Реферат на тему планета марс

Обновлено: 04.07.2024

Марс — четвертая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы. На звездном небе он выглядит как немерцающая точка красного цвета, которая время от времени значительно превосходит по блеску звезды первой величины. Марс периодически подходит к Земле на расстояние до 57 млн. км, значительно ближе, чем любая из больших планет, кроме Венеры.

Рис.1 Планета Марс

Рис.2 Планета Марс

По основ­ным физическим характеристикам Марс отно­сится к планетам земной группы. По диаметру он почти вдвое меньше Зем­ли и Венеры.

Значительный наклон экватора к плоскости орбиты (25,2°) приводит к тому, что на од­них участках орбиты освещаются и обогрева­ются Солнцем преимущественно северные ши­роты Марса, а на других — южные, т. е. происходит смена сезонов. Марсианский год длится 686,9 дня. Эллиптичность марсианской орби­ты приводит к значительным различиям климата северного и южного полушарий: в средних южных широтах зима холоднее, а лето теплее, но короче, чем в северных.

Температурные условия на Марсе суровы с точки зрения жителя Земли. Наиболее высо­кая температура поверхности 290 К в так назы­ваемой подсолнечной точке; наиболее низкая — в полярных районах, где в зимний сезон она держится на отметке около 150 К. Полученные из наблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярных ша­пок, которые при наблюдениях в телескоп вид­ны как светлые, почти белые пятна возле полюсов планеты. Когда в северном полуша­рии Марса наступает лето, северная полярная шапка быстро уменьшается, но в это время рас­тет другая — возле южного полюса, где насту­пает зима. В конце XIX — начале XX в. счита­ли, что полярные шапки Марса — это ледники и снега. По современным данным, обе полярные шапки Марса — северная и южная — состо­ят из водяного льда с примесью минеральной пыли и из твердой двуокиси углерода, т. е. сухого льда, который образуется при замерза­нии углекислого газа, входящего в состав мар­сианской атмосферы.

В 1975 г. на основе материалов телевизионной съемки всей поверхности планеты с космических аппаратов была составлена кар­та деталей марсианского рельефа, многие из которых уже получили названия, и на карте Марса появились имена деятелей науки и куль­туры, в том числе русских и советских уче­ных: кратеры Ломоносов, Королев, Фесенков и др.

Это предсказание вызвало к жизни массу легенд, включая даже миф о кон­тактах Свифта с инопланетянами.

Впрочем, вероятнее всего, Свифт ру­ководствовался логикой и соображени­ями гармонии. В то время было известно всего шесть планет и 10 спутников: у Меркурия и Венеры таковых не было, у Земли имелся один, у Марса — не было, у Юпитера — 4, у Сатурна - 5. При этом астрономы были уверены, что между Марсом и Юпитером есть ещё одна — неоткрытая — планета. Если предполо­жить, что число спутников растёт с уда­лением планеты от Солнца, то было ло­гично ожидать наличие двух спутников у Марса и трёх у этой неизвестной пла­неты. Что же касается размера орбиты, то здесь Свифт исходил, видимо, из сле­дующей аналогии: радиусы орбит двух внутренних галилеевых спутников Юпи­тера тоже составляют примерно З и 5 диаметров Юпитера.

Поверхность и атмосфера Марса

Рис.5 Поверхность Марса

Рис.6 Поверхность Марса

Рис.7 Поверхность Марса

Сила марсианских ветров тем удиви­тельнее, что атмосфера этой планеты примерно в сто раз разрежённее земной. 95% приходится на углекислый газ, ос­тальные составляющие марсианской атмосферы — азот и аргон. В ней также содержится кислород (всего лишь деся­тые доли процента) и есть следы водя­ного пара. Обычная вода здесь превра­тилась в лёд и повсеместно встречается в марсианском грунте, находящемся в состоянии вечной мерзлоты.

Интересная гипотеза была высказа­на американскими учёными К. Сага­ном и Д.Уоллесом — согласно расчё­там под многометровым слоем вечной мерзлоты на Марсе могут существовать подземные озёра и даже реки!

Рис.7 Атмосфера Марса

Рис.8 Атмосфера Марса

В низинах и долинах Марса часто стоят холодные туманы, а в атмосфере наблюдаются облака различной формы. Небо здесь розовое — этот оттенок объясняется рассеянием света в атмо­сферной пыли и подсветкой от красной поверхности планеты.

Как погибла жизнь на марсе?

Свидетельством этих процессов являются необыч­ные магнитные красноцветные пески Марса. Воз­можно, на Марс рухнули обломки его третьего спут­ника — Танатоса; возможно также, что именно при этих ударах астероидов были заброшены на Землю метеориты, состоящие из марсианских пород и об­наруженные на ледовом панцире Антарктиды и в Австралии. В одном из них американцы как будто бы обнаружили остатки бактерий и органическое вещество, обогащенное легким изотопом углерода, что характерно для жизненных циклов.

Почему Марс красный? Откуда этот цвет крови? Как ни странно, сходство окрасок объясняется од­ной и той же причиной — обилием оксида железа. Оксиды железа окрашивают гемоглобин крови; ок­сиды трехвалентного железа в виде песка и пыли покрывают поверхность Марса.

Американские станции передали сведения о хи­мическом составе марсианского грунта и коренных горных пород. Эти данные указывают, что красный марсианский грунт состоит из оксидов и гидроксидов железа с примесью железистых глин и сульфа­тов кальция и магния. Такой набор минералов хара­ктерен для широко развитых на Земле красноцветных кор выветривания, возникающих в условиях теплого климата, обилия воды и свободного кисло­рода атмосферы.

Поверхность Марса составляет 28 процентов от поверхности Земли. Подщитанно, что для образования здесь коры выветривания базальтов сум­марной мощностью 1 километр из ат­мосферы Марса было изъято 5000 триллионов тонн свободного кисло­рода, то есть вчетверо больше, чем сейчас в земной атмосфере! Для обра­зования всего лишь десятиметрового слоя сульфатов потребовалось бы 500 триллионов тонн кислорода.

Гематит и лимонит — широко рас­пространенные руды железа, а магге­мит образуется изредка при окисле­нии магнетита, если сохраняются его первичная кристаллическая структура и магнитные свойства. При нагрева­нии выше 200°С маггемит превраща­ется в гематит и становится немагнит­ным.

Техника указывала путь образо­вания стабильного маггемита — прокаливание природных лимонитовых кор выветривания, которых так много в древних осадочных от­ложениях Якутии. Но почему они прокалены? Может быть, причина — таежные пожары? Тайга горит, дере­вья падают на железистую почву. Но леса горят по всей планете, в том числе и на экваторе. А магнитной окиси железа там нет или ее очень мало. В Якутии же стабильный маг­гемит распространен на огромной площади, причем реки вымывают его из древних отложений. Значит, какой-то могучий поток энергии бу­квально прокалил поверхность севе­ро-востока Сибири!

Разгадку этого явления ученные видят в сенсационной находке гигантского метеоритного кратера в бассейне си­бирской реки Попигай. Диаметр Попигайского кратера — 130 километ­ров, юго-восточнее известны анало­гичные структуры диаметром в десят­ки километров. Страшная катастрофа произошла 35 миллионов лет назад; возможно, с ней связана граница двух геологических эпох — эоцена и олигоцена, которая характеризуется резким изменением типов жизни. Энергия космического удара бы­ла поистине чудовищной. Диаметр астероида достигал 8—10 километ­ров, масса — около 3 триллионов тонн, скорость — 20 — 30 километ­ров в секунду! Он пробил атмосферу, как пуля — лист бумаги; энергия уда­ра расплавила 4-5 тысяч кубических километров горных пород, смешав воедино базальты, граниты, осадоч­ные породы. В радиусе нескольких тысяч километров погибло все жи­вое, испарилась вода рек и озер, а поверхность Земли оказалась прока­ленной космическим пламенем.

Зараженность Якутии магнитной окисью железа — ключ к разгадке тай­ны магнитности красноцветных кор выветривания Марса, Ведь на этой планете насчитывается более сотни гигантских метеоритных кратеров размером больше Попигайского, а мелких просто не счесть! Можно ска­зать, что Марсу крепко досталось, причем наличие в доледниковое вре­мя текучей воды, быстро разрушаю­щей кратерные сооружения, позволя­ет предположить, что многие кратеры Марса сравнительно молодые. По­верхность Марса подверглась мощно­му прокаливанию, космическому ожогу, при котором произошло омагничивание железистых кор выветри­вания. Нынешняя разреженная атмо­сфера тоже объясняется астероидной атакой: газы при высоких температу­рах превращались в плазму и навсегда выбрасывались в космос. Кислород атмосферы, похоже, является релик­товым: это ничтожный остаток того кислорода, который породила унич­тоженная астероидами жизнь.

Т анатос - третий спутник марса?

Для Марса предел Роша проходит на высоте около 5000 километров над его поверхностью, то есть для ги­бели Фобосу остается опуститься по своей орбите на 900 километров. Ас­трономы считают, что Фобос рухнет на Марс через 40 миллионов лет. По форме Фобос похож на картофелину, но его длина — 25, а ширина — 21 километр. Развал такого гиганта на орбите вызовет страшный удар по Марсу — прокаливание его поверхности, уничтожение остатков атмо­сферы за счет ее выброса в космос в виде раскаленной плазмы.

Для прокаливания и омагничивания первоначально немагнитных марсианских железистых кор вывет­ривания понадобилась энергия, со­измеримая с энергией нескольких миллионов мощных водородных бомб. Если бы они были сброшены на Землю, все живое на ней было бы уничтожено, атмосфера стала бы разреженной и негодной для дыха­ния, а гибель растений привела бы к дальнейшему исчезновению кисло­рода. А Марс меньше Земли, и его гравитационное поле гораздо слабее. Очевидно, обломки Танатоса стерли с поверхности Марса растительную жизнь, сорвали плазменными пото­ками кислородную атмосферу и омагнитили красноцветные коры выветривания. Нескольких миллио­нов лет было достаточно, чтобы Марс превратился в безжизненную пустыню с замерзшими морями и ре­ками, засыпанными красным маг­нитным песком. Разве кто-нибудь на Земле помнит, что на месте гигант­ской пустыни Сахары всего-навсего 6 тысяч лет назад текли бесчислен­ные многоводные реки, шумели леса и кипела жизнь?

Марс — четвертая по удаленности от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы, названная в честь древнеримского бога войны и именуемая так же "красной планетой". Характеристики Марса: размер, положение, спутники, климатические особенности.

Рубрика Астрономия и космонавтика
Вид доклад
Язык русский
Дата добавления 16.04.2014
Размер файла 40,3 K

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Планета Марс

Студент первого курса

Проверила: Патапович Мария Петровна

Содержание

Положение в Солнечной системе

Период обращения вокруг Солнца и осевое вращение

Введение

Марс -- планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных. марс планета спутник солнце

Когда в 1965 году американская станция Маринер-4 с малого расстояния впервые получила снимки Марса, эти фотографии вызвали сенсацию. Астрономы были готовы увидеть что угодно, только не лунный ландшафт. Один известный астроном из Пулковской обсерватории даже звонил в редакции газет, чтобы проверить, не спутали ли газетчики Луну с Марсом. Увы, типичный лунный пейзаж принадлежал знаменитой Красной планете.

Именно на Марс возлагали особые надежды те, кто хотел найти жизнь в космосе. Но эти чаяния не оправдались - Марс оказался безжизненным.

По современным данным радиус Марса почти вдвое меньше земного (3390 км), а по массе Марс уступает Земле в десять раз. Обращается вокруг Солнца эта планета за 687 земных суток (1,88 года). Солнечные сутки на Марсе практически равны земным - 24 ч 37 мин, а ось вращения планеты наклонена к плоскости орбиты на 25° (для Земли - 23°), что позволяет сделать вывод о сходной с земной смене времен года.

Масса Марса составляет 6,44 1023 кг, то есть 0,108 массы Земли. Средняя плотность 3,95 г/см3. Ускорение свободного падения на экваторе 3,76 м/с2.

Итак, планета имеет средний диаметр 6,780 км, что составляет приблизительно половину размера Земли, и почти вдвое больше размера Луны. Из-за вращения, планета немного приплюснута у полюсов, имея фактический диаметр 6,794 км в экваторе и 6,752 км в направлении полюсов. Средняя плотность планеты (3.9 г/см3), ниже, чем плотность Земли (5.5 г/см3). Кроме того, на Марсе не было обнаружено какого-либо заметного магнитного поля, из чего можно сделать вывод, что ядро планеты находится в твердом состоянии и этим же объясняется, отсутствие радиационного пояса Марса. Общая масса планеты составляет лишь одну десятую массы Земли, и таким образом, сила притяжения на Марсе только 38% земной.

Основные характеристики планеты Марс

Экваториальный радиус, км

Полярный радиус, км

Средная плотность, кг/м3

Ускорение силы тяжести на поверхности, м/с2

Перепад высоты, км

Положение в Солнечной системе

В центре Солнечной системы находится наша дневная звезда - Солнце. Вокруг него вместе со своими двумя спутниками обращается Марс. Возраст Солнечной системы был определён учёными на основании лабораторного изотопного анализа земных скальных пород, а также метеоров и доставленных на Землю космическими аппаратами образцов лунного грунта. Поэтому считается, что эта планета сформировались приблизительно 4,5 - 5 млрд. лет тому назад.

Марс - от греческого Mas - мужская сила - бог войны, в Риме почитался как отец римского народа, охранитель полей и стад, позднее - покровитель конных состязаний. Сияющий кроваво-красный диск, увиденный в телескоп, наверняка ужаснул астронома, открывшего эту планету. Между ядром и корой находится силикатная мантия, обогащенная железом. Красные окислы железа, присутствующие в поверхностных породах, определяют цвет планеты. Поэтому ее так и назвали.

1877 год - время очередного великого противостояния Марса и Земли, когда планеты, двигаясь по своим орбитам, сближаются на минимальное расстояние - 55 млн. км. Астрономы воспользовались случаем: все средства наблюдения были направлены на Красную планету в поисках новых открытий.11 августа 1877 года Асаф Холл, сотрудник Морской обсерватории США, обнаружил первый спутник Марса. А еще спустя несколько дней, 17 августа, он же открыл ещё один спутник.

Марс находится на минимальном расстоянии от Земли во время противостояний, происходящих с интервалами в 779,94 земных суток. Однако раз в 15-17 лет происходит так называемое великое противостояние, когда эти две планеты сближаются примерно на 56 млн. км; последнее такое сближение имело место в 1988. Во время великих противостояний Марс выглядит самой яркой звездой на полуночном небе.

Вокруг Марса обращаются два спутника: Фобос (Страх) и Деймос (Ужас). Первый из них движется вокруг Марса по орбите со средним радиусом 9350 км за 7 ч 39 мин, то есть обгоняет планету в ее суточном вращении. Деймос облетает Марс по орбите с радиусом 23500 км за 30 ч 17 мин. Оба спутника имеют неправильную форму и всегда обращены к Марсу одной и той же стороной. Их максимальные размеры: 26 км в длину и 21 км в ширину у Фобоса и, соответственно, 13 и 12 км - у Деймоса. Гравитационные поля спутников настолько слабые, что атмосферы они не имеют. На поверхности обнаружены метеоритные кратеры. На Фобосе крупнейший кратер Стикни имеет диаметр 10 км.

Период обращения вокруг Солнца и осевое вращение

Марс более удален от Солнца, чем Земля, и поэтому один его оборот вокруг Солнца длиться почти два земных года. Марс движется вокруг Солнца по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0,0934. Среднее расстояние от Солнца равно 227,9 млн. км. Минимальное расстояние от Солнца примерно 207, максимальное - 249 млн. км; из-за этого различия количество поступающей от Солнца энергии варьируется на 20-30%.

Поскольку наклон экватора к плоскости орбиты значителен (25,2°), на планете существуют заметные сезонные изменения. Период обращения Марса вокруг Солнца почти вдвое больше земного года (686,9 земных суток). Средняя скорость орбитального движения составляет 24,13 км/с. Период суточного обращения Марса вокруг своей оси почти такой же, как у Земли (24 ч 37 мин 22,58 с). Экваториальный радиус планеты равен 3394 км, полярный - 3376,4 км.

Итак, орбита Марса лежит приблизительно в полтора раза дальше, чем земля. Орбита планеты несколько эллиптическая, так что расстояние планеты от Солнца изменяется от минимума, при перигелии, 206.7 миллионов км до максимума, при афелии, 249.2 миллиона км. Т.к. Марс - дальше от Солнца чем Земля, Марсу требуется больше времени, чтобы совершить одно обращение вокруг Солнца. Год на Марсе длится 687 земных дней. Скорость движения Марса примерно 24 км/с, причем планета вращается в том же направлении, что и Земля - против часовой стрелки (если смотреть со стороны северного полюса планеты).

Марсианский день длится 24 часа, 37 минут, 23 секунды, что очень близко к продолжительности земного дня. Наклон оси планеты - приблизительно 25 градусов, вследствие чего, сезонные изменения на Марсе происходят подобно Земным. Из-за эллиптической орбиты Марса, в южном полушарии лето, когда планета находится на самом близком расстоянии к Солнцу, а в северном полушарии - зима

Климатические особенности

Но все мечты ученых о наличии жизни на Красной планете растаяли после того, как был установлен состав атмосферы Марса. Для начала следует указать, что давление у поверхности планеты в 160 раз меньше давления земной атмосферы. А состоит она на 95% из углекислого газа, содержит почти 3% азота, более 1,5% аргона, около 1,3% кислорода, 0,1% водяного пара, присутствует также угарный газ, найдены следы криптона и ксенона. Разумеется, в такой разреженной и негостеприимной атмосфере никакой жизни существовать не может.

Из-за разреженности марсианской атмосферы планета не может удержать солнечное тепло, вследствие чего летним днем температура достигает 25°С, а ночью опускается до - 90°С (в приполярных областях до - 135°С). Среднегодовая температура на Марсе составляет примерно - 60°С. Резкие перепады температур в течение суток вызывают сильнейшие пылевые бури, во время которых густые облака песка и пыли поднимаются до высот в 20 км.

Состав марсианской почвы был окончательно выявлен при исследованиях спускаемых американских аппаратов Викинг-1 и Викинг-2. Красноватый блеск Марса вызван обилием в его поверхностных породах оксида железа III (охры). Кроме железа (14%), в марсианском грунте найдены также кремний (20%), кальций и магний (по 5%), алюминий (3%) и сера (более 3%), которой почти в сто раз больше, чем на Земле.

Рельеф Марса весьма интересен. Здесь присутствуют темные и светлые области, как и на Луне, но в отличие от Луны, на Марсе смена цвета поверхности не связана со сменой высот: на одной высоте могут находиться как светлые, так и темные области. На Марсе присутствуют ареографические (аналог термина “географические” для Земли; от греческого имени бога войны Ареса, называемого в римской мифологии Марсом) объекты планетарного масштаба. Известен гигантский грабен - Каньон, его длина составляет 2500 км, ширина - 100-200 км, а глубина достигает 6 км. Высочайшая гора Марса - Олимп - возвышается над окружающим ландшафтом на… 24 км! Диаметр основания этого исполинского вулкана составляет 600 км.

Метеоритных кратеров на Марсе сравнительно немного, зато хорошо различимы следы эрозийной деятельности, скорее всего водной. То есть когда-то (предположительно около 10 млн. лет назад), Марс обладал более мощной атмосферой, с давлением у поверхности, достаточным для сжижения воды, и на Марсе шли дожди, текли реки, и существовали моря и океаны.

До сих пор ученым не известна природа катаклизма, вызвавшего глобальные изменения климата на Марсе, приведшие к современным условиям.

Одними из наиболее заметных и завораживающих умы астрономов деталей рельефа Красной планеты долгое время оставались полярные шапки Марса. Эти “ледники” сильно увеличиваются в размерах в середине осени и почти полностью исчезают к началу лета. Современные ученые установили, что среднегодовая температура шапок составляет - 70°С, а состоят они из двух компонентов: сезонного - твердой углекислоты (“сухого льда”) и векового - обыкновенного водяного льда. Летом СО2 возгоняется, а зимой при понижении температуры до - 130°С снова осаждается вблизи полюса.

Предположения о внутреннем строении Марса во многом схожи с представлениями в строении Земли: снаружи тонкая пленка литосферы, прикрывающая массивный пласт мантии, а в центре - металлическое ядро, по поводу которого ученые не пришли еще к единому заключению - жидкое оно или затвердело.

Качественно новый уровень исследований Марса начался в 1965, когда для этих целей стали использоваться космические аппараты, которые вначале облетали планету, а затем (с 1971) и опускались на ее поверхность.

Наблюдения Марса со спутников обнаруживают отчетливые следы вулканизма и тектонической деятельности - разломы, ущелья с ветвящимися каньонами. Вулканические кратеры достигают огромных размеров. Крупнейшие из них - Арсия, Акреус, Павонис и Олимп - достигают 500-600 км в основании и более двух десятков километров по высоте. Исследователи пришли к выводу, что вулканы были действующими еще сравнительно недавно, а именно: несколько сотен миллионов лет назад.

Атмосфера и вода на Марсе. Атмосфера на Марсе разрежена (давление порядка сотых и даже тысячных долей атмосферы), и состоит, в основном, из углекислого газа (около 95%) и малых добавок азота (около 3%), аргона (примерно 1,5%) и кислорода (0,15%). Концентрация водяного пара невелика, и она существенно меняется в зависимости от сезона.

Есть все основания полагать, что воды на Марсе немало. На такую мысль наводят длинные ветвящиеся системы долин протяженностью в сотни километров, весьма похожие на высохшие русла земных рек. Высказываются предположения, что вода существует и сейчас в виде мерзлоты. При весьма низких температурах на поверхности Марса (в среднем ок.220 К в средних широтах и лишь150 К в полярных областях) на любой открытой поверхности воды быстро образуется толстая корка льда, которая, к тому же, через короткое время заносится пылью и песком. Не исключено, что благодаря низкой теплопроводимости льда под его толщей местами может оставаться и жидкая вода и, в частности, подледные потоки воды продолжают и теперь углублять русла некоторых рек.

Средняя температура на Марсе значительно ниже, чем на Земле около минус 40°С. При наиболее благоприятных условиях летом на дневной половине планеты воздух прогревается до 20°С - вполне приемлемая температура для жителей Земли. Но зимней ночью мороз может достигать минус 125°С. Такие резкие перепады температуры вызваны тем, что разреженная атмосфера Марса не способны долго удерживать тепло. Мы видим, и нам известно, что там есть и вода, и воздух и временами бывает достаточно тепло. Химический состав Марса типичен для планет Земной группы. Правда, ни люди, ни звери не могли бы жить там: они задохнулись бы в разряженной, лишенной кислорода, атмосфере. Но это не значит, что на Марсе совсем не может быть жизни. Ведь живые существа приспосабливаются к существующим условиям, вот и там, возможно существуют какие-то свои виды растений, которые столь же хорошо приспособлены к разреженной, прохладной и сухой атмосфере.

Главные составляющие Марсианской атмосферы - двуокись углерода (95.3%), азот (2.7%), и аргон (1.6%). Малые количества кислорода, окиси углерода, водяного пара, и других веществ составляют остальную часть. Среднее поверхностное давление атмосферы - меньше одной сотой среднего поверхностного давления атмосферы Земли, и оно изменяется в зависимости от времени года и высотой. Марсианская атмосфера подвергается суточным и сезонным резким изменениям температуры. Они составляют в среднем приблизительно 220 K и изменяется от 145 K в течение полярной ночи до 300 K в области экватора в течение полудня при перигелии.

Хотя Марсианская атмосфера является очень тонкой и холодной, она очень активна и сложна. Глобальные атмосферные системы циркуляции воздуха на Земле и на Марсе очень похожи. В Марсианской атмосфере, как и на Земле, теплые восходящие воздушные течения на экваторе, перемещают воздушные массы, отклоняя их на восток, и затем убывают к средним широтам и возвращаются на экватор. В ветрах, дующих с запада на средней высоте находятся узкие полосы сильных ветров называемых потоками реактивного воздуха, которые производят штормовые системы близко к поверхности.

Кроме того, на Марсе происходят сезонные изменения климата, в следствие солнечного нагрева и обмена двуокисью углерода между полярным льдом и морозом (речь о которых пойдет ниже) и атмосферой. Во время того, как на каждом Марсианском полушарии наступает осень и зима, углекислый газ, находящийся в составе атмосферы конденсируется и образовывает ледяные шапки, которые простираются от полюса на расстояние почти до середины расстояния между полюсом и экватором. Когда приходит весна, перепад температуры между льдом и нагретой солнцем почвой порождает сильные ветры в области края отступающей полярной шапки. Этот эффект усиливается более горячим южным летом, когда планета находится ближе к Солнцу. Сильные южные летние ветры поднимают огромные количества пыли, которые усиливаются в большие штормы. Согласно наблюдениям, эти штормы покрывают всю планету.

Заключение

В заключении подведем основные итоги реферата.

Данный реферат был посвящен рассмотрению и изучению планеты Солнечной системы - Марса.

На основании изученного материала можно сделать следующие выводы.

Целью данного реферата являлись систематизация, накопление и закрепление знаний о Марсе как о планете Солнечной системы.

Для достижения вышеуказанной цели мною были изучены следующие вопросы:

- изучены размеры Марса;

- изучено положение Марса в Солнечной системе;

- изучен период обращения Марса вокруг Солнца и осевое вращение;

- изучены климатические особенности Марса.

В заключение хотелось бы отметить, что изучение большинства планет только начинается. Не исключено наличие еще одной (а может быть и нескольких) внешней планеты. Может быть, кто-либо когда-нибудь успешно “примарсится” или откроет ту самую неизвестную планету!

Список литературы

Зигель Ф.Ю. Путешествие по недрам планет. - М.: Недра, 1988 г.

Климишин И.А. Астрономия наших дней. - М.: Наука, 1986 г.

Маров М.Я. Планеты Солнечной системы.2-е изд.М., 1986.

Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. - М.: Наука, 1988 г.

Мороз В.И. Физика планеты Марс.М., 1978.

Подобные документы

Марс — четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы. Характеристика атмосферы, особенности поверхностного рельефа, спутники планеты. Геология и внутреннее строение Марса. Мифы о разумной жизни на данной планете.

презентация [1,6 M], добавлен 24.11.2014

Систематизация, накопление и закрепление знаний о Марсе как о планете Солнечной системы. Размер, положение и климатические особенности. Главные составляющие марсианской атмосферы поверхность планеты. Период обращения Марса вокруг Солнца и осевое вращение.

реферат [131,4 K], добавлен 23.02.2009

Сведения о Марсе - четвёртой по удалённости от Солнца и седьмой по размерам планеты Солнечной системы. Орбитальные и физические характеристики планеты. Геология и внутреннее строение, магнитное поле. Астрономические наблюдения с поверхности Марса.

презентация [26,4 M], добавлен 12.01.2015

Характеристика Марса - одной из интереснейших и красивейших планет Солнечной системы. Строение планеты и ее естественные спутники - Фобос и Деймос. Исследование Марса космическими аппаратами. Программа "Марс". Марсоход Curiosity и его научные задачи.

презентация [811,4 K], добавлен 03.12.2014

Марс: неразгаданная загадка солнечной системы. Начало исследования Марса, непригодность его для существования даже низкой формы жизни. Основные данные о красной планете. Интересные находки на Марсе, исследования современности. Описание спутников Марса.

Общие сведения о Марсе

0,107 массы Земли, то есть 6,4х10²³ кг

0,53 диаметра Земли, то есть 6670 км

-23 °С на большей части поверхности, -150°С на полюсах, -0°С на экваторе

Период обращения относительно звезд (продолжительность суток)

Расстояние от Солнца (в среднем)

1,5237 а.е. (228 млн. км)

Период обращения по орбите (год)

Марс расположен от Солнца в полтора раза меньше, и, значит, получает от Солнца в 2,3 раза меньше света и тепла. Расстояние Марса от Солнца составляет в среднем 228 млн. км, тогда как Земля отстоит от дневного светила на 150 млн. км.

Благодаря большому эксцентриситету орбиты Марс может изменять своё расстояние от Солнца в довольно широких пределах. Расстояние в ближайшей к Солнцу точке орбиты (перигелий) меньше среднего на 21 млн. км.

Кратчайшее расстояние Марса от Солнца равно 207 млн. км, наибольшее – 249 млн. км. Марс вращается вокруг своей оси почти так же, как и Земля: его период вращения равен 24 час. 37 мин. 23 сек., что на 41 мин.19 сек. больше периода вращения Земли. Ось вращения наклонена к плоскости орбиты на угол 65°, почти равный углу наклона земной оси (66,5°). Это значит, что смена дня и ночи, а так же смена времён года на Марсе протекает почти так же, как на Земле. Там есть и тепловые пояса, подобные земным. Но есть и отличия. Прежде всего, из-за удалённости от Солнца климат, вообще суровее земного.

Год Марса почти вдвое длиннее земного, а значит, дольше длятся и сезоны. Наконец, из-за эксцентриситета орбиты длительность и характер сезонов заметно отличаются в северном и южном полушариях планеты. Таким образом, в северном полушарии лето долгое, но прохладное, а зима короткая и мягкая, тогда как в южном полушарии лето короткое, но тёплое, а зима долгая и суровая.

Великие противостояния следуют с интервалом 15 или 17 лет: это самый благоприятный период для наблюдения Марса. Эпоха соединения - самый неблагоприятный период для наблюдения Марса.

По условиям видимости не все противостояния равноценны по двум причинам. Во-первых, из-за эксцентриситета орбиты Марса его расстояние от Земли в момент противостояния может меняться от 56 до 100 млн. км. Во-вторых, склонение, а значит, и высота планеты над горизонтом различны для разных противостояний.

Те противостояния, при которых расстояние до Марса не превышает 60 млн. км, принято называть великими. Очевидно, в период великих противостояний Марс должен быть вблизи перигелия. Если соединить перигелий орбиты Марса с Солнцем прямой линией, то она пересечёт орбиту Земли в той точке, которую Земля проходит 29 августа. Поэтому даты великих противостояний Марса приходятся обычно на август или сентябрь (исключением был 1939 г., когда великое противостояние наступило 23 июля).

Немного из истории изучения Марса

В XX веке, с началом освоения человеком космоса, началась новая эпоха в изучении Марса.

Экспедиции на Марс



Состав и внутреннее строение Марса


Химический состав Марса типичен для планет Земной группы, хотя, конечно, существуют и специфические отличия. Здесь также происходило раннее перераспределение вещества под воздействием гравитации, на что указывают сохранившиеся следы первичной магматической деятельности (сейчас имеется слабое магнитное поле, сила которого составляет около 2% от поля Земли, с противоположной земному полярностью и совпадением северных полюсов).

Из-за намагниченности пород в некоторых областях локальные магнитные поля выше основного поля. По-видимому, имеющее относительно низкую температуру (около 1300 К) и низкую плотность, ядро Марса богато железом и серой (т.е. жидкое и электропроводимое) и невелико по размерам (его радиус порядка 800-1000 км), а масса — около одной десятой всей массы планеты.

Мантия Марса обогащена сернистым железом, заметные количества которого обнаружены и в исследованных поверхностных породах, тогда как содержание металлического железа заметно меньше, чем на других планетах Земной группы. Толщина литосферы Марса — несколько сотен км, включая примерно 100 км ее коры.

Кора богата оливином и железистыми окислами, которые и придают планете ржавый цвет. Химический состав поверхностного слоя: кремния 21%, железа 12,7%, серы 3,1%.

Поверхность планеты

Экваториальный радиус планеты равен 3394 км, полярный — 3376,4 км. Уровень поверхности в южном полушарии в среднем на 3-4 км выше, чем в северном. Участки поверхности Марса, покрытые кратерами, похожи на лунный материк. Если мысленно разделить планету пополам большим кругом, наклоненным на 35° к экватору, то между двумя половинами Марса имеется заметное различие в характере поверхности.

Перепады высот весьма значительны и составляют в экваториальной области примерно 14-16 км, но имеются и вершины, вздымающиеся значительно выше. На Марсе находятся огромные потухшие вулканы - Арсия (27 км) и Олимп (26 км). Это самые высокие вулканы в Солнечной системе – щитовые. Для сравнения: щитовые вулканы Гавайских островов на Земле возвышаются над морским дном всего на 9 км. Щитовые вулканы растут в высоту постепенно, в результате повторных извержений из одного и того же жерла. Хотя в настоящее время эти вулканы, по-видимому, уже не являются действующими, они, вероятно, образовались раньше и были активными намного дольше, чем любые вулканы на Земле. При этом горячие вулканические точки на Земле с течением времени изменяли свое местоположение из-за постепенного движения континентальных плит, так что для "построения" очень высокого вулкана в каждом отдельном случае времени не хватало. Кроме того, низкое тяготение позволяет изверженному веществу образовывать на Марсе намного более высокие структуры, которые не обрушиваются под собственной тяжестью.

Наблюдения Марса со спутников обнаруживают отчетливые следы вулканизма и тектонической деятельности — разломы, ущелья с ветвящимися каньонами, некоторые из них имеют сотни километров в длину, десятки — в ширину и несколько километров в глубину. Вулканические кратеры достигают огромных размеров. Крупнейшие из них достигают 500-600 км в основании. Диаметр кратера у Арсии — 100, а у Олимпа — 60 км (для сравнения — у величайшего на Земле вулкана Мауна-Лоа на Гавайских островах диаметр кратера 6,5 км). Исследователи пришли к выводу, что вулканы были действующими еще сравнительно недавно, а именно: несколько сотен миллионов лет назад.

Имеются свидетельства (сохранившиеся русла потоков - длинные ветвящиеся системы долин протяженностью в сотни километров, весьма похожие на высохшие русла земных рек, причем перепады высот отвечают направлению течений), что на поверхности Марса в свое время существовала жидкая вода. Кажется, что эти русла возникли в ходе какого-то внезапного наводнения. Кроме того, в сильно изрытых кратерами областях найдены извилистые следы высохших рек со многими притоками. Некоторые особенности рельефа явно напоминают выглаженные ледниками участки. Судя по хорошей сохранности этих форм, не успевших ни разрушиться, ни покрыться последующими наслоениями, они имеют относительно недавнее происхождение (в пределах последнего миллиарда лет). Где же теперь марсианская вода? Есть все основания полагать, что воды на Марсе немало. Высказываются предположения, что вода существует и сейчас в виде мерзлоты. При весьма низких температурах на поверхности Марса (в среднем около 220 К в средних широтах и лишь150 К в полярных областях) на любой открытой поверхности воды быстро образуется толстая корка льда, которая, к тому же, через короткое время заносится пылью и песком. Летом температура на экваторе чуть выше 0 о С, а на большей части поверхности средняя – 23 о С. Не исключено, что, благодаря низкой теплопроводимости льда, под его толщей местами может оставаться и жидкая вода и, в частности, подледные потоки воды продолжают и теперь углублять русла некоторых рек.

Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов.

Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. В 1956 г. к измерению температур был применён новый метод – радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, связанного, в отличие от нетеплового, с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты.

С помощью таких измерений в 1956 году была получена средняя температура поверхности Марса - 218°К. Измерения, проведённые в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и ещё более низкие температуры, доходящие до 140°К - ниже точки замерзания углекислого газа.

Различие температур дня и ночи, полярных и тропических районов, зимы и лета приводит к возникновению ветров, имеющих подчас скорости 40-50 м\сек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными методами многими учёными.

Однако на Марсе в настоящее время реки течь не могут, там вообще не может быть жидкой воды. Причина этого состоит в том, что при тех низких давлениях, которые господствуют на Марсе, вода закипает при очень низких температурах. Никакая другая жидкость не могла образовать наблюдаемых русел: лава быстро застывает, а жидкая углекислота даже в земных условиях не может существовать.

Итак, единственное возможное объяснения меандров на Марсе – это образование водных потоков, рек. Сейчас для него нет необходимых условий – значит, они были в прошлом. Для этого нужно допустить, что в более ранние эпохи атмосферное давление на Марсе было значительно выше, чем в настоящее время.

Разреженная марсианская атмосфера содержит 95,3% углекислоты, 2,7% молекулярного азота и 1,6% аргона, СО(0,06%), Н2 О (до 0,1% и существенно меняется в зависимости от сезона). Кислород присутствует только в виде следов. Атмосферное давление у поверхности составляет 0,7%(5-7гПа) давления у поверхности Земли. Однако сильные атмосферные ветры вызывают обширные пылевые бури, которые иногда обхватывают всю планету, поднимая пыль на высоту до 20 км.

На Марсе наблюдаются разнообразные формы облаков и тумана. Рано утром туман сгущается в долинах, а по мере того, как ветры поднимают охлаждающиеся воздушные массы на возвышенные плато, облака появляются и над самыми высокими горами. Зимой северная полярная шапка окутывается завесой ледяного тумана и пыли, называемой полярным капюшоном. Подобное явление в несколько меньшей степени наблюдается и на юге.

Полярные области покрыты тонким слоем льда, который, как полагают, является смесью водяного льда и твёрдой углекислоты. Изображения с высокой степенью разрешения показывают спиральные образования и страты нанесённого ветром вещества. Северная полярная область окружена рядами дюн.

Ледяные полярные шапки увеличиваются и убывают в соответствии со сменой времён года.

Марсианский год примерно вдвое длиннее земного, так что времена года также более длинные. Однако из-за относительно высокого эксцентриситета орбиты Марса они имеют неравную продолжительность: лето в южном полушарии (которое наступает, когда Марс находится около перигелия) короче и жарче лета на севере.

На марсе имеется слабый озоновый слой на высоте 36-40 км и толщиной в 7 км, в 250 раз более слабый земного.

Полярные шапки - белые пятна на глобусе Марса и в буквальном, и в переносном смысле слова, это очень заметные детали даже с Земли, меняющие свои очертания в зависимости от времен года на Марсе - то разрастающиеся, то почти исчезающие. Когда на одном полушарии планеты на смену осени приходит зима, соответствующая шапка начинает расти, на другом полушарии в это время лето и там протекает обратный процесс. При этом в южном полушарии зимой холоднее, но зато летом теплее, чем в северном. С приходом весны полярная шапка начинает уменьшаться и к концу марсианского июля она почти исчезает на южном полюсе, северная же шапка намного больше. Такая картина повторяется из года в год.

Нетающие, остаточные части шапок сформированы из мощных слоистых отложений. На снимках, сделанных издалека, они выглядят как вихреобразные образования, которые на более детальных снимках превращаются в систему уступов, террас и дегрессий. Отложения, слагающие остаточные полярные шапки планеты, представляют собой слои льда, смешанного с тонкозернистым материалом. Судя по температурному режиму полярных областей, в формировании остаточных ("вечных") полярных шапок главную роль играет лед Н2 O. Таким образом, предполагается, что полярные образования Марса представляют собой вместилище значительных запасов водяного льда. При этом полярные шапки Марса состоят из двух слоев. Нижний, основной слой, толщиной в сотни метров, образован обычным водяным льдом, смешанным с пылью, который сохраняется и в летний период. Это постоянные шапки. Наблюдаемые сезонные изменения полярных шапок происходят за счет верхнего слоя толщиной менее 1 метра, состоящего из твердой углекислоты, так называемого "сухого льда". Покрываемая этим слоем площадь быстро растет в зимний период, достигая параллели 50 градусов, а иногда и переходя этот рубеж. Весной с повышением температуры этот слой испаряется и остается лишь постоянная шапка.

Марсианские северная и южная полярные шапки на больших площадях покрыты слоистыми отложениями. Со времени открытия в начале 1970-х на эти полярные отложения ссылались как на свидетельство того, что марсианский климат циклически менялся. Предполагается, что детальное исследование полярных слоев выявило бы климатическую историю Марса так же, как колонки антарктического льда помогают выявить историю земного климата.

Большое количество слоев отложений - важный факт, дающий надежду, что будущие исследования полярных отложений посадочными аппаратами и возможно человеком, в конце концов, прояснят историю марсианского климата, записанную в них.

11 и 17 августа 1877 г. Асаф Холл на Вашингтонской обсерватории открыл два маленьких спутника Марса – Фобос и Деймос.




Фобос и Деймос имеют вид громадных каменных глыб. Оба спутника обращены к Марсу одной стороной (как Луна к Земле).

Фобос совершает обращение вокруг планеты втрое быстрее, чем сам Марс вращается вокруг своей оси. За сутки Марса Фобос успевает совершить три полных оборота и успевает пройти ещё дугу в 78°. Для Марсианского наблюдателя он восходит на западе и заходит на востоке. Между последовательными верхними кульминациями Фобоса проходит 11 часов 07 минут.

Непосредственные фотографии, фотоэлектрические и поляризационные наблюдения указывают на то, что наружный слой поверхности обоих спутников – мелко раздробленная пыль, слой которой имеет толщину около 1 мм. Её состав, по-видимому, базальтовый со значительной примесью карбонатов. Инфракрасные наблюдения свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности наружного покрова, что подтверждает гипотезу о пылевом слое.

Для чего мы изучаем Марс? Это ближайшая к нам планета с условиями более или менее близкими земным. Вполне вероятно, что в относительно недалеком будущем человек сможет использовать ресурсы Марса в своих целях.

* Данная работа не является научным трудом, не является выпускной квалификационной работой и представляет собой результат обработки, структурирования и форматирования собранной информации, предназначенной для использования в качестве источника материала при самостоятельной подготовки учебных работ.

Планета Марс. Введение.

Марс назвали в честь бога войны за свой кроваво-красный цвет,который сразу же броcается в глаза и еще более интенсивен при наблюдениях в телескоп. К сожалению, это название оказалось весьма символическим, когда на рубеже нашего столетия,именно из-за этой планеты среди астрономов разгорелись настоящие баталии.На одной из сражающихся сторон был Персиваль Ловелл, несший знамя, впревые поднятое Скипарелли,и

его сторонники,на другой - значительная часть атрономического мира. Поводом для баталий послужили марсианские "каналы", которые наблюдал Скипарелли и Ловелл.

Марс - четвертая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы. На звездном небе он выглядит как немерцающая точка красного цвета, которая время от времени значительно превосходит по блеску звезды первой величины. Марс периодически подходит к Земле на расстояние до 57 млн. км., значительно ближе, чем любая из больших планет, кроме Венеры.

По основным физическим характеристикам Марс относится к планетам земной группы. По диаметру он почти вдвое меньше Земли и Венеры.

Cильно разочаровывает атмосфера Марса. Среднее давление составляет 0.6% от земного.Она, подобно венерианской состоит из углекислого газа (0.95 по объему), азота, аргона и кислорода ( 0.02% по обему). Большой интерес представляет содержание водяного пара, особенно в связи с вопросамри о природе облаков и возможност и существования жизни на Марсе.Если осадить всю воду (пар) Марса, то получится слой в 0.1 мм.

Колличество водяного пара на Марсе, по-видимому, оставалось постоянным и равным 1.3 км воды в течение трех марсианских месяцев наблюдений.

Планета окутана газовой оболочкой, атмосферой, которая имеет меньшую плотность, чем земная. Даже в глубоких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оно приблизительно в 100 раз меньше, чем у поверхности Земли, а на уровне марсианских горных вершин; в 500-1000 раз меньше. Тем не менее в атмосфере Марса наблюдаются облака и постоянно присутствует более или менее плотная дымка из мелких частиц пыли и кристалликов льда. Как показали снимки с американских автоматических посадочных станций "Викинг-1" и "Викинг-2", марсианское небо в ясную погоду имеет розоватый цвет, что объясняется рассеянием солнечного света на пылинках и подсветкой дымки оранжевой поверхностью планеты. . При отсутствии облаков газовая оболочка Марса значительно прозрачнее, чем земная, в том числе и для ультрафиолетовых лучей, опасных для живых

организмов. Солнечные сутки на Марсе длятся 24 часа 39 минут 35 секунд.

Температура на Марсе

Температура поверхности Марса была довольно хорошо изучена поназемным наблюдениям в инфакрасных лучах. Максимальная температура-33 град. по Цельсию достигает вблизи подсолнечной точки. Самая низкая температура -139 град. по Цельсию наблюдается вблизи южного полюса, где может конденсироваться углекислый газ. Для Mарса характерен резкий перепад температур. В так называемых оазисах,в районах озера Феникс (плато Солнца) и замли Ноя препад температур составляет от -53 до +22

град. по Цельсию летом и от -103 до -43 градусов зимой. Итак, Марс - весьма холодный мир.

Температурные условия на Марсе суровы с точки зрения жителя Земли. . Полученные из наблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярных шапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые, почти белый пятна возле полюсов планеты. Когда в северном полушарии Марса наступает лето, северная полярная шапка быстро уменьшается, но в это время растет другая; возле южного полюса, где наступает зима. В конце XIX-XX в. считали, что полярные шапки Марса; это ледники и снега.

По современным данным, обе полярные шапки Марса; северная и южная; состоят из твердой двуокиси углерода, т.е. сухого льда, который образуется при замерзании углекислого газа, входящего в состав марсианской атмосферы, и из водяного льда с примесью минеральной пыли.

Многие очень извилестые русла, разветленная система притоков свидетельствует о том,что впрошлом поверхность планеты бороздили мощные потоки воды. Были ли на Марсе когда-нибудь океаны или озера воды? Вероятно, нет, потому что тогда должна была бы существовать плотная атмосфера, от которой остались бы тяжелые инертные газы, а они не наблюдаются. Приходится расстаться с илюзиями, что Марс когда-то был раем.

Сезонные явления

Марс совершает оборот вокруг своей оси за 24 часа 37,4 мин., т.е. на 40 минут больше чем Земля. Обычно самыми заметными деталями на фотоснимках Марса и при визуальном наблюдении являются его полярные шапки. Сезонные явления, открытые сэром Уильямом Гершелем, весьма регулярны и даже предсказуемы. Когда на одном полушарии Марса на смену осени приходит зима, соответствуящая шапка начинает расти. Дело в том, что в южном полушарии зимой холоднее, но зато летом тепелее, чем в северном. С приходом весны полярная шапка начинает уменьшаться и к концу марсианского июля она исчезает на южном полюсе,северная же шапка никогда не исчезает. Такая картина повторяется из года в год.

Повторяющийся характер изменений в полярных шапках прямо указывает на то, что эти белые области состоят из обычного водяного снега, который тает при возрастании температуры.Не исключено, что они состоят из замершего углекислого газа, или "сухого льда". Кроме полярных шапок на Марсе отмечаются такие образования, как вулканы,

горы. Например, кратер горы Арсия - в поперчнике около 125 км. С вулканами и поднятиями Фарсида связаны огромные системы трещин и гряд,некоторые из них тянутся на 1000 км и в целом имеют радиальное направление из центральной области больших вулканов. Эти трещены и гряды свидетельствующих о напряжениях, возникших при поднятии всей

области Фарсида. Помимо этих гор, вулканов и потоков лавы конвекция в некогда расплавленных недрах Марса породила величественные рифтовые долины, вероятно, родственные большим океаническим рифтам на Земле, которые выходят на сушу в Эфиопии. Очень загадочным представляется еще одно образование - лицо (см. фото в конце). Некоторые считают, что это следы цивилизации. Однако скорее всего это следы различных процессов, протекающих на Марсе.

В 1975 году на основе материалов телевизионной съемки всей поверхности планеты с космических аппаратов была составлена карта марсианского рельефа, многие из которых уже получили названия, и на карте Марса появились имена деятелей науки и культуры, в том числе русских и советских ученых: кратеры Ломоносов, Королев, Фесенков и другие.

Нанесенные на карты Марса еще XIX веке темные области в основном сохраняют свои очертания, но в научной литературе указаны многочисленные примеры местных изменений отражательных свойств отдельных районов Марса. Ветропылевая гипотеза, разрабатываемая в последние годы в США для объяснения изменений на Марсе, впервые была предложена известным советским астрономом В.В. Шароновым еще до полетов к

Марсу космических аппаратов. В течение многих лет популярными были гипотезы, в основе которых лежит изменение оптических свойств некоторых веществ под влиянием изменений на Марсе биосферы, т.е. живых организмов. Задача поисков жизни на Марсе была одной из основных в американской программе "Викинг" (посадка на Марс в 1976 году и одновременно наблюдения с орбитальных аппаратов). Однако обнаружить какие-либо следы жизни не удалось. Не оказалось в образцах грунта и органических соединений. Были проведены исследования элементарного состава образцов марсианского грунта. Найдено близкое сходство химического состава образцов в двух взаимно удаленных местах посадки. В исследованных образцах обнаружено содержание окислов кремния и железа. Содержание серы (вероятно, в виде сульфатов) в десятки раз больше, чем в земной коре.

На снимках Марса найдены следы как ударно-метеоритной, так и вулканической активности, а также следы движений, поднятий и растрескиваний марсианской коры и следы многих процессов разрушения и сглаживания рельефа поверхности, перемещения и отложения насосов. Перепад высоты между высочайшими вершинами и наиболее глубокими впадинами на Марсе составляет около 20 км. Для марсианских гор характерны многовершинные, в основном сглаженные формы. Кроме того, обнаружены типичные

вулканические конусы с кратерами на вершине. Предпринятые на борту искусственных спутников Марса поиски признаков современной активности марсианских вулканов пока не дали положительных результатов.

Марс имеет два спутника - Фобос и Деймос.

Есть ли жизнь?

Главная, вероятно, основная цель полетов "Викингов" к Марсу состояла в поисках форм внеземной жизни. Были выполнены три сложных биологических эксперимента : пиролизное разложение, газовый обмен, разложение метки. Они основаны на опыте изучения земной жизни. Эксперимент по пиролизному разложению основывался на определении

процессов фотосинтеза с участием углерода, эксперимент с разложением метки был основан на допущении о необхадимости воды для существования, а эксперимент по газовому обмену учитывал, что марсианткая жизнь должна использовать воду в качестве растворителя. Хотя все три биологических эксперимента дали положительный

результат, они, вероятно, имеют небиологическую природу и могут быть объяснены неорганическими реакциями питательного раствора с веществом марсиантской природы. Итак, можно подвести итог, что Марс - планета, не имеющая условия для возникновения жизни.

Читайте также: