Марс

 
 
 
 
Реферат по астрономии. 
на тему «Марс» 
ученика 11-А класса 
Юхта Романа

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Содержание.

 

 

1. Общие сведения о планете. . . . . . 2
2. Радиолокационные исследования Марса. . . . 3
3. Рельеф поверхности Марса. . . . . . 5
4. Реки и ледники на Марсе.  . . . . . 8
5. Фобос и Деймос. . . . . . . . 12
6. Внутреннее строение. . . . . . . 14
7. Атмосфера Марса.  . . . . . . 16
8. Ионосфера. . . . . . . . . 17
9. Особенности теплового режима и атмосферной динамики. 18
10. Проблемы климатической эволюции. . . . . 21

 

1. Общие сведения о планете.

Аэлита  – символ Марса – планеты больших  ожиданий и несбывшихся надежд. Во всей Солнечной системе нет, пожалуй, другого небесного тела, которое сыграло бы столь великую роль в развитии планетной астрономии. И хотя обычно названия планет имеют малое отношение к професси богов-тезок, Марс в свое время вызвал настоящую войну.

Диаметр Марса равен 6787 км – почти вдвое  меньше земного – весьма миниатюрный  мир. По объему планета примерно в 7 раз меньше Земли, а по массе – в 9 раз.

Орбита  Марса, впервые вычисленная Иоганном Кеплером, представляет собой эллипс с заметным эксцентриситентом (e=0,093).

Марс обходит  свою орбиту за 687 земных суток, значит, марсианский год почти вдвое  длиннее земного, и потому встречаются обе планеты в противостояниях лишь через 2 года и 2 месяца (780 суток). Но, если посмотреть на рисунок, на котором представлены орбиты обеих планет, легко понять, что не все противостояния одинаково удобны для наблюдений. Гораздо лучше наблюдать Марс, когда он находится вблизи перигелия. Тогда его расстояние до Земли уменьшается до 56300000 км. Вблизи же афелия это расстояние увеличивается почти вдвое. Годы наибольшего сближения планет называются великими противостояниями Марса. В эти дни все телескопы мира устремлены на красную планету.

Рисунок 1.

Во время  великих противостояний диаметр  Марса виден почти вдвое большим, чем во время обычных противостояний и светит Марс в эти периоды  ярче, чем Сириус. Великие противостояния всегда бывают в августе и повторяются через 15-17 лет. С одного из них и началась бурная история «красной планеты».

Наблюдать Марс в телескоп и составлять карты  стали с 1636 года, то есть с самого начала телескопических наблюдений. Даже в слабые и несовершенные телескопы на поверхности Марса легко рассмотреть разноцветные пятна: белые – у полюсов, зеленовато-коричневые – в умеренных поясах и оранжево-красные – у экватора. Наблюдая за движением этих пятен, астрономы измерили период вращения Марса вокруг своей оси. Он оказался «земного порядка» – 24 часа 37 минут 22,4 секунды. Во второй половине XIX века уже считалось, что «общая карта Марса может быть изображена с большей уверенностью, чем карты малодоступных стран, окружающих наши земные полюсы».

В 1878 году наступило великое противостояние Марса. Миланский астроном Джиованни Скиапарелли, обладавший необычайно зоркими глазами, увидел туманные полоски на поверхности Марса. Их было множество. Тонкие прямые линии, будто проведеные по линейке, пересекали красноватые "материки", соединяя между собой "моря" и "озера" планеты.

Они не могли  быть реками. Для этого линии были слишком прямыми и располагались  слишком правильно геометрически. Они не могли быть горными хребтами, чудовищными оврагами... Они не могли  быть ничем, что создает природа. Ибо природа не в состоянии провести прямую линии на округлом боку планеты. Скиапарелли решает, что перед ним - результат работы разума!

Скиапарелли составляет подробную карту Марса, наносит  все видимые в 24-сантиметровый  телескоп каналы и дает им названия. Еще больше крепнет его уверенность, когда он обнаруживает, что особенно четко видны каналы в том полушарии Марса, в котором начинается весна. Он видит, как уменьшаются весной белые пятна на полюсах Марса. И думает: лед полярных областей тает. Темные полосы постепенно проступают на диске планеты от полюса к экватору, значит, вода начинает поступать в пересохшие за зиму русла и по берегам марсианских каналов расцветает марсианская растительность...

В 1879 году Скиапарелли  публикует результаты своих наблюдений и свои выводы. Они производят сенсацию. Астрономы снова кинулись к своим инструментам и... разделились на враждующие лагери. Началась "великая марсианская война". Если раньше наблюдения планет производились, в основном, любителями, вооруженными малыми телескопами, то теперь самые крупные обсерватории включили изучение Марса в планы своих работ…

Так началось бурное исследование «красной планеты».

2. Радиолокационные исследования  Марса.

С начала 60-х годов XX в. для исследования периодов и направления вращения планет, а вслед за тем рельефа и физических свойств их поверхностей стала успешно применяться радиолокация. За короткий период ее возможности значительно возросли вследствие совершенствования как аппаратуры, так и методов измерений. Для определения периодов вращения используются результаты анализа величин смещения и расширения спектральной линии отраженного излучения (эхо-сигнала), обусловленных эффектом Доплера, а для изучения профилей и свойств поверхности - данные об интенсивности отраженного излучения и о распределении интенсивности по спектру, с учетом времени запаздывания прихода сигналов на приемную антенну и доплеровского сдвига по частоте. Важную информацию о микроструктуре поверхности несут также данные измерений степени поляризации отраженных планетой радиоволн.

Радиолокационные исследования наиболее информативны для низкоширотных областей, поскольку при переходе к высоким широтам, а значит, удалении от самой близкой к Земле (подрадарной) области, дающей наибольший вклад в отражение,  погрешности измерений и неоднозначность их интерпретации резко возрастают. В радиолокационной астрономии преимущественно используются радиоволны сантиметрового частотного диапазона.

Радиолокационные исследования поверхности  Марса особенно интенсивно начались в конце 60-х и в начале 70-х годов, до тех пор, пока этот метод практически не был вытеснен мощным потоком информации с искусственных спутников планеты. Наилучшее достигнутое в этот период разрешение составило 8 км по долготе и около 80 км по широте в пределах широтного пояса +/- 20^o по обе стороны от экватора. Были обнаружены значительные вариации марсианского рельефа, достигающие высоты 14 км в глобальном масштабе. На отдельных участках длиной в десятки и сотни километров были выявлены многочисленные перепады высот в 1-2 и более километров, большинство из которых, как подтвердили в дальнейшем результаты фотографирования Марса с космических аппаратов, правильно ассоциировались с кратерами поперечником до 50-100 км. Одновременно оценивались рассеивающие свойства поверхности и углы наклона участков, сопоставимых по своей протяженности с длиной волны. Чем больше эти углы, тем больше шероховатость поверхности, или, другими словами, более неоднороден микрорельеф. Оказалось, что участки марсианской поверхности, от которых отражаются радиоволны, в целом довольно сглаженные: среднеквадратические значения углов их наклона q лежат в пределах от 0,5 до 4^o, что существенно меньше, чем у Луны или Меркурия.

Интенсивность отраженного планетой сигнала зависит от коэффициента отражения K (выражаемого в процентах), с которым непосредственно связаны физические свойства поверхности (прежде всего плотность поверхностного слоя на глубине порядка нескольких длин волн зондирующего излучения) и характер слагающих поверхностных пород. Этими свойствами определяется величина диэлектрической проницаемости e материала, от которого отражается электромагнитная волна. Таким образом, измеряя e, можно оценивать плотность грунта r на планете. Радиолокационные исследования Марса обнаружили колебания диэлектрической проницаемости в широких пределах, примерно от 1,5 до 5, чему отвечают значения плотности от 1 до 2,5 г/см³. Эти оценки были позднее подтверждены путем измерений при помощи бортовых радиометров сантиметрового диапазона, работавших на спутниках Марса "Марс-3" и "Марс-5". Полученный широкий диапазон значений свидетельствует об изменении свойств марсианской поверхности от твердых скальных пород до сильно раздробленных, сыпучих грунтов, что действительно имеет место в различных районах планеты.

Таблица 1.

Характеристики  поверхности Марса по радиолокационным данным.

K, %	3 – 14
E	1,4 - 4,8
r, г/см3	1 - 2,5
q, град	0,5 – 4

 

3. Рельеф поверхности Марса.

Во второй половине 60-х годов  с пролетных аппаратов "Маринер-4,6,7" были получены первые фотоснимки нескольких сравнительно небольших районов поверхности в южном полушарии. Снимки, которых с таким нетерпением ждали, принесли разочарование. Отснятые районы изобиловали кратерами, в большинстве своем сильно разрушенными и чем-то напоминавшими лунные. Основываясь на этой весьма ограниченной информации, о Марсе стали говорить как о мертвой планете не только в биологическом, но и в геологическом смысле. Это сильно ослабило традиционный интерес к нему исследователей и широкой общественности, длительное время подогревавшийся такими экзотическими феноменами, как "сезонная смена растительного покрова", "каналы" и т.п. Однако дальнейшие исследования, особенно энергично развернутые после вывода на орбиты вокруг Марса первых искусственных спутников в 1971 году (советских "Марс-2" и "Марс-3" и американского "Маринер-9"), не просто "возродили", а значительно усилили былой интерес к этой планете.

Особенно эффективными оказались  результаты глобального картирования Марса путем передачи телевизионных изображений и фотографирования его поверхности со спутников "Маринер-9", "Марс-5" и "Викинг-1,2". Изображения получены в основном с разрешением в 1 км, но отдельные участки исследованы при разрешении до 40-50 м, т.е. в 10 000 раз более высоком, чем при наблюдении с Земли. Это дало возможность увидеть, что же представляют собой наблюдаемые в телескоп на диске Марса темные и светлые области, понять, с чем связаны периодические изменения их очертаний и контрастов, сколь реальны границы других слабых, едва различимых пятен, как выглядят полярные шапки. Последовательные съемки одних и тех же районов за период, превышающий марсианский год, позволили проследить динамику сезонных колебаний и влияние атмосферных процессов на морфологию марсианской поверхности.

Изучению структуры и рельефа поверхности во многом способствовали также одновременные измерения в других диапазонах длин волн - инфракрасном, ультрафиолетовом, сантиметровом.

Что же на самом деле представляет собой поверхность Марса? Прежде всего оказалось, что уже отмечавшееся различие в расположении средних уровней поверхности северного и южного полушарий из-за несимметричности фигуры довольно отчетливо проявляется и в морфологии рельефа: в северном полушарии преобладают равнинные области, в южном - кратерированные. Выделяются крупные, поперечником свыше 2000 км, котловины ("моря"), такие как Эллада, Аргир, Амазония, Хрис, и возвышенные плато ("материки") - Фарсида, Элизиум, Тавмасия и др. Последние по своим размерам близки к земным континентам и возвышаются на 4-6 км над уровнем средней поверхности, который соответствует экваториальному радиусу планеты 3394 км. Если бы на Марсе существовали океаны, как на Земле, они бы заполнили обширные пространства котловин, а эти плато действительно выделились бы как материки.

Помимо обширных кратерированных  районов, были обнаружены прямые свидетельства  тектонической и вулканической  деятельности в виде характерных  вулканических конусов и разломов, сочетания относительно более молодых  структур, довольно четкие следы воздействия различных эрозионных факторов и процессов осадконакопления.

Подавляющее большинство сосредоточенных  преимущественно в средне- и высокоширотных районах южного полушария кратеров - ударного происхождения, с различной степенью стирания или разрушения за счет последующих геологических процессов. По степени облитерации, прежде всего по характеру разрушения кромок, или валов склонов, можно судить о возрасте кратера и об интенсивности процессов, приведших к сглаживанию. В целом кратеры на Марсе более мелкие, чем на Луне и Меркурии, но значительно глубже, чем на Венере. Внешние склоны валов типичных кратеров имеют углы наклона по отношению к горизонту около 10^o, внутренние стенки наклонены на 20-25^o. Как правило, дно кратеров плоское вследствие заполнения эродированным материалом.

Преобладающие формы рельефа северного  полушария непосредственно связаны  с активными геологическими процессами. В первую очередь внимание привлекают проявления вулканизма - громадные  щитовые вулканы с четко очерченными  кратерами на вершинах - кальдерами. Такие кратеры образуются при частичном обрушении вершины вулканического конуса, сопровождающем сильные извержения. Четыре вулкана в области Фарсида в несколько раз больше существующих на Земле.

Крупнейшие вулканические конусы называются горами Арсия, Акреус, Павонис и Олимп. Они достигают 500-600 км в основании, поднимаясь над окружающей равниной на 20-21 км. По отношению же к среднему уровню поверхности Марса высота Арсии и Акреуса 27 км, а Олимпа и Павониса - 26 км. Поражают воображение не только высота этих гор, но и диаметры кратеров на их вершинах: около 100 км у Арсии и 60 км у Олимпа. Гора Олимп - это хорошо известное астрономам наиболее светлое пятно, наблюдаемое на диске Марса в средних широтах, обозначавшееся на прежних картах как Никс Олимпика (Снега Олимпа). Само название говорит о том, что его считали возвышением; мало кто мог предполагать, что это возвышение столь грандиозно по своим размерам.

Отсутствие в областях Марса, где  сосредоточены вулканы, кратеров ударного происхождения, а также хорошо сохранившиеся следы лавовых потоков на склонах гор позволяют предположить, что вулканы действовали еще сравнительно недавно (по оценкам не более нескольких сотен миллионов лет назад). Свидетельства широко развитого вулканизма на планете дают также хорошо сохранившиеся остатки лавовых потоков на панорамах, переданных с посадочного аппарата "Викинг-2". Место посадки на обширной марсианской равнине Утопия буквально усыпано многочисленными камнями, с характерными сколами и ноздреватыми поверхностями типа пемз. Подобные продукты раздробления пемзовых лав в виде обломочных рыхлых глыб часто встречаются на Земле.