РЕФЕРАТ
На тему:
Планета Марс
Марс – четверта планета Сонячної системи, яка з періодом 687 земних діб
рухається навколо Сонця на середній відстані 228 млн. км. За розмірами
Марс майже вдвічі, а за масою – в дев’ять разів менший від Землі, сила
тяжіння на Марсі становить 0,39 земної. Вісь його обертання нахилена до
площини орбіти під кутом 25°, завдяки чому на Марсі відбувається зміна
пір року, а тривалість доби лише на 20 хв. менша за земну. Напрямок на
точку перигелію Марса близький до напрямку на точку афелію Землі. Тому
коли обидві планети у своєму русі навколо Сонця опиняються поблизу цих
точок водночас, тобто Марс перебуває у протистоянні до Землі, віддаль
між ними стає найменшою – 56 млн. км. Таке взаємне положення Землі та
Марса називається великим протистоянням.
Великі протистояння повторюються через кожні 15 років і трапляються у
серпні – на початку вересня. У цей час Марс повернутий до Землі
південним полюсом, і тому його південна півкуля вивчена краще, ніж
північна.
Марс має розріджену атмосферу. Це дозволяє вивчати його поверхню
безпосередньо з Землі. Дві третини поверхні Марса займають світлі
ділянки, які отримали назву материків, близько третини – темні ділянки,
названі морями. Вони зберігають свою форму в часі, що дозволило скласти
точні карти поверхні. Поблизу полюсів восени утворюються білі плями –
полярні шапки, які зникають повністю або значно зменшуються в розмірах
на початку літа.
Підчас великого протистояння 1877 року італійський астроном Дж.
Скіапареллі повідомив про відкриття ним на поверхні Марса чітких ліній,
які ніби перетинають марсіанські пустелі, і дав їм назву канали. Було
навіть висловлено припущення, що це споруди, створені розумними істотами
для транспортування води від полюсів планети у зневоднені при
екваторіальні райони.
З початку 1960 р. до Марса було спрямовано біля 30 АМС. Високоякісні
зображення поверхні планети відкрили для землян новий образ Марса.
Виявилося, що Марс, як і Місяць, укритий кратерами. Але, наприклад. така
ділянка, як Еллада – величезна чаша діаметром 1700 км., що лежить нижче
навколишнього ландшафту на 5,5 км., – практично позбавлена кратерів. Є
на Марсі також безладно розташовані пагорби і провалля, різного роду
утворення, схожі на русла висохлих річок, системи вузьких тріщин,
гірські райони і окремі гори вулканічного походження.
Біля екватора планети розташована головна геологічна особливість
Марса – вулкано-тектонічний регіон Фарсіда, який, окрім того, є
найважливішим погодотворчим фактором на планеті. Це вулканічне плато,
яке здіймається над навколишньою територією на висоту до 4-5 км., а
третина його площі – навіть на 8-9 км, є п’єдесталом для велетенських і
давно згаслих вулканів 19-27 км. заввишки. Три з них розташовані в одну
лінію, яка перетинає екватор. А четвертий, феноменальний у своїй
грандіозності, знаходиться осторонь від них.
Цей найбільший у Сонячній системі вулкан носить назву Олімп. Діаметр
основи щита, на якому він розташований, становить 600 км. Щит
обривається прямовисним скелястим уступом висотою 6 км. Вивершує щит
вулканічна вершина з кратером розмірами 65*80 км. і висотою 27,4 км. над
середнім рівнем поверхні.
На особливу увагу заслуговує рифтова долина Маринер понад 4000 км.
завдовжки і до 200 км. завширшки. Основою цієї рифтової долини є
величезний (2500 * 75-150 * 6 км.) каньйон Титоніус Часма, що означає
„величезна безодня”. На крутих схилах каньйону – зсуви та осипи, глибокі
яруги. Його дно несе на собі сліди бурхливої діяльності потоків води.
Оскільки зараз рідкої води на Марсі немає, то існує припущення, що в
минулому клімат планети був значно теплішим, так що на ній існували моря
і протікали річки.
Марсіанський грунт – це дрібнодисперсний матеріал (реголіт), в якому
міститься 15-20 % кремнію, 12-16 % заліза, близько 10 % фосфору, 7 %
марганцю та кобальту, а також кальцій, хром, нікель, ванадій, титан,
молібден, цирконій та ін. Жодна з відомих земних гірських порід не
збігається за складом з марсіанськими.
Червонуватий колір марсіанської поверхні обумовлений великою кількістю
окислів заліза, тобто звичайної іржі. Тому панорами марсіанської
рівнини, передані в різні роки американськими станціями, – це
оранжево-червона пустеля, вкрита численними каменями з різкими краями.
Температурні умови на Марсі визначаються його відстанню від Сонця,
густиною та складом атмосфери, а також оптичними властивостями грунту.
Найвища температура, зареєстрована на поверхні Марса, становить 300 К,
але вона різна для світлих і темних ділянок, що лежать поряд. Тому
говорять про середню температуру 230 К. На екваторі вона встановлюється
приблизно через годину після полудня. Уночі температура навіть в
екваторіальних районах знижується до 170 К, а в полярних – до 140 К.
Такий великий перепад температур пояснюється малою теплопровідністю
грунту.
Атмосфера на Марсі дуже розріджена, її тиск біля поверхні становить в
середньому 0,006 тиску земної атмосфери. За складом вона нагадує
атмосферу Венери: 95% належить вуглекислому газу, близько 4 % – азоту і
аргону. Кисню і водяної пари в атмосфері Марса менше 1 %, проте в ній є
хмари з кристаликів льоду, так що вона рідко буває цілком прозорою.
Швидкість вітру, як правило, невелика, але часом досягає значення 40-50
м/с, і тоді вітер піднімає марсіанський пил високо догори, утворюючи
пилову бурю.
Найсильніші пилові бурі можуть тривати по декілька місяців і повністю
закривати поверхню. Через невелику силу тяжіння навіть після закінчення
пилової бурі в повітрі зависає значна кількість пилинок, забарвлюючи
небо у рожевий колір.
Полярні шапки, які змінюють свої розміри в залежності від марсіанської
пори року, складаються з твердої вуглекислоти. Улітку вона
випаровується, залишаючи невелику ділянку водяного льоду завтовшки в
кілька сот метрів. Вважається, що вся вода на Марсі знаходиться у
зв’язаному стані на полярних шапках і в шарі вічної мерзлоти.
Багато цінної інформації отримали астрономи від марсохода „Соджорнер”,
який працював на поверхні Марса у другій половині 1997 р. Зокрема, він
передав на Землю близько 40 стереоскопічних знівків поверхні планети.
Життя на Марсі він не виявив.
Супутники Марса.
В існуванні двох супутників Марса не сумнівався свого часу Кеплер, як це
видно з його листа до Галілея: „Я… шалено хочу мати телескоп, щоб,
якщо зможу, випередити вас у відкритті двох супутників, які обертаються
навколо Марса”.
Під час протистояння Марса у серпні 1877 р. американець А. Холл,
випробовуючи новий 66-сантиметровий рефрактор, узявся відкрити ці
супутники. 2 серпня Холл уперше побачив супутник, згодом названий
Деймосом (грец. „жах”), а 17 серпня він відкрив Фобос (грец. „страх”).
Відстань Фобоса і Деймоса від центра Марса відповідно 2,76 і 6,9 радіуса
планети, період обертання відповідно 7 год.39 хв. і 30 год.18 хв. Фобос
за одну марсіанську добу встигає зробити три оберти навколо планети,
сходячи на заході і заходячи на сході, а Деймос, зійшовши на сході,
перебуває над горизонтом близько 65 год., тобто понад 2,5 марсіанської
доби. Супутники рухаються в площині екватора і по колових орбітах.
Розміри Фобоса становлять 28*20*18 км., а Деймоса – 16*12*10 км.
Поверхні супутників поцятковані кратерами набагато сильніше, ніж
поверхня Марса. На знімках Фобоса добре видно його найбільший кратер –
Стікні діаметром 10 км. Відстань між борознами глибиною до 30 м.
становить 200-300 м. Природа цих утворень досі залишається нез’ясованою.
Використана література :
Климишин І.А., Крячко І.П. „Астрономія” 2003р.
Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter
