli, ūdens tvaikus, skābekli, argonu, oglekļa monoksīds, ksenons un daudzi citi elementi.

Atmosfēras biezums ir aptuveni 110 kilometri. Atmosfēras spiediens planētas virsma ir vairāk nekā 150 reizes mazāka nekā Zemes virsma (6,1 milibars).

Temperatūra uz planētas svārstās ļoti plašā diapazonā: no -153 līdz +20 grādiem pēc Celsija. Visvairāk zemas temperatūras notiek stabā iekšā ziemas laiks, visaugstākie atrodas pie ekvatora pusdienlaikā. Vidējā temperatūra ir ap -50 grādiem pēc Celsija.

Interesanti, ka Marsa meteorīta “ALH 84001” rūpīga analīze lika zinātniekiem domāt, ka pirms ļoti ilga laika (pirms miljardiem gadu) Marsa atmosfēra bija blīvāka un mitrāka, un klimats bija siltāks.

Vai uz Marsa ir dzīvība?

Uz šo jautājumu joprojām nav skaidras atbildes. Tagad ir zinātniski pierādījumi, kas atbalsta abas teorijas.

Pietiekamu barības vielu klātbūtne planētas augsnē.
Uz Marsa atrodas liels daudzums metāna, kura avots nav zināms.
Ūdens tvaiku klātbūtne augsnes slānī.

Tūlītēja ūdens iztvaikošana no planētas virsmas.
Neaizsargāts pret saules vēja bombardēšanu.
Ūdens uz Marsa ir pārāk sāļš un sārmains un nav piemērots dzīvībai.
Intensīvs ultravioletais starojums.

Tādējādi zinātnieki nevar sniegt precīzu atbildi, jo nepieciešamo datu apjoms ir pārāk mazs.

Marsa masa ir 10 reizes mazāka par Zemes masu.
Pirmais cilvēks, kurš ieraudzīja Marsu caur teleskopu, bija Galileo Galilejs.
Marss sākotnēji bija romiešu ražas, nevis kara dievs.
Babilonieši planētu sauca par "Nergalu" (par godu savai ļaunuma dievībai).
IN senā Indija Marss tika nosaukts par "Mangalu" ( Indijas dievs karš).
Kultūrā Marss ir kļuvis par populārāko planētu Saules sistēmā.
Radiācijas dienas deva uz Marsa ir vienāda ar gada devu uz Zemes.

Raksturlielumi: Marsa atmosfēra ir retāk sastopama nekā Zemes gaisa apvalks. Tās sastāvs atgādina Venēras atmosfēru un 95% ir oglekļa dioksīds. Apmēram 4% nāk no slāpekļa un argona. Skābekļa un ūdens tvaiku Marsa atmosfērā ir mazāk par 1% (skatīt precīzu sastāvu). Vidējais atmosfēras spiediens virsmas līmenī ir aptuveni 6,1 mbar. Tas ir 15 000 reižu mazāk nekā uz Veneras un 160 reižu mazāk nekā uz Zemes virsmas. Dziļākajās ieplakās spiediens sasniedz 10 mbar.
Vidējā temperatūra uz Marsa ir ievērojami zemāka nekā uz Zemes - aptuveni -40° C. Vislabvēlīgākajos vasaras apstākļos dienā pusē planētas gaiss sasilst līdz 20° C, kas ir pilnīgi pieņemama temperatūra Latvijas iedzīvotājiem. zeme. Bet ziemas nakts sals var sasniegt pat -125° C. Kad ziemas temperatūra pat oglekļa dioksīds sasalst sausā ledū. Šādas pēkšņas temperatūras izmaiņas izraisa fakts, ka Marsa plānā atmosfēra nespēj ilgstoši noturēt siltumu. Pirmie Marsa temperatūras mērījumi, izmantojot termometru, kas novietots atstarojošā teleskopa fokusā, tika veikti 20. gadu sākumā. V. Lamplenda mērījumi 1922. gadā deva vidējā temperatūra Marsa virsma -28°C, E. Petits un S. Nikolsons 1924. gadā ieguva -13°C. Zemāka vērtība tika iegūta 1960. gadā. V. Sintons un Dž. Strongs: -43°C. Vēlāk, 50. un 60. gados. Tika uzkrāti un vispārināti neskaitāmi temperatūras mērījumi dažādos Marsa virsmas punktos dažādos gadalaikos un diennakts laikos. No šiem mērījumiem izrietēja, ka dienā pie ekvatora temperatūra varēja sasniegt +27°C, bet līdz rītam tā varētu sasniegt -50°C.

Temperatūras oāzes ir arī uz Marsa Fēniksa “ezera” (saules plato) un Noas zemes apgabalos, temperatūras starpība svārstās no -53°C līdz +22°C vasarā un no -103°C līdz; -43°C ziemā. Tātad, Marss ir ļoti aukstā pasaule, tomēr klimats tur nav daudz skarbāks kā Antarktīdā. Kad uz Zemi tika pārraidītas pirmās Vikingu uzņemtās fotogrāfijas no Marsa virsmas, zinātnieki bija ļoti pārsteigti, redzot, ka Marsa debesis nav melnas, kā gaidīts, bet gan rozā. Izrādījās, ka putekļi, kas karājas gaisā, absorbē 40% no ienākošās saules gaismas, radot krāsas efektu.
Putekļu vētras: Viena no temperatūras atšķirību izpausmēm ir vējš. Pāri planētas virsmai bieži pūš spēcīgi vēji, kuru ātrums sasniedz 100 m/s. Zema gravitācija ļauj pat plānām gaisa straumēm radīt milzīgus putekļu mākoņus. Dažkārt diezgan lielas teritorijas uz Marsa pārklāj milzīgas putekļu vētras. Visbiežāk tie rodas polāro ledus cepuru tuvumā. Globālā putekļu vētra uz Marsa neļāva Mariner 9 zondei fotografēt virsmu. Tas plosījās no 1971. gada septembra līdz 1972. gada janvārim, vairāk nekā 10 km augstumā atmosfērā paceļot aptuveni miljardu tonnu putekļu. Putekļu vētras visbiežāk notiek lielas opozīcijas periodos, kad vasara dienvidu puslodē sakrīt ar Marsa šķērsošanu perihēlijā. Vētru ilgums var sasniegt 50-100 dienas. (Iepriekš virsmas krāsas maiņa tika skaidrota ar Marsa augu augšanu).
Putekļu velni: Putekļu velni- vēl viens piemērs ar temperatūru saistītiem procesiem uz Marsa. Tādi tornado ir ļoti biežas izpausmes uz Marsa. Tie rada putekļus atmosfērā, un tos izraisa temperatūras atšķirības. Iemesls: dienas laikā Marsa virsma diezgan nedaudz sasilst (dažkārt līdz pozitīvai temperatūrai), bet augstumā līdz 2 metriem no virsmas atmosfēra saglabājas tikpat auksta. Šī atšķirība rada nestabilitāti, paceļot gaisā putekļus – veidojas putekļu velniņi.
Ūdens tvaiki: Marsa atmosfērā ir ļoti maz ūdens tvaiku, bet zemā spiedienā un temperatūrā tas atrodas tuvu piesātinājumam un bieži sakrājas mākoņos. Marsa mākoņi ir diezgan neparasti, salīdzinot ar tiem, kas atrodas uz Zemes. Tikai lielākie no tiem ir redzami caur teleskopu, bet novērojumi no kosmosa kuģiem liecina, ka uz Marsa ir sastopami visdažādāko formu un veidu mākoņi: cirrusiski, viļņaini, aizvēja (pie lieliem kalniem un zem lielu krāteru nogāzēm, vietas, kas aizsargātas no vēja). Aukstajā sezonā virs zemienēm - kanjoniem, ielejām - un krāteru apakšā bieži ir migla. 1979. gada ziemā Viking 2 nosēšanās zonā uzsniga plāna sniega kārtiņa, kas saglabājās vairākus mēnešus.
Gadalaiki: Mūsdienās ir zināms, ka no visām Saules sistēmas planētām Marss ir vislīdzīgākais Zemei. Tas tika izveidots pirms aptuveni 4,5 miljardiem gadu. Marsa rotācijas ass ir sasvērusies pret orbītas plakni par aptuveni 23,9°, kas ir salīdzināma ar Zemes 23,4° ass slīpumu, un tāpēc, tāpat kā uz Zemes, arī tur mainās gadalaiki. Sezonas izmaiņas visspilgtāk izpaužas polārajos reģionos. Ziemā polārie cepures aizņem ievērojamu platību. Ziemeļu polārā cepures robeža var attālināties no pola par trešdaļu attāluma līdz ekvatoram, un dienvidu vāciņa robeža aptver pusi no šī attāluma. Šo atšķirību izraisa fakts, ka ziemeļu puslodē ziema iestājas, kad Marss šķērso orbītas perihēliju, un dienvidu puslodē, kad tas šķērso afēliju. Tāpēc ziema dienvidu puslodē ir aukstāka nekā ziemeļu puslodē. Un katra no četriem Marsa gadalaikiem garums mainās atkarībā no tā attāluma no Saules. Tāpēc Marsa ziemeļu puslodē ziema ir īsa un salīdzinoši “mērena”, bet vasara ir gara, bet vēsa. Gluži pretēji, dienvidos vasaras ir īsas un salīdzinoši siltas, bet ziemas ir garas un aukstas.
Iestājoties pavasarim, polārā cepure sāk “sarukt”, atstājot aiz sevis pakāpeniski izzūdošas ledus salas. Tajā pašā laikā no poliem uz ekvatoru izplatās tā sauktais tumšuma vilnis. Mūsdienu teorijas to skaidro ar to, ka pavasara vēji pa meridiāniem transportē lielas augsnes masas ar dažādām atstarojošām īpašībām.

Acīmredzot neviens no vāciņiem pilnībā nepazūd. Pirms Marsa izpētes, izmantojot starpplanētu zondes, tika pieņemts, ka tā polārie apgabali ir klāti ar sasalušu ūdeni. Precīzāki mūsdienu zemes un kosmosa mērījumi ir atklājuši kompozīciju Marsa ledus arī sasaldētu oglekļa dioksīdu. Vasarā tas iztvaiko un nonāk atmosfērā. Vēji to aiznes uz pretējo polāro vāciņu, kur tas atkal sasalst. Šis oglekļa dioksīda cikls un dažādi izmēri polārie ledus cepures izskaidro spiediena mainīgumu Marsa atmosfērā.
Marsa diena, ko sauc par solu, ir 24,6 stundas gara, un tās gads ir sol 669.
Klimata ietekme: Pirmie mēģinājumi atrast tiešus pierādījumus Marsa augsnē par dzīvības pamata - šķidrā ūdens un tādu elementu kā slāpeklis un sērs - klātbūtni bija neveiksmīgi. Eksobioloģiskais eksperiments, kas tika veikts uz Marsa 1976. gadā pēc tam, kad uz tās virsmas nolaidās amerikāņu vikingu starpplanētu stacija, kurā atradās automātiskā bioloģiskā laboratorija (ABL), nesniedza pierādījumus par dzīvības esamību. Prombūtne organiskās molekulas uz pētāmās virsmas varētu izraisīt intensīva ultravioletais starojums Saule, jo Marsam nav aizsargājoša ozona slāņa, un augsnes oksidējošais sastāvs. Tāpēc augšējais slānis Marsa virsma (apmēram dažus centimetrus bieza) ir neauglīga, lai gan pastāv pieņēmums, ka dziļākajos, pazemes slāņos ir saglabājušies apstākļi, kas pastāvēja pirms miljardiem gadu. Noteikts apstiprinājums šiem pieņēmumiem bija nesen uz Zemes 200 m dziļumā atklātie mikroorganismi - metanogēni, kas barojas ar ūdeņradi un elpo. oglekļa dioksīds. Zinātnieku veikts īpašs eksperiments pierādīja, ka šādi mikroorganismi var izdzīvot skarbos apstākļos. Marsa apstākļi. Hipotēze par siltāku seno Marsu ar atklātām ūdenstilpnēm - upēm, ezeriem un varbūt jūrām, kā arī blīvāku atmosfēru - tiek apspriesta vairāk nekā divus gadu desmitus, jo būtu iespējams “apdzīvot” tik neviesmīlīgu planētu. , un pat tad, ja nav ūdens, ļoti grūti. Lai uz Marsa pastāvētu šķidrs ūdens, tā atmosfērai būtu ļoti jāatšķiras no pašreizējās.

Mainīgs Marsa klimats

Mūsdienu Marss ir ļoti neviesmīlīga pasaule. Reta atmosfēra, arī elpošanai nepiemērota, šausmīgas putekļu vētras, ūdens trūkums un krasas temperatūras izmaiņas dienas un gada garumā – tas viss liecina, ka Marsu apdzīvot nebūs tik vienkārši. Bet pa to kādreiz plūda upes. Vai tas nozīmē, ka Marsam agrāk bija atšķirīgs klimats?
Ir vairāki fakti, kas apstiprina šo apgalvojumu. Pirmkārt, no Marsa virsmas ir praktiski izdzēsti ļoti veci krāteri. Mūsdienu atmosfēra nevarēja izraisīt šādu iznīcināšanu. Otrkārt, ir daudz plūstoša ūdens pēdu, kas arī nav iespējams, ņemot vērā pašreizējo atmosfēras stāvokli. Krāteru veidošanās un erozijas ātruma izpēte ļāva konstatēt, ka vējš un ūdens tos iznīcināja visspēcīgāk apmēram pirms 3,5 miljardiem petu. Daudzas gravas ir aptuveni vienāda vecuma.
Diemžēl šobrīd nav iespējams izskaidrot, kas tieši izraisīja tik nopietnas klimata pārmaiņas. Galu galā, lai uz Marsa pastāvētu šķidrs ūdens, tā atmosfērai bija ļoti jāatšķiras no pašreizējās. Iespējams, iemesls tam ir bagātīgā gaistošo elementu izdalīšanās no planētas zarnām pirmajos miljardos tās dzīves gadu vai izmaiņas Marsa kustības dabā. Pateicoties lielajai ekscentricitātei un tuvumam milzu planētām, Marsa orbītā, kā arī planētas rotācijas ass slīpumā var rasties spēcīgas svārstības gan īslaicīgas, gan diezgan ilgstošas. Šīs izmaiņas izraisa Marsa virsmas absorbētās saules enerģijas daudzuma samazināšanos vai palielināšanos. Agrāk klimats varēja piedzīvot spēcīgu sasilšanu, kā rezultātā pieauga atmosfēras blīvums polāro vāciņu iztvaikošanas un pazemes ledus kušanas dēļ.
Pieņēmumus par Marsa klimata mainīgumu apstiprina nesenie Habla kosmiskā teleskopa novērojumi. Tas ļāva ražot ļoti precīzi mērījumi Marsa atmosfēras īpašības un pat prognozē Marsa laikapstākļus. Rezultāti bija diezgan negaidīti. Kopš 1976. gada, kad nolaidās vikingu desantnieki, planētas klimats ir ļoti mainījies: kļuvis sausāks un vēsāks. Tas varētu būt saistīts ar spēcīgajām vētrām, kas notika 70. gadu sākumā. izcēla atmosfērā milzīgu skaitu sīku putekļu daļiņu. Šie putekļi neļāva Marsam atdzist un ūdens tvaikiem iztvaikot kosmosā, bet pēc tam nosēdās un planēta atgriezās normālā stāvoklī.