Porovnanie Marsu a Zeme, ktorá planéta je väčšia a aký je ich rozdiel. Mars a Zem: porovnanie veľkostí, atmosfér, podobností a rozdielov
Mars je štvrtá najvzdialenejšia planéta od Slnka a siedma najväčšia planéta slnečnej sústavy, pomenovaná po Marsovi, starorímskom bohu vojny, zodpovedajúcom starogréckemu Aresovi. Mars je niekedy označovaný ako „červená planéta“ kvôli červenkastému odtieňu povrchu, ktorý mu dodáva oxid železa.
Mars je terestriálna planéta so riedkou atmosférou. Rysy povrchového reliéfu Marsu možno považovať za impaktné krátery, ako sú krátery na Mesiaci, ako aj sopky, údolia, púšte a polárne ľadové čiapky ako na Zemi.
Mars má dva prirodzené satelity, Phobos a Deimos (v preklade zo starej gréčtiny – „strach“ a „hrôza“ – mená dvoch synov Aresa, ktorí ho sprevádzali v boji), ktoré sú pomerne malé a majú nepravidelný tvar. Môžu to byť asteroidy zachytené gravitačným poľom Marsu, podobne ako asteroid (5261) Eureka zo skupiny Trójskych koní.
Reliéf Marsu má mnoho jedinečných vlastností. Vyhasnutá marťanská sopka Mount Olympus je najvyššou horou slnečnej sústavy a Mariner Valley je najväčším kaňonom. Okrem toho v júni 2008 tri práce publikované v časopise Nature predložili dôkazy o existencii najväčšieho známeho impaktného krátera v slnečnej sústave na severnej pologuli Marsu. Je 10 600 km dlhý a 8 500 km široký, teda asi štyrikrát väčší ako doteraz najväčší impaktný kráter objavený na Marse, blízko jeho južného pólu. Okrem podobnej topografie povrchu má Mars rotačné obdobie a ročné obdobia podobné ako na Zemi, no jeho klíma je oveľa chladnejšia a suchšia ako na Zemi.
Až do prvého preletu Marsu sondou Mariner 4 v roku 1965 mnohí výskumníci verili, že na jeho povrchu je tekutá voda. Tento názor bol založený na pozorovaniach periodických zmien vo svetlých a tmavých oblastiach, najmä v polárnych zemepisných šírkach, ktoré boli podobné kontinentom a moriam. Tmavé brázdy na povrchu Marsu niektorí pozorovatelia interpretovali ako zavlažovacie kanály pre tekutú vodu. Neskôr sa ukázalo, že tieto brázdy boli optickým klamom.
Kvôli nízkemu tlaku nemôže voda na povrchu Marsu existovať v tekutom stave, no je pravdepodobné, že v minulosti boli podmienky iné, a preto nemožno vylúčiť prítomnosť primitívneho života na planéte. 31. júla 2008 bola objavená voda v stave ľadu na Marse vesmírnou loďou Phoenix od NASA.
Vo februári 2009 mala orbitálna výskumná konštelácia na obežnej dráhe Marsu tri funkčné kozmické lode: Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Satellite, viac ako okolo ktorejkoľvek inej planéty okrem Zeme. Povrch Marsu v súčasnosti skúmajú dva rovery: „Spirit“ a „Opportunity“. Na povrchu Marsu je tiež niekoľko neaktívnych pristávacích modulov a roverov, ktoré ukončili výskum. Geologické údaje, ktoré zhromaždili, naznačujú, že väčšinu povrchu Marsu predtým pokrývala voda. Pozorovania za posledné desaťročie umožnili na niektorých miestach povrchu Marsu odhaliť slabú aktivitu gejzírov. Podľa pozorovaní z NASA Mars Global Surveyor časti južnej polárnej čiapky Marsu postupne ustupujú.
Mars je možné vidieť zo Zeme voľným okom. Jeho zdanlivá hviezdna magnitúda dosahuje −2,91 m (pri najbližšom priblížení k Zemi), jasnosť podlieha iba Jupiteru (a aj to nie vždy počas veľkej konfrontácie) a Venuši (ale len ráno alebo večer). Spravidla je počas veľkej opozície oranžový Mars najjasnejším objektom na nočnej oblohe Zeme, ale to sa stáva len raz za 15-17 rokov na jeden až dva týždne.
Veľkosťou je Mars takmer polovičný ako Zem – jeho rovníkový polomer je 3396,9 km (53,2 % zemského). Povrch Marsu je približne rovnaký ako plocha pevniny na Zemi. Polárny polomer Marsu je asi o 20 km menší ako ten rovníkový, hoci doba rotácie planéty je dlhšia ako doba Zeme, čo naznačuje zmenu v rýchlosť rotácie Marsu v priebehu času. Hmotnosť planéty je 6,418 × 1023 kg (11 % hmotnosti Zeme). Zrýchlenie voľného pádu na rovníku je 3,711 m/s² (0,378 Zeme); prvá úniková rýchlosť je 3,6 km/sa druhá je 5,027 km/s. Mars sa otáča okolo svojej osi, ktorá je naklonená k kolmej rovine obežnej dráhy pod uhlom 24°56'. Doba rotácie planéty je 24 hodín 37 minút 22,7 sekúnd. Marťanský rok teda pozostáva z 668,6 marťanských slnečných dní (nazývaných sols). Naklonenie osi rotácie Marsu spôsobuje zmenu ročných období. V tomto prípade vedie predĺženie obežnej dráhy k veľkým rozdielom v ich trvaní. Severná jar a leto teda spolu trvajú 371 sólov, čo je výrazne viac ako polovica marťanského roka. Zároveň dopadajú na tú časť obežnej dráhy Marsu, ktorá je od Slnka najďalej. Preto sú na Marse letá na severe dlhé a chladné, zatiaľ čo letá na juhu sú krátke a horúce.
Teplota na planéte sa pohybuje od -153°C na póle v zime do vyše +20°C na rovníku na poludnie. Priemerná teplota je -50 °C.
 |
| Atmosféra Marsu. |
Atmosféra Marsu, ktorá pozostáva hlavne z oxidu uhličitého, je veľmi riedka. Tlak na povrchu Marsu je 160-krát menší ako na Zemi – 6,1 mbar na priemernej úrovni povrchu. Kvôli veľkému výškovému rozdielu na Marse sa tlak v blízkosti povrchu značne líši. Maximálna hodnota dosahuje 10–12 mbar v povodí Hellas v hĺbke 8 km. Na rozdiel od Zeme sa hmotnosť marťanskej atmosféry počas roka značne mení v dôsledku topenia a mrazenia polárnych čiapok obsahujúcich oxid uhličitý.
Atmosféru tvorí z 95 % oxid uhličitý; ďalej obsahuje 2,7 % dusíka, 1,6 % argónu, 0,13 % kyslíka, 0,1 % vodnej pary, 0,07 % oxidu uhoľnatého. Sú tam stopy metánu.
Marťanská ionosféra sa rozprestiera od 110 do 130 km nad povrchom planéty.
Existujú dôkazy, že v minulosti mohla byť atmosféra hustejšia a klíma teplá a vlhká a na povrchu Marsu existovala tekutá voda a pršalo. Orbiter Mars Odyssey zistil, že pod povrchom červenej planéty sa nachádzajú usadeniny vodného ľadu. Neskôr tento predpoklad potvrdili aj ďalšie prístroje, no otázka prítomnosti vody na Marse bola definitívne vyriešená v roku 2008, keď sonda Phoenix, ktorá pristála blízko severného pólu planéty, dostala vodu z marťanskej pôdy.
Klíma, podobne ako na Zemi, je sezónna. V chladnom období sa aj mimo polárnych čiapok môže na povrchu vytvárať slabý mráz. Prístroj Phoenix zaznamenal sneženie, no snehové vločky sa vyparili skôr, ako sa dostali na povrch.
Podľa výskumníkov z Carl Sagan Center prebieha na Marse v posledných desaťročiach proces otepľovania. Iní odborníci sa domnievajú, že na takéto závery je ešte priskoro.
Rover Opportunity zaznamenal početné prachové víry. Ide o vzduchové turbulencie, ktoré sa vyskytujú v blízkosti povrchu planéty a vynášajú do vzduchu veľké množstvo piesku a prachu. Často sú pozorované na Zemi, ale na Marse môžu dosiahnuť oveľa väčšie veľkosti.
Dve tretiny povrchu Marsu zaberajú svetlé oblasti nazývané kontinenty, asi tretinu tmavé oblasti nazývané moria. Moria sú sústredené hlavne na južnej pologuli planéty, medzi 10 a 40° zemepisnej šírky. Na severnej pologuli sú len dve veľké moria – Acidalské a Veľké Syrtské.
Povaha tmavých oblastí je stále predmetom sporov. Pretrvávajú aj napriek tomu, že na Marse zúria prachové búrky. Kedysi to slúžilo ako argument v prospech predpokladu, že tmavé oblasti sú pokryté vegetáciou. Teraz sa verí, že sú to len oblasti, z ktorých sa vďaka ich reliéfu ľahko vyfúkne prach. Veľkoplošné snímky ukazujú, že v skutočnosti tmavé oblasti pozostávajú zo skupín tmavých pásov a škvŕn spojených s krátermi, kopcami a inými prekážkami v ceste vetrov. Sezónne a dlhodobé zmeny ich veľkosti a tvaru sú zrejme spojené so zmenou pomeru povrchových plôch pokrytých svetlou a tmavou hmotou.
Pologule Marsu sú celkom odlišné v povahe povrchu. Na južnej pologuli je povrch 1–2 km nad strednou úrovňou a je husto posiaty krátermi. Táto časť Marsu pripomína mesačné kontinenty. Na severe je väčšina povrchu podpriemerná, je tu málo kráterov a hlavnú časť zaberajú pomerne hladké pláne, ktoré vznikli pravdepodobne v dôsledku zaplavovania lávou a erózie. Tento rozdiel medzi hemisférami zostáva predmetom diskusie. Hranica medzi hemisférami sleduje približne veľkú kružnicu so sklonom 30° k rovníku. Hranica je široká a nepravidelná a tvorí svah smerom na sever. Pozdĺž nej sa nachádzajú najviac erodované oblasti povrchu Marsu.
Na vysvetlenie asymetrie hemisfér boli predložené dve alternatívne hypotézy. Podľa jedného z nich sa v ranom geologickom štádiu litosférické dosky "spojili" (možno náhodou) do jednej pologule, ako je kontinent Pangea na Zemi, a potom "zamrzli" v tejto polohe. Ďalšia hypotéza zahŕňa zrážku Marsu s vesmírnym telesom veľkosti Pluta.
Veľký počet kráterov na južnej pologuli naznačuje, že povrch je tu starý - 3-4 miliardy rokov. Existuje niekoľko typov kráterov: veľké krátery s plochým dnom, menšie a mladšie miskovité krátery podobné mesiacu, krátery obklopené valom a vyvýšené krátery. Posledné dva typy sú na Marse jedinečné – lemované krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde výrony kvapaliny pretekali po povrchu, a vyvýšené krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde pokrývka výronu krátera chránila povrch pred veternou eróziou. Najväčšou črtou pôvodu dopadu je Hellasská planina (približne 2100 km v priemere).
V oblasti chaotickej krajiny v blízkosti hemisférickej hranice došlo na povrchu k veľkým oblastiam zlomenín a kompresie, po ktorých niekedy nasledovala erózia (v dôsledku zosuvov pôdy alebo katastrofického uvoľnenia podzemnej vody) a zaplavenie tekutou lávou. Chaotické krajiny sa často nachádzajú na čele veľkých kanálov prerezaných vodou. Najprijateľnejšou hypotézou ich spoločného vzniku je náhle topenie podpovrchového ľadu.
Na severnej pologuli sa okrem rozsiahlych vulkanických plání nachádzajú dve oblasti veľkých sopiek – Tharsis a Elysium. Tharsis je rozľahlá vulkanická nížina s dĺžkou 2000 km, siahajúca do výšky 10 km nad priemer. Nachádzajú sa na ňom tri veľké štítové sopky – Mount Arsia, Mount Pavlina a Mount Askriyskaya. Na okraji Tharsis je najvyššia hora na Marse a v slnečnej sústave, hora Olymp. Olymp dosahuje výšku 27 km vo vzťahu k svojej základni a 25 km vo vzťahu k priemernej úrovni povrchu Marsu a pokrýva oblasť s priemerom 550 km, obklopenú útesmi, miestami dosahujúcimi 7 km. výška. Objem hory Olymp je 10-krát väčší ako objem najväčšej sopky na Zemi, Mauna Kea. Nachádza sa tu aj niekoľko menších sopiek. Elysium – kopec až šesť kilometrov nad priemernou úrovňou, s tromi sopkami – kupolou Hecate, Mount Elysius a kupolou Albor.
Tharsis pahorkatinu tiež pretínajú mnohé tektonické zlomy, často veľmi zložité a rozsiahle. Najväčšie z nich, údolia Mariner, sa tiahnu v zemepisnej šírke v dĺžke takmer 4000 km (štvrtina obvodu planéty), pričom dosahujú šírku 600 km a hĺbku 7-10 km; tento zlom je veľkosťou porovnateľný s východoafrickým riftom na Zemi. Na jej strmých svahoch dochádza k najväčším zosuvom pôdy v slnečnej sústave. Údolia Mariner Valley sú najväčším známym kaňonom v slnečnej sústave. Kaňon, ktorý v roku 1971 objavila sonda Mariner 9, by mohol pokryť celé územie Spojených štátov amerických, od oceánu po oceán.
Vzhľad Marsu sa značne líši v závislosti od ročného obdobia. V prvom rade sú markantné zmeny na polárnych čiapkach. Rastú a zmenšujú sa a vytvárajú sezónne javy v atmosfére a na povrchu Marsu. Južná polárna čiapka môže dosahovať zemepisnú šírku 50°, severná aj 50°. Priemer stálej časti severnej polárnej čiapky je 1000 km. Keď sa polárna čiapočka v jednej z pologúľ na jar vzďaľuje, detaily povrchu planéty začínajú tmavnúť. Pre pozemského pozorovateľa sa zdá, že tmavnúca vlna sa šíri od polárnej čiapky smerom k rovníku, hoci orbitery nezaznamenávajú žiadne výrazné zmeny.
Polárne čiapky sa skladajú z dvoch zložiek: sezónneho oxidu uhličitého a svetského vodného ľadu. Podľa satelitu Mars Express sa hrúbka čiapok môže pohybovať od 1 m do 3,7 km. Sonda Mars Odyssey objavila aktívne gejzíry na južnej polárnej čiapočke Marsu. Ako sa odborníci z NASA domnievajú, prúdy oxidu uhličitého sa pri jarnom otepľovaní rozbíjajú do veľkej výšky a berú so sebou prach a piesok.
Jarné topenie polárnych čiapok vedie k prudkému zvýšeniu atmosférického tlaku a presunu veľkých más plynu na opačnú pologuľu. Rýchlosť súčasne fúkajúcich vetrov je 10-40 m/s, miestami až 100 m/s. Vietor zdvíha z povrchu veľké množstvo prachu, čo vedie k prachovým búrkam. Silné prachové búrky takmer úplne skrývajú povrch planéty. Prachové búrky majú citeľný vplyv na rozloženie teplôt v atmosfére Marsu.
Údaje z marťanského prieskumného satelitu umožnili odhaliť výraznú vrstvu ľadu pod sutinou na úpätí hôr. Ľadovec s hrúbkou stoviek metrov pokrýva plochu tisícok štvorcových kilometrov a jeho ďalšie štúdium môže poskytnúť informácie o histórii marťanskej klímy.
Na Marse je veľa geologických útvarov, ktoré pripomínajú vodnú eróziu, najmä vyschnuté korytá riek. Podľa jednej hypotézy tieto kanály mohli vzniknúť v dôsledku krátkodobých katastrofických udalostí a nie sú dôkazom dlhodobej existencie riečneho systému. Nedávne dôkazy však naznačujú, že rieky tiekli geologicky významné časové obdobia. Boli nájdené najmä obrátené kanály (t. j. kanály vyvýšené nad okolitou oblasťou). Na Zemi takéto útvary vznikajú v dôsledku dlhodobého nahromadenia hustých spodných sedimentov s následným vysychaním a zvetrávaním okolitých hornín. Okrem toho existujú dôkazy o posunoch kanálov v delte rieky, keď sa povrch postupne dvíha.
Údaje z roverov Spirit a Opportunity NASA tiež poskytujú dôkazy o prítomnosti vody v minulosti (zistili sa minerály, ktoré sa mohli vytvoriť iba v dôsledku dlhodobého vystavenia vode). Prístroj "Phoenix" objavil nánosy ľadu priamo v zemi.
Na vulkanickej pahorkatine Tharsis sa našlo niekoľko nezvyčajných hlbokých studní. Súdiac podľa obrázku marťanského prieskumného satelitu z roku 2007, jeden z nich má priemer 150 metrov a osvetlená časť steny siaha nie menej ako 178 metrov do hĺbky. Bola predložená hypotéza o sopečnom pôvode týchto útvarov.
Elementárne zloženie povrchovej vrstvy marťanskej pôdy podľa údajov landerov nie je na rôznych miestach rovnaké. Hlavnou zložkou pôdy je oxid kremičitý (20-25%), obsahujúci prímes hydrátov oxidov železa (až 15%), ktoré dodávajú pôde červenkastú farbu. Významné sú nečistoty zlúčenín síry, vápnika, hliníka, horčíka, sodíka (niekoľko percent pre každého).
Podľa údajov zo sondy Phoenix NASA (pristátie na Marse 25. mája 2008) sa pomer pH a niektoré ďalšie parametre marťanských pôd približujú k zemským a teoreticky by sa na nich dali pestovať rastliny. "V skutočnosti sme zistili, že pôda na Marse spĺňa požiadavky a obsahuje aj potrebné prvky pre vznik a udržanie života v minulosti, prítomnosti a budúcnosti." „Boli sme príjemne prekvapení získanými údajmi. Tento typ pôdy je široko zastúpený aj na Zemi - každý dedinčan sa s ním denne zaoberá v záhrade. Bol v ňom zaznamenaný vysoký (výrazne vyšší, ako sa očakávalo) obsah alkálií a našli sa kryštály ľadu. Takáto pôda je celkom vhodná na pestovanie rôznych rastlín, napríklad špargle. Nie je tu nič, čo by znemožňovalo život. Práve naopak: s každou novou štúdiou nachádzame ďalšie dôkazy v prospech možnosti jej existencie, “povedal Sam Kunaves, vedúci výskumník-chemik projektu.
V mieste pristátia prístroja je v zemi tiež značné množstvo vodného ľadu.
Na rozdiel od Zeme nedochádza na Marse k pohybu litosférických dosiek. Výsledkom je, že sopky môžu existovať oveľa dlhšie a dosahovať gigantické veľkosti.
Moderné modely vnútornej štruktúry Marsu naznačujú, že Mars pozostáva z kôry s priemernou hrúbkou 50 km (a maximálnej hrúbky do 130 km), silikátového plášťa s hrúbkou 1800 km a jadra s polomerom 1480 km. . Hustota v strede planéty by mala dosiahnuť 8,5 g/cm³. Jadro je čiastočne tekuté a pozostáva prevažne zo železa s prímesou 14-17 % (hmotn.) síry a obsah ľahkých prvkov je dvakrát vyšší ako v jadre Zeme. Podľa moderných odhadov sa formovanie jadra zhodovalo s obdobím raného vulkanizmu a trvalo asi miliardu rokov. Čiastočné tavenie plášťových silikátov trvalo približne rovnaký čas. Kvôli nižšej gravitácii na Marse je rozsah tlaku v plášti Marsu oveľa menší ako na Zemi, čo znamená, že má menej fázových prechodov. Predpokladá sa, že fázový prechod olivínu na spinelovú modifikáciu začína v pomerne veľkých hĺbkach - 800 km (400 km na Zemi). Povaha reliéfu a ďalšie znaky naznačujú prítomnosť astenosféry pozostávajúcej zo zón čiastočne roztavenej hmoty. Pre niektoré oblasti Marsu bola zostavená podrobná geologická mapa.
Podľa pozorovaní z obežnej dráhy a analýzy zbierky marťanských meteoritov sa povrch Marsu skladá hlavne z čadiča. Existujú určité dôkazy, ktoré naznačujú, že na časti povrchu Marsu je materiál viac kremenný ako normálny čadič a môže byť podobný andezitovým horninám na Zemi. Tieto isté pozorovania však možno interpretovať v prospech prítomnosti kremenného skla. Významnú časť hlbšej vrstvy tvorí zrnitý prach oxidu železa.
Mars má magnetické pole, ale je slabé a extrémne nestabilné, na rôznych miestach planéty sa jeho sila môže líšiť 1,5 až 2-krát a magnetické póly sa nezhodujú s fyzikálnymi. To naznačuje, že železné jadro Marsu je relatívne nehybné vo vzťahu k jeho kôre, to znamená, že mechanizmus planetárneho dynama zodpovedný za magnetické pole Zeme na Marse nefunguje. Hoci Mars nemá stabilné planetárne magnetické pole, pozorovania ukázali, že časti zemskej kôry planéty sú zmagnetizované a že v minulosti došlo k obráteniu magnetických pólov týchto častí. Ukázalo sa, že magnetizácia týchto častí je podobná pásovým magnetickým anomáliám v oceánoch.
Jedna z teórií, publikovaná v roku 1999 a opätovne preskúmaná v roku 2005 (pomocou bezpilotného Mars Global Surveyor), hovorí, že tieto pásy ukazujú doskovú tektoniku pred 4 miliardami rokov, predtým, než prestalo fungovať dynamo planéty, čo spôsobilo prudké zoslabnutie magnetického poľa. Príčiny tohto prudkého poklesu nie sú jasné. Je predpoklad, že fungovanie dynama 4 mld. rokmi sa vysvetľuje prítomnosťou asteroidu, ktorý rotoval vo vzdialenosti 50-75 tisíc kilometrov okolo Marsu a spôsobil nestabilitu v jeho jadre. Asteroid potom klesol na svoju hranicu Roche a zrútil sa. Samotné toto vysvetlenie však obsahuje nejednoznačnosti a vo vedeckej komunite je sporné.
Možno sa v dávnej minulosti v dôsledku zrážky s veľkým nebeským telesom zastavila rotácia jadra, ako aj strata hlavného objemu atmosféry. Predpokladá sa, že k strate magnetického poľa došlo asi pred 4 miliardami rokov. V dôsledku slabosti magnetického poľa preniká slnečný vietor atmosférou Marsu takmer bez prekážok a mnohé z fotochemických reakcií pod vplyvom slnečného žiarenia, ktoré sa vyskytujú na Zemi v ionosfére a vyššie, možno na Marse pozorovať takmer v jeho samom povrch.
Geologická história Marsu zahŕňa tieto tri epochy:
Noachovská epocha (pomenovaná podľa „Noachian Land“, oblasti Marsu): Vznik najstaršieho existujúceho povrchu Marsu. Pokračovalo to v období pred 4,5 miliardami – 3,5 miliardami rokov. Počas tejto epochy bol povrch zjazvený početnými impaktnými krátermi. Náhorná plošina provincie Tharsis vznikla pravdepodobne v tomto období s neskorším intenzívnym prúdením vody.
Hesperská epocha: pred 3,5 miliardami rokov do pred 2,9 - 3,3 miliardami rokov. Toto obdobie je poznačené tvorbou obrovských lávových polí.
Amazonská epocha (pomenovaná podľa „Amazonskej nížiny“ na Marse): spred 2,9 – 3,3 miliardy rokov až po súčasnosť. Oblasti vytvorené počas tejto epochy majú veľmi málo meteoritových kráterov, ale inak sú úplne odlišné. V tomto období vznikla hora Olymp. V tomto čase sa lávové prúdy liali aj v iných častiach Marsu.
Prirodzenými satelitmi Marsu sú Phobos a Deimos. Obe objavil americký astronóm Asaph Hall v roku 1877. Phobos a Deimos majú nepravidelný tvar a sú veľmi malé. Podľa jednej hypotézy môžu predstavovať asteroidy ako (5261) Eureka z trójskej skupiny asteroidov zachytených gravitačným poľom Marsu. Satelity sú pomenované podľa postáv sprevádzajúcich boha Aresa (teda Marsa), Phobosa a Deimosa, zosobňujúcich strach a hrôzu, ktorí pomáhali bohu vojny v bitkách.
Oba satelity rotujú okolo svojich osí s rovnakou periódou ako okolo Marsu, preto sú k planéte otočené vždy tou istou stranou. Slapový vplyv Marsu postupne spomaľuje pohyb Phobosu a nakoniec povedie k pádu satelitu na Mars (pri zachovaní súčasného trendu), prípadne k jeho rozpadu. Naopak, Deimos sa vzďaľuje od Marsu.
 |
| Phobos (hore) a Deimos (dole). |
Oba satelity majú tvar približujúci sa trojosovému elipsoidu, Phobos (26,6 × 22,2 × 18,6 km) je o niečo väčší ako Deimos (15 × 12,2 × 10,4 km). Povrch Deimosu vyzerá oveľa hladšie vďaka tomu, že väčšina kráterov je pokrytá jemnozrnnou hmotou. Je zrejmé, že na Phobos, ktorý je bližšie k planéte a je masívnejší, látka vyvrhnutá počas dopadov meteoritu buď opäť narazila na povrch, alebo dopadla na Mars, zatiaľ čo na Deimos zostala na obežnej dráhe okolo satelitu dlhú dobu, postupne sa usadzovala a skrývala. nerovný terén.
Populárna predstava, že Mars obývali inteligentní Marťania, sa rozšírila koncom 19. storočia. Schiaparelliho pozorovania takzvaných kanálov v kombinácii s knihou Percivala Lowella na tú istú tému spopularizovali myšlienku planéty, ktorá bola stále suchšia, chladnejšia, umierala a na ktorej zavlažovanie vykonávala staroveká civilizácia.
Mnohé ďalšie pozorovania a oznámenia slávnych ľudí viedli k takzvanej „Marsovej horúčke“ okolo tejto témy. V roku 1899, pri štúdiu atmosférického rušenia rádiového signálu pomocou prijímačov na Coloradskom observatóriu, vynálezca Nikola Tesla pozoroval opakujúci sa signál. Potom špekuloval, že by mohlo ísť o rádiový signál z iných planét, ako je Mars. V rozhovore z roku 1901 Tesla povedal, že prišiel k myšlienke, že rušenie môže byť spôsobené umelo. Hoci nedokázal rozlúštiť ich význam, bolo pre neho nemožné, aby vznikli úplnou náhodou. Podľa jeho názoru to bol pozdrav z jednej planéty na druhú.
Teslovu teóriu nadšene podporil lord Kelvin, ktorý pri návšteve USA v roku 1902 povedal, že si myslel, že Tesla zachytil marťanský signál vyslaný do USA. Kelvin však toto vyhlásenie pred odchodom z Ameriky rázne poprel: "V skutočnosti som povedal, že obyvatelia Marsu, ak existujú, určite môžu vidieť New York, najmä svetlo z elektriny."
Dnes sa prítomnosť tekutej vody na jej povrchu považuje za podmienku rozvoja a udržania života na planéte. Existuje aj požiadavka, aby sa obežná dráha planéty nachádzala v takzvanej obývateľnej zóne, ktorá pre slnečnú sústavu začína za Venušou a končí na hlavnej poloosi obežnej dráhy Marsu. Počas perihélia sa Mars nachádza v tejto zóne, ale tenká atmosféra s nízkym tlakom zabraňuje objaveniu sa tekutej vody na veľkej ploche na dlhú dobu. Nedávne dôkazy naznačujú, že akákoľvek voda na povrchu Marsu je príliš slaná a kyslá na to, aby podporovala trvalý pozemský život.
Nedostatok magnetosféry a extrémne tenká atmosféra Marsu sú tiež problémom pre udržanie života. Na povrchu planéty je veľmi slabý pohyb tepelných tokov, je slabo izolovaný od bombardovania časticami slnečného vetra, navyše pri zahriatí sa voda okamžite odparuje a obchádza kvapalné skupenstvo v dôsledku nízkeho tlaku. Mars je tiež na prahu tzv. „geologická smrť“. Koniec sopečnej činnosti zrejme zastavil cirkuláciu minerálov a chemických prvkov medzi povrchom a vnútrom planéty.
Dôkazy naznačujú, že planéta bola predtým oveľa náchylnejšia na život ako teraz. Dodnes sa však na ňom nenašli pozostatky organizmov. V rámci programu Viking, ktorý sa uskutočnil v polovici 70. rokov 20. storočia, sa uskutočnila séria experimentov na detekciu mikroorganizmov v pôde Marsu. Vykázala pozitívne výsledky, ako je dočasné zvýšenie uvoľňovania CO2, keď sa častice pôdy umiestnia do vody a živných médií. Niektorí vedci však tento dôkaz o živote na Marse spochybnili. To viedlo k ich zdĺhavému sporu s vedcom z NASA Gilbertom Lewinom, ktorý tvrdil, že Viking objavil život. Po prehodnotení údajov o Vikingoch vo svetle súčasných vedeckých poznatkov o extrémofiloch sa zistilo, že uskutočnené experimenty neboli dostatočne dokonalé na odhalenie týchto foriem života. Navyše tieto testy mohli dokonca zabiť organizmy, aj keď boli obsiahnuté vo vzorkách. Testy uskutočnené programom Phoenix ukázali, že pôda má veľmi zásadité pH a obsahuje horčík, sodík, draslík a chlorid. Živiny v pôde sú dostatočné na podporu života, ale formy života musia byť chránené pred intenzívnym ultrafialovým svetlom.
Je zaujímavé, že v niektorých meteoritoch marťanského pôvodu sa našli útvary, ktoré sa tvarom podobajú najjednoduchším baktériám, aj keď sú veľkosťou nižšie ako najmenšie pozemské organizmy. Jedným z týchto meteoritov je ALH 84001, nájdený v Antarktíde v roku 1984.
Podľa výsledkov pozorovaní zo Zeme a údajov zo sondy Mars Express bol v atmosfére Marsu zistený metán. V podmienkach Marsu sa tento plyn rozkladá pomerne rýchlo, takže musí existovať stály zdroj doplňovania. Takýmto zdrojom môže byť buď geologická aktivita (ale na Marse neboli nájdené žiadne aktívne sopky), alebo životne dôležitá aktivita baktérií.
Po pristátiach automatických vozidiel na povrchu Marsu bolo možné vykonávať astronomické pozorovania priamo z povrchu planéty. Vzhľadom na astronomickú polohu Marsu v slnečnej sústave, vlastnosti atmosféry, obdobie revolúcie Marsu a jeho satelitov sa obraz nočnej oblohy Marsu (a astronomických javov pozorovaných z planéty) líši od pozemského resp. v mnohých ohľadoch pôsobí nezvyčajne a zaujímavo.
Počas východu a západu Slnka má marťanská obloha v zenite červeno-ružovú farbu a v tesnej blízkosti disku Slnka - od modrej po fialovú, čo je úplne opačné ako na obrázku pozemských úsvitov.
Na poludnie je obloha Marsu žltooranžová. Dôvodom takýchto rozdielov od farebnej schémy zemskej oblohy sú vlastnosti tenkej, riedkej atmosféry Marsu obsahujúcej suspendovaný prach. Na Marse hrá Rayleighov rozptyl lúčov (ktorý je na Zemi príčinou modrej farby oblohy) nepodstatnú úlohu, jeho účinok je slabý. Žlto-oranžové sfarbenie oblohy je pravdepodobne spôsobené aj prítomnosťou 1% magnetitu v prachových časticiach neustále suspendovaných v marťanskej atmosfére a vyvolaných sezónnymi prachovými búrkami. Súmrak začína dlho pred východom slnka a trvá dlho po západe slnka. Niekedy farba marťanskej oblohy získa fialový odtieň v dôsledku rozptylu svetla na mikročasticiach vodného ľadu v oblakoch (posledný je pomerne zriedkavý jav).
Zem je vnútornou planétou Marsu, rovnako ako Venuša pre Zem. V súlade s tým je Zem z Marsu pozorovaná ako ranná alebo večerná hviezda, ktorá vychádza pred úsvitom alebo je viditeľná na večernej oblohe po západe slnka.
Maximálne predĺženie Zeme na oblohe Marsu bude 38 stupňov. Voľným okom bude Zem viditeľná ako jasná (maximálna viditeľná hviezdna magnitúda asi −2,5) zelenkastá hviezda, vedľa ktorej bude ľahko rozlíšiteľná žltkastá a slabšia (asi 0,9) hviezda Mesiaca. V ďalekohľade budú oba objekty vykazovať rovnaké fázy. Revolúcia Mesiaca okolo Zeme bude z Marsu pozorovaná nasledovne: pri maximálnej uhlovej vzdialenosti Mesiaca od Zeme voľným okom ľahko oddelí Mesiac a Zem: za týždeň „hviezdy“ Mesiaca a Zem splynie do jedinej hviezdy nerozlučnej okom, o ďalší týždeň bude Mesiac opäť viditeľný na maximálnu vzdialenosť, ale na druhej strane Zeme. Periodicky bude môcť pozorovateľ na Marse vidieť prechod (prechod) Mesiaca cez zemský kotúč alebo naopak zakrytie Mesiaca zemským kotúčom. Maximálna zdanlivá vzdialenosť Mesiaca od Zeme (a ich zdanlivá jasnosť) pri pohľade z Marsu sa bude výrazne líšiť v závislosti od relatívnej polohy Zeme a Marsu, a teda od vzdialenosti medzi planétami. V epoche opozícií to bude asi 17 minút oblúka, pri maximálnej vzdialenosti Zeme a Marsu - 3,5 minúty oblúka. Zem, podobne ako ostatné planéty, budeme pozorovať v pásme súhvezdia Zverokruhu. Prechod Zeme cez kotúč Slnka bude môcť pozorovať aj astronóm na Marse, najbližšie nastane 10. novembra 2084.
Uhlová veľkosť Slnka, pozorovaná z Marsu, je menšia ako uhlová veľkosť viditeľná zo Zeme a predstavuje 2/3 tejto veľkosti. Merkúr z Marsu bude pre jeho extrémnu blízkosť k Slnku prakticky nedostupný na pozorovanie voľným okom. Najjasnejšou planétou na oblohe Marsu je Venuša, na druhom mieste je Jupiter (jeho štyri najväčšie satelity možno pozorovať aj bez ďalekohľadu), na treťom je Zem.
Phobos pri pohľade z povrchu Marsu má zdanlivý priemer asi 1/3 disku Mesiaca na zemskej oblohe a zdanlivú magnitúdu asi -9 (približne ako Mesiac vo fáze prvej štvrtiny) . Phobos vychádza na západe a zapadá na východe, aby sa opäť zdvihol o 11 hodín neskôr, čím prekračoval oblohu Marsu dvakrát denne. Pohyb tohto rýchleho mesiaca po oblohe bude počas noci ľahko viditeľný, rovnako ako meniace sa fázy. Voľným okom je možné rozlíšiť najväčšiu črtu reliéfu Phobosu – kráter Stickney. Deimos vychádza na východe a zapadá na západe, vyzerá ako jasná hviezda bez viditeľného viditeľného disku, asi -5 magnitúda (o niečo jasnejšia ako Venuša na zemskej oblohe), pomaly prechádzajúca oblohou počas 2,7 marťanského dňa. Oba satelity je možné pozorovať na nočnej oblohe súčasne, v takom prípade sa Phobos presunie smerom k Deimosu.
Jas Phobos aj Deimos je dostatočný na to, aby objekty na povrchu Marsu v noci vrhali ostré tiene. Oba satelity majú relatívne malý sklon obežnej dráhy k rovníku Marsu, čo vylučuje ich pozorovanie vo vysokých severných a južných šírkach planéty: napríklad Phobos nikdy nevystúpi nad horizont severne od 70,4 ° severnej šírky. sh. alebo južne od 70,4° j. š sh.; pre Deimos sú tieto hodnoty 82,7°N. sh. a 82,7°S sh. Na Marse možno pozorovať zatmenie Phobosu a Deimosu, keď vstúpia do tieňa Marsu, ako aj zatmenie Slnka, ktoré je len prstencové kvôli malým uhlovým rozmerom Phobosu v porovnaní so slnečným kotúčom.
Severný pól na Marse sa v dôsledku sklonu osi planéty nachádza v súhvezdí Labuť (rovníkové súradnice: rektascenzia 21h 10m 42s, deklinácia +52°53,0′ a nie je označený jasnou hviezdou: najbližšia hviezda k pól je slabá hviezda šiestej magnitúdy BD +52 2880 (iné jej označenia sú HR 8106, HD 201834, SAO 33185. Južný nebeský pól (súradnice 9h 10m 42s a −52° 53,0) je pár stupňov od hviezdy Kappa Parusov (zdanlivá magnitúda 2,5) - v zásade ju možno považovať za hviezdu južného pólu Marsu.
Súhvezdia zverokruhu marťanskej ekliptiky sú podobné tým, ktoré sú pozorované zo Zeme, s jedným rozdielom: pri pozorovaní ročného pohybu Slnka medzi súhvezdiami (podobne ako iné planéty vrátane Zeme) opúšťa východnú časť súhvezdia Rýb. , prejde 6 dní cez severnú časť súhvezdia Cetus, než sa opäť dostane do západnej časti Rýb.
Vzhľadom na blízkosť Marsu k Zemi je jeho kolonizácia v dohľadnej dobe pre ľudstvo dôležitou úlohou. Relatívne blízko k suchozemským prírodným podmienkam uľahčujú túto úlohu. Najmä na Zemi sú človekom preskúmané miesta, v ktorých sú prírodné podmienky v mnohom podobné marťanským. Atmosférický tlak vo výške 34 668 metrov – najvyšší bod, ktorý dosiahol balón s posádkou na palube (máj 1961) – zhruba zodpovedá tlaku na povrchu Marsu. Extrémne nízke teploty v Arktíde a Antarktíde sú porovnateľné dokonca s najnižšími teplotami na Marse a na rovníku Marsu je v letných mesiacoch teplo (+30 °C) ako na Zemi. Aj na Zemi sú púšte podobné vzhľadu marťanskej krajiny.
Medzi Zemou a Marsom je však niekoľko podstatných rozdielov. Najmä magnetické pole Marsu je asi 800-krát slabšie ako zemské. Spolu so riedkou atmosférou to zvyšuje množstvo ionizujúceho žiarenia dopadajúceho na jej povrch. Merania radiácie uskutočnené americkou bezpilotnou kozmickou loďou Mars Odyssey ukázali, že radiačné pozadie na obežnej dráhe Marsu je 2,2-krát vyššie ako radiačné pozadie na Medzinárodnej vesmírnej stanici. Priemerná dávka bola približne 220 miliradov za deň (2,2 miliray za deň alebo 0,8 šedej za rok). Množstvo ožiarenia v dôsledku trojročného pobytu v takomto prostredí sa približuje stanoveným bezpečnostným limitom pre astronautov. Na povrchu Marsu bude radiačné pozadie s najväčšou pravdepodobnosťou o niečo nižšie a môže sa výrazne líšiť v závislosti od terénu, nadmorskej výšky a miestnych magnetických polí.
Mars má určitý ekonomický potenciál na kolonizáciu. Najmä južná pologuľa Marsu nebola vystavená topeniu, na rozdiel od celého povrchu Zeme – horniny južnej pologule preto zdedili kvantitatívne zloženie neprchavej zložky protoplanetárneho oblaku. Podľa výpočtov by mala byť obohatená o tie prvky (vzhľadom na Zem), ktoré sa na Zemi „utopili“ v jej jadre pri tavení planéty: kovy skupín medi, železa a platiny, volfrám, rénium, urán. Vývoz rénia, platinových kovov, striebra, zlata a uránu na Zem (v prípade zvýšenia jeho cien na úroveň cien striebra) má dobré vyhliadky, ale na jeho realizáciu je potrebná prítomnosť povrchovej nádrže s tekutou vodou pre procesy obohacovania.
Doba letu zo Zeme na Mars (pri súčasných technológiách) je 259 dní v poloelipse a 70 dní v parabole. Na komunikáciu s potenciálnymi kolóniami možno použiť rádiovú komunikáciu, ktorá má pri najbližšom priblížení planét (opozícia Marsu z pozemského hľadiska, ktorá sa opakuje každých 780 dní) oneskorenie 3-4 minúty v každom smere. a asi 20 minút. pri maximálnom odstránení planét (konjunkcia Marsu so Slnkom); pozri Konfigurácia (astronómia).
Dodnes však neboli podniknuté žiadne praktické kroky smerom ku kolonizácii Marsu.
S prieskumom Marsu sa začalo už dávno, dokonca pred 3,5 tisíc rokmi, v starovekom Egypte. Prvé podrobné správy o polohe Marsu urobili babylonskí astronómovia, ktorí vyvinuli množstvo matematických metód na predpovedanie polohy planéty. Na základe údajov Egypťanov a Babylončanov vyvinuli starogrécki (helénski) filozofi a astronómovia podrobný geocentrický model na vysvetlenie pohybu planét. O niekoľko storočí neskôr odhadli indickí a islamskí astronómovia veľkosť Marsu a jeho vzdialenosť od Zeme. V 16. storočí Mikuláš Koperník navrhol heliocentrický model na opis slnečnej sústavy s kruhovými dráhami planét. Jeho výsledky zrevidoval Johannes Kepler, ktorý zaviedol presnejšiu eliptickú dráhu Marsu, ktorá sa zhoduje s pozorovanou dráhou.
 |
| Topografická mapa Marsu. |
V roku 1659 Francesco Fontana pri pohľade na Mars cez ďalekohľad urobil prvú kresbu planéty. Znázornil čiernu škvrnu v strede jasne definovanej gule. V roku 1660 boli k čiernej škvrne pridané dve polárne čiapky, ktoré pridal Jean Dominique Cassini. V roku 1888 Giovanni Schiaparelli, ktorý študoval v Rusku, pomenoval jednotlivé povrchové detaily: Afroditské more, Eritrejské more, Jadran, Cimmerian; jazerá Slnka, Lunar a Fénix.
Rozkvet teleskopických pozorovaní Marsu nastal na konci 19. – v polovici 20. storočia. Je to z veľkej časti kvôli verejnému záujmu a známym vedeckým sporom okolo pozorovaných marťanských kanálov. Z astronómov predvesmírnej éry, ktorí v tomto období robili teleskopické pozorovania Marsu, sú najznámejší Schiaparelli, Percival Lovell, Slifer, Antoniadi, Barnard, Jarry-Deloge, Tikhov, Vaucouleurs. Práve oni položili základy areografie a zostavili prvé podrobné mapy povrchu Marsu – hoci sa ukázalo, že sa takmer úplne mýlili po tom, čo na Mars prileteli automatické sondy.
Orbitálne charakteristiky:
Perihélium
206,62×106 km
1,3812 a. e.
Aphelion
249,23×106 km
1,6660 a. e.
Hlavná náprava (a)
227,92×106 km
1,5236 a. e.
Orbitálna excentricita (e)
0,093315
hviezdne obdobie
686,971 dní
1,8808 pozemských rokov
Sol 668,5991
Synodické obdobie obehu
779,94 dní
Orbitálna rýchlosť (v)
24,13 km/s (priemer)
sklon (i)
1,85061° (vzhľadom na rovinu ekliptiky)
5,65° (vo vzťahu k slnečnému rovníku)
Zemepisná dĺžka vzostupného uzla (Ω)
49,57854°
Periapsisový argument (ω)
286,46230°
satelity:
2 (Phobos a Deimos)
fyzicka charakteristika
sploštenie
0,00589
Rovníkový polomer
3396,2 km
Polárny polomer
3376,2 km
Stredný polomer
3386,2 km
Plocha povrchu (S)
144 798 465 km²
Hlasitosť (V)
1,6318 × 1011 km³
0,151 Zem
Hmotnosť (m)
6,4185×1023 kg
0,107 Zem
Priemerná hustota (ρ)
3,9335 g/cm³
Gravitačné zrýchlenie na rovníku (g)
3,711 m/s² (0,378 g)
Druhá úniková rýchlosť (v2)
5,027 km/s
Rovníková rýchlosť otáčania
868,22 km/h
Obdobie rotácie (T)
24 hodín 39 minút a 36 sekúnd
Náklon osi
24,94°
Severný pól rektascenzie (α)
21 h 10 min 44 s
317,68143°
Deklinácia severného pólu (δ)
52,88650°
Albedo
0,250 (dlhopis)
0,150 (geom.albedo)
teplota:
min. priem. Max.
Celosvetovo 186 K 227 K 268 K
Atmosféra:
Atmosférický tlak
0,6-1,0 kPa (0,006-0,01 atm)
zlúčenina:
95,32 % ar. plynu
2,7 % dusíka
1,6 % argónu
0,2 % kyslíka
0,07 % oxidu uhoľnatého
0,03 % vodnej pary
0,01 % oxidu dusnatého
Od pradávna sa ľudstvo obracia ku hviezdam. Ale ak sa skorší ľudia obracali k nebeským telesám len ako k vyšším bytostiam schopným ovplyvňovať ich životy svojimi zázračnými vlastnosťami, teraz sú tieto názory oveľa pragmatickejšie.
Mars v staroveku
Prvé meno planéty bolo Ares. Takže na počesť boha vojny starí Gréci pomenovali červenú planétu, ktorá ľuďom pripomína vojnu. V časoch, keď nikoho nezaujímalo, čo je väčšie, Mars alebo Zem, bola sila všetkým. Preto prišli starí Rimania, aby nahradili Grékov. Priniesli svoje predstavy o svete, živote, svoje mená. Tiež premenovali hviezdu, symbolizujúcu zlo, krutosť a smútok. Bol pomenovaný po rímskom bohovi vojny Marsovi.
Odvtedy prešlo mnoho storočí, dávno sa zistilo, že je to viac, Mars alebo Zem, ukázalo sa, že planéta zďaleka nie je taká krutá a mocná, ako sa zdalo starým Grékom a Rimanom, ale záujem o planéta nezmizla a každé storočie sa všetko len zintenzívňuje.
Život na Marse
Prvý náčrt Marsu bol zverejnený v roku 1659 v Neapole. Francesco Fontana, neapolský astronóm a právnik, spustil kolotoč výskumu, ktorý zasiahol planétu v priebehu storočí.
Giovanni Schiaparelli v roku 1877 obišiel úspechy Fontany a nevytvoril len kresbu, ale vytvoril mapu celej planéty. Využijúc výhodu prebiehajúcej Veľkej opozície, ktorá mu umožnila bližšie sa pozrieť na Mars, objavil niektoré kanály a tmavé oblasti na našom susedovi v slnečnej sústave. Bez toho, aby sme strácali čas rozmýšľaním o tom, ktorá planéta je väčšia: Mars, Zem, ľudstvo sa rozhodlo, že ide o produkty mimozemskej civilizácie. Začalo sa veriť, že kanály sú zavlažovacie systémy, ktoré mimozemšťania poslali na zavlažovanie vegetačných zón - tých veľmi tmavých oblastí. Voda v kanáloch podľa väčšiny pochádzala z ľadových čiapok na póloch planéty.
Vedec, ktorý všetky tieto geologické objekty objavil, pôvodne nič také nemyslel. Postupom času však, ovplyvnený väčšinovým nadšením, uveril tak populárnej hypotéze. Napísal dokonca prácu „O inteligentnom živote na Marse“, kde vysvetlil ideálnu priamosť kanálov práve činnosťou mimozemských farmárov.
Avšak už v roku 1907 geograf z Veľkej Británie vo svojej knihe "Je Mars obývaný?" vyvrátil túto teóriu pomocou všetkých vtedy dostupných výskumov. Napokon dokázal, že život vysoko organizovaných bytostí je na Marse v podstate nemožný, napriek tomu, že Mars je väčší alebo menší ako Zem.
Pravda o kanáloch
Existencia priamych, ako šípok, kanálov bola potvrdená obrázkami planéty v roku 1924. Prekvapivo väčšina astronómov pozorujúcich Mars tento jav nikdy nevidela. Napriek tomu do roku 1939, ďalšej Veľkej konfrontácie, bolo na obrázkoch planéty asi 500 kanálov.
Všetko sa definitívne objasnilo až v roku 1965, keď Mariner 4 preletel tak blízko Marsu, že ho dokázal odfotografovať zo vzdialenosti len 10-tisíc kilometrov. Tieto obrázky ukazovali púšť bez života s krátermi. Všetky tmavé zóny a kanály sa ukázali byť len ilúziou spôsobenou skreslením počas pozorovaní cez ďalekohľad. V skutočnosti na planéte nič také neexistuje.
Mars
Čo je teda väčšie: Mars alebo Zem? Hmotnosť Marsu je len 10,7% hmotnosti Zeme. Jeho priemer pozdĺž rovníka je takmer dvakrát menší ako priemer Zeme - 6794 kilometrov oproti 12 756 km. Rok na Marse trvá 687 pozemských dní, deň je o 37 minút dlhší ako ten náš. Na planéte dochádza k zmene ročných období, ale nikto by sa neradoval z nástupu leta na Marse - toto je najťažšie obdobie, vietor do 100 m/s chodí okolo planéty, oblohu pokrývajú oblaky prachu, blokujú slnečné svetlo. Zimné mesiace však tiež nevedia potešiť počasie – teplota nevystúpi nad mínus sto stupňov. Atmosféru tvorí oxid uhličitý, ktorý počas zimných mesiacov leží v obrovských snehových čiapkach na póloch planéty. Tieto klobúky sa nikdy úplne neroztopia. Hustota atmosféry je len jedno percento hustoty zeme.
Nemali by sme si však myslieť, že na planéte nie je žiadna voda - na úpätí najväčšej sopečnej hory v slnečnej sústave - Olympu - sa našli obrovské ľadovce obyčajnej vody. Ich hrúbka dosahuje sto metrov, celková plocha je niekoľko tisíc kilometrov. Okrem toho sa na povrchu našli útvary podobné vyschnutým korytám. Výsledky štúdie dokazujú, že kedysi týmito riekami tiekli rýchle prúdy vody.
Výskum
V 20. storočí boli na Mars vyslané nielen vesmírne stanice bez posádky, ale vypúšťali sa aj rovery, vďaka ktorým bolo možné získať vzorky pôdy z červenej planéty. Teraz máme presné údaje o chemickom zložení atmosféry a povrchu planéty, o charaktere jej ročných období, máme fotografie všetkých oblastí Marsu. Rovery, prieskumné satelity a orbitery NASA majú nabitý program, doslova do roku 2030 nezostáva ani jedna minúta.
vyhliadky
Nie je žiadnym tajomstvom, že ľudstvo míňa obrovské, jednoducho vesmírne prostriedky na štúdium Marsu. Odpoveď na otázku, čo je väčší, Mars alebo Zem, je už dávno daná, no o túto planétu sme nestratili záujem. Čo sa deje? Čím to je, že vedcov to tak zaujíma, že štáty vynakladajú také sumy na výskum pustej púšte?
Napriek tomu, že prítomnosť prvkov vzácnych zemín je celkom možná, ich ťažba a preprava na Zem je jednoducho nerentabilná. Veda pre vedu? Možno, ale nie v súčasnej situácii na našej vlastnej planéte plytvať zdrojmi na štúdium prázdnych planét.
Faktom je, že dnes, keď si ani dieťa nepoloží otázku, o koľko je Mars väčší ako Zem, je problém preľudnenia modrej planéty veľmi akútny. Okrem okamžitého nedostatku životného priestoru rastie aj potreba sladkej vody a potravín, zhoršuje sa politická a ekonomická situácia vo všetkých, najmä ekologicky priaznivých zónach. A čím aktívnejšie človek žije, tým rýchlejšie smerujeme ku katastrofe.
Myšlienka „zlatej miliardy“ bola už dlho predložená, podľa ktorej môže na Zemi bezpečne žiť jedna miliarda ľudí. Zvyšok potrebuje...
A práve tu môže Mars prísť na pomoc. Je to viac-menej ako Zem – v tomto prípade to nie je také dôležité. Jeho celková plocha je približne rovnaká ako plocha našej planéty. Je teda celkom možné na ňom usadiť niekoľko miliárd ľudí. Vzdialenosť k Marsu nie je kritická, cesta k nemu bude trvať oveľa kratšie ako v staroveku z Ríma do Číny. Ale pravidelne to robili obchodníci. Zostáva teda len vytvoriť priaznivé podmienky pre život pozemšťanov na Marse. A to bude po chvíli celkom možné, pretože vedecký pokrok napreduje obrovskými krokmi.
A nie je známe, kto vyhrá túto súťaž, Zem a Mars: čo je vhodnejšie pre život o niekoľko desaťročí - odpoveď na túto otázku leží pred nami.
Zem je tretia planéta od Slnka. Je piata najväčšia spomedzi všetkých planét slnečnej sústavy. Zem má najväčší priemer, hmotnosť a hustotu spomedzi pozemských planét.
Mars je štvrtá planéta najvzdialenejšia od Slnka. Z hľadiska parametrov sa radí na siedme miesto medzi planétami slnečnej sústavy. Mars je výrazne menší ako Zem, jeho hmotnosť je len 10,7 % hmotnosti Zeme. Planéta dostala meno Mars podľa starovekého rímskeho boha vojny, čo zodpovedá starogréckemu Aresovi.
Zem a Mars - porovnanie parametrov
Stredný polomer
Zem - 6371 km
Mars - 3389,5 km
(53 % Zeme)
Dĺžka rovníka
Zem - 40076 km
Mars - 21296 km
Plocha povrchu
Pozemok - 510 000 000 m2. km
Mars - 144 000 000 m2 km
(0,283 Zeme)
Povrch svetových oceánov
Pozemok - 361 miliónov metrov štvorcových km (70,8 %)
Mars - nenašiel sa žiadny oceán
zemského povrchu
Pozemok - 149 000 000 m2. km (29,2 %)
Mars - 144 000 000 m2 km
Zem - 1,083,320 milióna kubických km
Mars - 163,180 milióna kubických kilometrov
(0,151 Zeme)
Pôda - 5975 * 10 až osemnásty stupeň ton (7% - voda)
Mars - 642 * 10 až osemnásty stupeň ton
(0,107 Zem)
Priemerná hustota
Zem - 5520 kg / meter kubický
Mars - 3933 kg / meter kubický
(0,714 Zem)
Zrýchlenie gravitácie
Zem - 9,81 m/s (sq) (g)
Mars - 3,71 m/s (kv)
(0,378 Zeme)
Prvá a druhá kozmická rýchlosť
Zem - 7,91 / 11,18 km / s
Mars - 3,6 / 5,03 km / s
Astronomické parametre
Priemerná vzdialenosť od Slnka
Zem - 149 509 000 km
Mars - 227 990 000 km
(min 206,6 max 249,2 miliónov km)
Čas, ktorý svetlo potrebuje na cestu zo Slnka do
Zem ~ 8 minút
Mars ~ 12 minút
Obdobie revolúcie okolo Slnka
Zem - 365 dní 5 hodín 48 minút 46 sekúnd
Mars - 686,98 pozemských dní
(~1,88 pozemského roka)
Dĺžka obehu
Zem - 939 120 000 km
Mars - 1 432 461 000 km
Priemerná orbitálna rýchlosť
Zem - 29,76 km/s
Mars - 24,13 km/s
Naklonenie osi rotácie k rovine obežnej dráhy
Zem ~ 23,5 stupňa
Mars ~ 25,2 stupňa
Úplná rotácia okolo svojej osi (deň)
Zem – 24 hodín 00 minút 00 sekúnd Mars – 24 hodín 37 minút 22,6 sekúnd
(24,6597 hodín)
Rýchlosť pohybu bodu na rovníku
Zem - 465 metrov / s
Mars - 241 metrov/sec
satelitov
Zem - 1 satelit Mesiac
Vzdialenosť od Zeme je 384395 km, priemer Mesiaca je 3476,28 km
(0,273 Zeme)
Mars - 2 satelity Phobos (Strach) a Deimos (Hrôza)
Phobos sa pohybuje okolo Marsu po obežnej dráhe s priemerným polomerom 9350 km za 7 hodín 39 minút.
Rozmery - max. - 26 km dlhý a 21 km široký.
Deimos preletí okolo Marsu po obežnej dráhe s polomerom 23 500 km za 30 hodín a 17 minút.
Rozmery - 13x12 km.
Satelity smerujú k Marsu na rovnakej strane, majú nepravidelný tvar.
Chemické zloženie zemskej kôry
Kyslík - 46,8%, Kremík - 27,3%, Hliník - 8,7%, Železo - 5,1%, Vápnik - 3,6%, Sodík - 2,6%, Draslík - 2,6%, Horčík - 2,1%, Ostatné - 1,2.
Dajte o tom vedieť aj svojim priateľom:
Podobný obsah
> Porovnanie Marsu a Zeme
Porovnanie Marsu a Zeme. Ako sa líšia a sú podobné: rozmery, atmosféra, gravitácia, vzdialenosť od Slnka, životné podmienky, charakteristiky v číslach s fotografiou.
Predtým si vedci mysleli, že povrch Marsu je posiaty systémom kanálov. Z tohto dôvodu začali veriť, že planéta vyzerá ako naša a je schopná života. Ale keď sme podrobne študovali, uvedomili sme si, že medzi objektmi je veľa rozdielov.
Teraz je Červená planéta mrazivá púšť, no kedysi bol tento svet podobný tomu nášmu. Zbližujú sa veľkosťou, axiálnym sklonom, štruktúrou, zložením a prítomnosťou vody. Rozdiely nám však bránia v rýchlej kolonizácii planéty. Pozrime sa, ako sa Mars a planéta Zem líšia.
Porovnanie veľkosti, hmotnosti, obehu Zeme a Marsu
Priemerný polomer Zeme je 6371 km a hmotnosť 5,97 × 10 24 kg, čo je dôvod, prečo sme na 5. mieste z hľadiska veľkosti a hmotnosti. Polomer Marsu je 3396 km na jeho rovníku (0,53 Zeme) a hmotnosť je 6,4185 x 1023 kg (15 % Zeme). Na hornej fotografii môžete vidieť, o koľko je Mars menší ako Zem.
Pozemský objem je 1,08321 x 1012 km3 a objem Marsu je 1,6318 × 10¹¹ km³ (0,151 Zeme). Hustota povrchu Marsu je 3,711 m/s², čo je 37,6 % Zeme.
Ich obežné dráhy sú úplne odlišné. Priemerná vzdialenosť Zeme od Slnka je 149 598 261 km a kolísanie je od 147 095 000 km do 151 930 000 km. Maximálna vzdialenosť Marsu je 249 200 000 000 km a blízkosť je 206 700 000 000 km. Jeho obežná doba zároveň dosahuje 686,971 dňa.
Ale ich hviezdny obrat je takmer rovnaký. Ak máme 23 hodín, 56 minút a 4 sekundy, tak Mars má 24 hodín a 40 minút. Fotografia ukazuje úroveň naklonenia osi Marsu a Zeme.
Existuje aj podobnosť v axiálnom sklone: Marťan 25,19° verzus zemský 23°. To znamená, že od Červenej planéty možno očakávať sezónnosť.
Štruktúra a zloženie Zeme a Marsu
Zem a Mars sú predstaviteľmi terestrických planét, čo znamená, že majú podobnú štruktúru. Je to kovové jadro s plášťom a kôrou. Ale hustota Zeme (5,514 g/cm 3 ) je vyššia ako hustota Marsu (3,93 g/cm 3 ), to znamená, že Mars obsahuje ľahšie prvky. Spodný obrázok porovnáva štruktúru Marsu a planéty Zem.
Marťanské jadro má dĺžku 1795 +/- 65 km a je zastúpené železom a niklom, ako aj 16-17% sírou. Obe planéty majú okolo jadra silikátový plášť a pevnú povrchovú kôru. Zemský plášť sa rozprestiera v dĺžke 2890 km a pozostáva z kremičitanových hornín so železom a horčíkom a kôra pokrýva 40 km, kde je okrem železa a horčíka aj žula.
Marťanský príkrov má len 1300-1800 km a je zastúpený aj silikátovou horninou. Ale je trochu viskózna. Kora - 50-125 km. Ukazuje sa, že s takmer rovnakou štruktúrou sa líšia hrúbkou vrstiev.
Vlastnosti povrchu Zeme a Marsu
Práve tu je zaznamenaný najväčší kontrast. Niet divu, že nás volajú modrá planéta, ktorá je preplnená vodou. Červená planéta je však chladné a opustené miesto. Je tam veľa nečistôt a oxidu železa, čo spôsobilo červenú farbu. Voda je v polárnych oblastiach prítomná vo forme ľadu. Tiež malé množstvo zostáva pod povrchom.
V krajine sú podobnosti. Na oboch planétach sa nachádzajú sopky, hory, hrebene, rokliny, náhorné plošiny, kaňony a pláne. Mars sa môže pochváliť aj najväčšou horou slnečnej sústavy Olympus Olympus a hlbokou priepasťou Mariner Valley.
Obe planéty trpeli útokmi asteroidov a meteorov. Ale na Marse sú tieto stopy lepšie zachované a niektoré sú staré miliardy rokov. Všetko je to o tlaku vzduchu a absencii zrážok, ktoré ničia útvary na našej planéte.
Pozornosť upútajú marťanské kanály a rokliny, ktorými mohla v minulosti tiecť voda. Predpokladá sa, že príčinou stvorenia by mohla byť vodná erózia. Ich dĺžka je 2000 km a šírka 100 km.
Atmosféra a teplota Zeme a Marsu
Tu sú planéty radikálne odlišné. Zem má hustú vrstvu atmosféry, ktorá je rozdelená na 5 gúľ. Mars má tenkú atmosféru a tlak 0,4-0,87 kPa. Atmosféra Zeme je zastúpená dusíkom (78 %) a kyslíkom (21 %), zatiaľ čo zloženie atmosféry Marsu tvorí oxid uhličitý (96 %), argón (1,93 %) a dusík (1,89 %).
To ovplyvnilo aj rozdiel v ukazovateľoch teploty. Priemer na Zemi je 14 °C, maximum je 70,7 °C a minimum klesne na -89,2 °C.
Vďaka tenkej atmosfére a vzdialenosti od Slnka je Mars oveľa chladnejší. Priemer klesá na -46°C, minimum dosahuje -143°C a môže sa otepliť až na 35°C. Atmosféra Marsu obsahuje aj obrovské množstvo prachu (veľkosť častíc - 1,5 mikrometra), vďaka čomu sa planéta javí ako červená.
Magnetické polia Zeme a Marsu
Zemské dynamo zabezpečuje rotácia jadra, ktorá vytvára prúdy a magnetické pole. Tento proces je mimoriadne dôležitý, pretože chráni pozemský život. Pozrite si magnetické polia Marsu a Zeme v diagrame NASA.
Magnetosféra Zeme funguje ako štít, ktorý zabraňuje nebezpečnému kozmickému žiareniu dostať sa na povrch. Ale na Marse je slabý a bez integrity. Predpokladá sa, že ide len o zvyšky pôvodnej magnetosféry, ktorá je dnes rozptýlená v rôznych častiach planéty. Najväčšie napätie je bližšie k južnej strane.
Možno magnetosféra zmizla v dôsledku intenzívneho meteorického útoku. Alebo je to všetko o chladiacom procese, ktorý pred 4,2 miliardami rokov viedol k zastaveniu dynama. Potom sa dal do práce slnečný vietor, ktorý niesol pozostatky spolu s atmosférou a vodou.
Satelity Zeme a Marsu
Planéty majú satelity. Náš Mesiac je jediným susedom zodpovedným za príliv a odliv. Je tu s nami už dlho a je vtlačený do mnohých kultúr. Toto nie je len jeden z najväčších satelitov v systéme, ale aj najviac skúmaný.
Okolo Marsu obiehajú dva mesiace: Phobos a Deimos. Boli nájdené v roku 1877. Ich mená sú uvedené na počesť synov boha vojny Aresa: strach a hrôza. Phobos sa rozprestiera na 22 km a jeho odľahlosť hraničí medzi 9234,42 km a 9517,58 km. Jeden prechod trvá 7 hodín. Predpokladá sa, že za 10-50 miliónov rokov satelit narazí na planétu.
Priemer Deimosu je 12 km a obežná dráha je 23455,5 km - 23470,9 km. Obchvat trvá 1,26 dňa. Existujú aj ďalšie satelity, ktorých priemer nepresahuje 100 m. Môžu vytvárať prachový prstenec.
Predpokladá sa, že skôr Phobos a Deimos boli asteroidy priťahované gravitáciou. Napovedá o tom ich zloženie a nízke albedo.
Záver o Zemi a Marse
Uvažovali sme o dvoch planétach. Porovnajme ich hlavné parametre (Zem je vľavo a Mars je vpravo):
- Priemerný polomer: 6 371 km / 3 396 km.
- Hmotnosť: 59,7 x 10 23 kg / 6,42 x 10 23 kg.
- Objem: 10,8 x 10 11 km3 / 1,63 × 10¹¹ km³.
- Polovičná os: 0,983 - 1,015 a.u. / 1,3814 - 1,666 a.u.
- Tlak: 101,325 kPa / 0,4 - 0,87 kPa.
- Gravitácia: 9,8 m/s² / 3,711 m/s²
- Priemerná teplota: 14°C / -46°C.
- Kolísanie teploty: ±160°C / ±178°C.
- Axiálny sklon: 23° / 25,19°.
- Dĺžka dňa: 24 hodín / 24 hodín a 40 minút.
- Dĺžka roka: 365,25 dňa / 686,971 dňa.
- Voda: výdatná/prerušovaná (ako ľad).
- Polárne ľadové čiapky: Áno / Áno.
Vidíme, že Mars je v porovnaní s nami malá a opustená planéta. Jeho charakteristiky ukazujú, že kolonialisti budú musieť čeliť obrovskému množstvu ťažkostí. A napriek tomu sme pripravení riskovať a vydať sa na cestu. Navyše vzdialenosť od Zeme k Marsu je relatívne malá. Možno sa z nej raz stane náš druhý domov.
Slnko svojou gravitáciou drží planéty a iné telesá patriace do slnečnej sústavy.
Ostatné orgány sú planét a ich satelitov, trpasličích planét a ich satelity, asteroidy, meteoroidy, kométy a vesmírny prach. Ale v tomto článku budeme hovoriť iba o planétach slnečnej sústavy. Tvoria väčšinu hmoty objektov spojených so Slnkom gravitáciou (príťažlivosťou). Je ich len osem: Merkúr, Venuša, Zem Mars, Jupiter, Saturn, Urán a Neptún . Planéty sú pomenované podľa ich vzdialenosti od Slnka. Medzi planétami slnečnej sústavy patrilo donedávna aj najmenšia planéta Pluto, no v roku 2006 bol Pluto zbavený štatútu planéty, pretože. Vo vonkajšej časti slnečnej sústavy bolo objavených mnoho objektov hmotnejších ako Pluto. Po reklasifikácii bolo Pluto pridané do zoznamu vedľajších planét a dostalo číslo 134340 v katalógu Minor Planet Center. Niektorí vedci však nesúhlasia a naďalej veria, že Pluto by malo byť preklasifikované späť na planétu.
Štyri planéty - Merkúr, Venuša, Zem a Mars sa volajú terestrické planéty. Sú tiež tzv vnútorné planéty, pretože ich obežné dráhy ležia vo vnútri obežnej dráhy Zeme. Terestrické planéty spája to, že sú zložené z kremičitanov (minerálov) a kovov.
Štyri ďalšie planéty Jupiter, Saturn, Urán a Neptún - volal plynových obrov, pretože sú väčšinou tvorené vodíkom a héliom a sú oveľa hmotnejšie ako terestrické planéty. Sú tiež tzv vonkajšie planéty.
Pozrite sa na obrázok terestrických planét z hľadiska ich vzájomnej veľkosti: Zem a Venuša sú približne rovnako veľké a Merkúr je najmenšia planéta medzi terestriálnymi planétami (zľava doprava: Merkúr, Venuša, Zem, Mars).
Terestrické planéty spája, ako sme už povedali, ich zloženie a tiež to, že majú malý počet satelitov, že nemajú prstence. Tri vnútorné planéty (Venuša, Zem a Mars) majú atmosféru (plynový obal okolo nebeského telesa držaný gravitáciou); všetky majú impaktné krátery, trhliny a sopky.
Zvážte teraz každú z pozemských planét.
Merkúr
Nachádza sa najbližšie k Slnku a je najmenšou planétou slnečnej sústavy, jej hmotnosť je 3,3 10 23 kg, čo je 0,055 hmotnosti Zeme. Polomer Merkúra je len 2439,7 ± 1,0 km. Priemerná hustota Merkúra je pomerne vysoká - 5,43 g / cm³, čo je o niečo menej ako hustota Zeme. Vzhľadom na to, že Zem je rozmerovo väčšia, hodnota hustoty Merkúra naznačuje zvýšený obsah kovov v jej útrobách.
Planéta dostala svoje meno na počesť starorímskeho boha obchodu Merkúra: bol rýchly a planéta sa pohybuje po oblohe rýchlejšie ako iné planéty. Merkúr nemá žiadne satelity. Jeho jedinými známymi geologickými prvkami, okrem impaktných kráterov, sú početné zubaté zrázy siahajúce stovky kilometrov. Ortuť má mimoriadne riedku atmosféru, pomerne veľké železné jadro a tenkú kôru, ktorej pôvod je v súčasnosti záhadou. Aj keď existuje hypotéza: vonkajšie vrstvy planéty, pozostávajúce z ľahkých prvkov, boli odtrhnuté v dôsledku obrovskej kolízie, ktorá zmenšila veľkosť planéty a tiež zabránila úplnej absorpcii Merkúra mladým Slnkom. Hypotéza je veľmi zaujímavá, ale vyžaduje potvrdenie.
Merkúr obieha okolo Slnka za 88 pozemských dní.
Merkúr ešte nie je dostatočne prebádaný, len v roku 2009 bola zostavená jeho kompletná mapa na základe snímok z lodí Mariner-10 a Messenger. V blízkosti planéty zatiaľ neboli objavené žiadne prirodzené satelity a pre malú uhlovú vzdialenosť od Slnka nie je ľahké si to na oblohe všimnúť.
Venuša
Je to druhá vnútorná planéta slnečnej sústavy. Obehne okolo Slnka za 224,7 pozemského dňa. Planéta je veľkosťou blízka Zemi, jej hmotnosť je 4,8685ˑ10 24 kg, čo je 0,815 hmotnosti Zeme. Rovnako ako Zem má hrubú kremičitanovú škrupinu okolo železného jadra a atmosféru. Venuša je po Slnku a Mesiaci tretím najjasnejším objektom na zemskej oblohe. Predpokladá sa, že vnútorná geologická aktivita prebieha vo vnútri planéty. Množstvo vody na Venuši je oveľa menšie ako na Zemi a jej atmosféra je deväťdesiatkrát hustejšia. Venuša nemá žiadne satelity. Je to najhorúcejšia planéta, jej povrchová teplota presahuje 400 °C. Astronómovia sa domnievajú, že najpravdepodobnejším dôvodom takejto vysokej teploty je skleníkový efekt, ku ktorému dochádza v dôsledku hustej atmosféry bohatej na oxid uhličitý, čo je približne 96,5 %. Atmosféru na Venuši objavil M. V. Lomonosov v roku 1761.
Na Venuši sa nenašli žiadne dôkazy o geologickej aktivite, ale keďže nemá žiadne magnetické pole, ktoré by bránilo vyčerpaniu jej základnej atmosféry, naznačuje to, že jej atmosféru pravidelne dopĺňajú sopečné erupcie. Venuša sa niekedy označuje ako „ sestra zeme„- majú skutočne veľa spoločného: sú podobné veľkosťou, gravitáciou a zložením. Rozdielov je však stále viac. Povrch Venuše je pokrytý hustými, vysoko reflexnými oblakmi kyseliny sírovej, takže jej povrch nie je viditeľný vo viditeľnom svetle. Rádiové vlny však dokázali preniknúť do jeho atmosféry a s ich pomocou sa študoval jeho reliéf. Spory vedcov o tom, čo je pod hustými mrakmi Venuše, pokračovali dlho. A až v 20. storočí veda o planetológii zistila, že atmosféra Venuše, ktorá pozostáva hlavne z oxidu uhličitého, sa vysvetľuje tým, že na Venuši neexistuje uhlíkový cyklus a život, ktorý by ju dokázal spracovať na biomasu. Vedci sa domnievajú, že kedysi, veľmi dávno, boli na Venuši oceány podobné tým na Zemi, ktoré sa však v dôsledku silného zahrievania planéty úplne vyparili.
Atmosférický tlak na povrchu Venuše je 92-krát vyšší ako na Zemi. Niektorí astronómovia sa domnievajú, že sopečná aktivita na Venuši pokračuje aj teraz, no nenašli sa žiadne jasné dôkazy. Zatiaľ sa nenašlo... Verí sa, že Venuša je podľa astronomických štandardov, samozrejme, relatívne mladá planéta. Má približne len... 500 miliónov rokov.
Teplota na Venuši bola vypočítaná okolo +477°C, no vedci sa domnievajú, že Venuša postupne stráca svoje vnútorné teplo. Pozorovania z automatických vesmírnych staníc zistili búrky v atmosfére planéty.
Planéta dostala svoje meno na počesť starorímskej bohyne lásky Venuše.
Venuša bola aktívne skúmaná pomocou kozmických lodí. Prvou kozmickou loďou bola sovietska Venera-1. Potom tu boli sovietsky „Vega“, americký „Mariner“, „Pioner-Venus-1“, „Pioneer-Venus-2“, „Magellan“, európsky „Venus Express“, japonský „Akatsuki“. V roku 1975 sondy Venera-9 a Venera-10 preniesli na Zem prvé fotografie povrchu Venuše, no podmienky na povrchu Venuše sú také, že žiadna zo sond nepracovala na planéte dlhšie ako dve hodiny. Výskum Venuše však pokračuje.
Zem
Naša Zem je najväčšia a najhustejšia z vnútorných planét slnečnej sústavy. Medzi terestrickými planétami je Zem unikátna v spojení so svojou hydrosférou (vodným obalom). Atmosféra Zeme sa líši od atmosféry iných planét tým, že obsahuje voľný kyslík. Zem má jeden prirodzený satelit - Mesiac, jediný veľký satelit terestrických planét slnečnej sústavy.
Ale o planéte Zem máme podrobnejšiu diskusiu v samostatnom článku. Preto budeme pokračovať v príbehu o planétach slnečnej sústavy.
Mars
Táto planéta je menšia ako Zem a Venuša, jej hmotnosť je 0,64185·10 24 kg, čo je 10,7 % hmotnosti Zeme. Mars sa tiež nazýva červená planéta“- kvôli oxidu železa na jeho povrchu. Jeho riedka atmosféra pozostáva hlavne z oxidu uhličitého (95,32 %, zvyšok je dusík, argón, kyslík, oxid uhoľnatý, vodná para, oxid dusnatý) a tlak na povrchu je 160-krát menší ako na Zemi. Impaktné krátery, ako sú tie na Mesiaci, ako aj sopky, údolia, púšte a polárne ľadové čiapky podobné tým na Zemi, to všetko umožňuje klasifikovať Mars ako pozemskú planétu.
Planéta dostala svoje meno na počesť Marsu - starovekého rímskeho boha vojny (čo zodpovedá starogréckemu Aresovi). Mars má dva prirodzené, relatívne malé satelity – Phobos a Deimos (v preklade zo starej gréčtiny – „strach“ a „hrôza“ – tak sa volali dvaja Aresovi synovia, ktorí ho sprevádzali v boji).
Mars skúmali ZSSR, USA a Európska vesmírna agentúra (ESA). ZSSR/Rusko, USA, ESA a Japonsko vyslali na Mars automatickú medziplanetárnu stanicu (AMS), aby to študovali, existovalo niekoľko programov na štúdium tejto planéty: Mars, Phobos, Mariner, Viking, Mars Global Surveyor alebo iné.
Zistilo sa, že kvôli nízkemu tlaku nemôže voda na povrchu Marsu existovať v tekutom stave, ale vedci naznačujú, že podmienky na planéte boli v minulosti odlišné, takže nevylučujú prítomnosť primitívneho života na planéte. . V roku 2008 bola objavená voda v stave ľadu na Marse vesmírnou sondou Phoenix NASA. Povrch Marsu skúmajú rovery. Geologické údaje, ktoré zhromaždili, naznačujú, že predtým bola väčšina povrchu Marsu pokrytá vodou. Na Marse dokonca našli niečo ako gejzíry – zdroje horúcej vody a pary.
Mars je možné vidieť zo Zeme voľným okom.
Minimálna vzdialenosť z Marsu k Zemi je 55,76 milióna km (keď je Zem presne medzi Slnkom a Marsom), maximálna je asi 401 miliónov km (keď je Slnko presne medzi Zemou a Marsom).
Priemerná teplota na Marse je -50 °C. Klíma, podobne ako na Zemi, je sezónna.
pás asteroidov
Medzi Marsom a Jupiterom je pás asteroidov - malých telies slnečnej sústavy. Vedci predpokladajú, že ide o pozostatky formovania slnečnej sústavy, ktorá sa v dôsledku gravitačných porúch Jupitera nemohla spojiť do veľkého telesa. Asteroidy sa líšia veľkosťou od niekoľkých metrov po stovky kilometrov.
vonkajšia slnečná sústava
Vonkajšia slnečná sústava obsahuje plynné obry ( Jupiter, Saturn, Urán a Neptún ) a ich spoločníci. Nachádzajú sa tu aj dráhy mnohých krátkoperiodických komét. V dôsledku väčšej vzdialenosti od Slnka, a teda oveľa nižšej teploty, pevné objekty tejto oblasti obsahujú ľad z vody, čpavku a metánu. Na fotografii si môžete porovnať ich veľkosti (zľava doprava: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún).
Jupiter
Ide o obrovskú planétu s hmotnosťou 318 hmotností Zeme, ktorá je 2,5-krát hmotnejšia ako všetky ostatné planéty dohromady, a rovníkový polomer je 71 492 ± 4 km. Pozostáva hlavne z vodíka a hélia. Jupiter je (po Slnku) najvýkonnejším rádiovým zdrojom v slnečnej sústave. Priemerná vzdialenosť medzi Jupiterom a Slnkom je 778,57 milióna km. Prítomnosť života na Jupiteri sa zdá byť nepravdepodobná vzhľadom na nízku koncentráciu vody v atmosfére, absenciu pevného povrchu a pod.. Aj keď vedci nevylučujú možnosť existencie vodno-uhľovodíkového života na Jupiteri v podobe niektorých nedefinované organizmy.
Jupiter je ľuďom známy už od staroveku, čo sa odráža v mytológii rôznych krajín a jeho meno pochádza od starorímskeho boha hromu Jupitera.
Existuje 67 známych mesiacov Jupitera, z ktorých najväčší objavil Galileo Galilei v roku 1610.
Jupiter je skúmaný pozemnými a orbitálnymi ďalekohľadmi; Od 70. rokov 20. storočia bolo na planétu vyslaných 8 medziplanetárnych vozidiel NASA: Pioneers, Voyagery, Galileo a ďalšie. Na planéte boli zaznamenané silné búrky, blesky, polárne žiary, mnohokrát lepšie ako na Zemi.
Saturn
Planéta známa svojim prstencovým systémom. V skutočnosti sú tieto romantické prstence len ploché sústredné útvary ľadu a prachu, ktoré ležia v rovníkovej rovine Saturnu. Saturn má štruktúru atmosféry a magnetosféry trochu podobnú Jupiteru, ale oveľa menšiu: 60 % hmotnosti Jupitera (5,6846 10 26 kg). Rovníkový polomer - 60 268 ± 4 km.
Názov planéty bol na počesť rímskeho boha poľnohospodárstva Saturna, takže jej symbolom je kosák.
Hlavnou zložkou Saturnu je vodík s prímesami hélia a stopami vody, metánu, čpavku a ťažkých prvkov.
Saturn má 62 mesiacov. Z nich najväčší je Titan. Je zaujímavá tým, že je väčšia ako planéta Merkúr a má jedinú hustú atmosféru spomedzi satelitov slnečnej sústavy.
Pozorovania Saturna prebiehajú už dlho: dokonca aj Galileo Galilei si v roku 1610 všimol, že Saturn má „dvoch spoločníkov“ (satelity). A Huygens v roku 1659 pomocou výkonnejšieho teleskopu videl prstence Saturnu a objavil jeho najväčší satelit, Titan. Potom astronómovia postupne objavili ďalšie satelity planéty.
Moderné štúdium Saturnu sa začalo v roku 1979, keď automatická medziplanetárna stanica Pioneer 11 v Spojených štátoch preletela blízko Saturnu a potom sa k nemu konečne priblížila. Potom nasledovali americké sondy Voyager 1 a Voyager 2 k Saturnu a tiež Cassini-Huygens, ktorá po 7 rokoch letu 1. júla 2004 dosiahla systém Saturn a dostala sa na obežnú dráhu okolo planéty. Hlavnými úlohami bolo štúdium štruktúry a dynamiky prstencov a satelitov, ako aj štúdium dynamiky atmosféry a magnetosféry Saturnu a podrobné štúdium najväčšieho satelitu planéty, Titanu. V roku 2009 sa objavil spoločný americko-európsky projekt medzi NASA a ESA s cieľom spustiť misiu AMS Titan Saturn System Mission na štúdium Saturna a jeho mesiacov Titan a Enceladus. Počas nej poletí stanica na 7-8 rokov do sústavy Saturn a potom sa na dva roky stane satelitom Titanu. Vypustí tiež sondu do atmosféry Titanu a pristávací modul.
Najľahšia z vonkajších planét má hmotnosť 14 Zeme (8,6832 10 25 kg). Urán objavil v roku 1781 anglický astronóm William Herschel pomocou ďalekohľadu a pomenoval ho podľa gréckeho boha oblohy Urána. Ukazuje sa, že Urán je na oblohe rozlíšiteľný voľným okom, ale tí, ktorí ho predtým videli, neuhádli, že ide o planétu, pretože. svetlo z nej bolo veľmi slabé a pohyb bol veľmi pomalý.
Urán, ako aj jemu podobný Neptún, sú zaradené do kategórie „ ľadových obrov“, keďže v ich útrobách je veľa modifikácií ľadu.
Atmosféru Uránu tvorí prevažne vodík a hélium, ale sú tam aj stopy metánu, tuhého amoniaku. Jeho atmosféra je najchladnejšia (−224 °C).
Urán má tiež prstencový systém, magnetosféru a 27 mesiacov. Os rotácie Uránu leží takpovediac „na jeho strane“ vzhľadom na rovinu rotácie tejto planéty okolo Slnka. V dôsledku toho je planéta otočená k Slnku striedavo so severným pólom, potom južným, potom rovníkom a potom strednými zemepisnými šírkami.
V roku 1986 americká kozmická loď Voyager 2 vyslala na Zem detailné zábery Uránu. Na záberoch nie sú zábery takých búrok ako na Jupiteri, no podľa pozorovaní zo Zeme tam prebiehajú sezónne zmeny, bola zaznamenaná aktivita počasia.
Neptún
Neptún je menší ako Urán (rovníkový polomer 24 764 ± 15 km), ale jeho hmotnosť je o 1,0243 10 26 kg väčšia ako hmotnosť Uránu a je 17 hmotností Zeme.
Je to najvzdialenejšia planéta slnečnej sústavy. Jeho meno je spojené s menom Neptúna – rímskeho boha morí, preto je Neptúnov trojzubec astronomickým symbolom.
Neptún je prvou planétou objavenou matematickými výpočtami, nie pozorovaniami (Neptún nie je viditeľný voľným okom), a to sa stalo v roku 1846. Urobil to francúzsky matematik, ktorý študoval nebeskú mechaniku, ktorý väčšinu svojho života pracoval na observatóriu v Paríži - Urbain Jean Joseph Le Verrier.
Hoci Galileo Galilei pozoroval Neptún v rokoch 1612 a 1613, pomýlil si planétu s pevnou hviezdou v konjunkcii s Jupiterom na nočnej oblohe. Preto sa objav Neptúna nepripisuje Galileovi.
Čoskoro bol objavený aj jeho satelit Triton, ale zvyšných 12 satelitov planéty bolo objavených v 20. storočí.
Neptún, podobne ako Saturn a Pluto, má prstencový systém.
Atmosféra Neptúna, podobne ako atmosféra Jupitera a Saturnu, je väčšinou tvorená vodíkom a héliom, so stopami uhľovodíkov a možno aj dusíka, ale obsahuje veľa ľadu. Jadro Neptúna, podobne ako Urán, pozostáva hlavne z ľadu a skál. Planéta má modrú farbu - je to kvôli stopám metánu vo vonkajších vrstvách atmosféry.
V atmosfére Neptúna zúria najsilnejšie vetry medzi planétami slnečnej sústavy.
Neptún navštívila iba jedna kozmická loď, Voyager 2, ktorá 25. augusta 1989 preletela blízko planéty.
Táto planéta, rovnako ako všetky ostatné, skrýva mnoho tajomstiev. Napríklad termosféra planéty má z neznámych príčin abnormálne vysokú teplotu. Ale je príliš ďaleko od Slnka na to, aby zohrialo termosféru ultrafialovým žiarením. Toto je výzva pre vás, budúcich astronómov. A vesmír kladie veľa takýchto úloh, dosť pre každého ...
Počasie na Neptúne je charakteristické silnými búrkami, vetrom dosahujúcim takmer nadzvukovú rýchlosť (asi 600 m/s).
Ostatné telesá slnečnej sústavy
Toto je kométy- malé telesá slnečnej sústavy, obyčajne len niekoľko kilometrov veľké, pozostávajúce najmä z prchavých látok (ľadu), kentaury- predmety podobné ľadovej kométe, transneptúnskych objektov nachádza sa vo vesmíre za Neptúnom, Kuiperov pás- úlomky podobné pásu asteroidov, ale pozostávajúce hlavne z ľadu, rozptýlený disk…
Na otázku, kde presne končí slnečná sústava a začína medzihviezdny priestor, zatiaľ neexistuje presná odpoveď...