Čo je väčšie: Zem alebo Mars? Planéta Mars: zaujímavé fakty o ohnivom susedovi Zeme.

Keď sa Zem a Mars pozorujú z určitej vzdialenosti, je zrejmé, že vykazujú určité výrazné rozdiely. V prvom prípade prevládajú biele a modré farby, zodpovedajúce oblakom a oceánom, s hnedými odtieňmi kontinentov. Existencia vody v jej rôznych skupenstvách (tuhá v polárnych ľadovcoch, kvapalná v oceánoch a moriach a plynná v atmosfére) je teda zrejmá. A prítomnosť vody naznačuje existenciu života.

Dokonca aj z obežných satelitov si možno všimnúť intenzívnu biologickú aktivitu planéty. Vidno to na antarktických morských ľadoch alebo sezónnych zmenách farieb lesa.

Zem (prvá kompletná fotografia planéty z Apolla 17 s Antarktídou navrchu) a Mars (obrázok vytvorený HST). Upozorňujeme, že obrázky nie sú v mierke, pretože Mars je výrazne menší ako naša planéta (rovníkové priemery sú 12 756,28 a 6 794,4 kilometrov).

Červená planéta

Mars je úplne iný. Na jeho povrchu dominujú rôzne odtiene oranžovej, spôsobené vysokým obsahom oxidu železa. V závislosti od ročného obdobia a polohy Červenej planéty vzhľadom na Zem môže byť pre astronómov viditeľný jeden z pólov Marsu, v takom prípade mu suchý ľad (pevný oxid uhličitý) dodáva bielu farbu. Niekoľko štúdií uskutočnených v posledných rokoch však vedcom jasne ukázalo, že existuje voda a že dynamika životného cyklu tejto zlúčeniny na planéte je pomerne zložitá.

Mars má tenkú atmosféru pozostávajúcu hlavne z oxidu uhličitého (95,32 %), dusíka (2,7 %), argónu (1,4 %) a stôp kyslíka (0,13 %). Atmosféru Zeme tvorí najmä dusík (78,1 %), kyslík (20,94 %), argón (0,93 %) a premenlivé množstvo oxidu uhličitého (asi 0,035 % a rýchlo rastie). Priemerné teploty na planétach sa veľmi líšia: -55 stupňov Celzia (ºC) v prípade Marsu, s minimami okolo -133 ºC a maximami okolo +27 ºC; a v priemere asi +15 ºC v prípade Zeme s minimami -89,4 ºC (namerané v Antarktíde, hoci teplota -93,2 ºC bola nedávno zaznamenaná pri satelitných meraniach) a maximami +58 ºC nameranými v Al Aziz v Líbyi .

Priemerná teplota Zeme závisí od skleníkového efektu, ktorý spôsobujú plyny nachádzajúce sa v atmosfére, najmä oxid uhličitý, vodná para, ozón (molekuly kyslíka s tromi atómami kyslíka namiesto dvoch, ktoré dýchame) a metán. V opačnom prípade by bola priemerná teplota na Zemi asi o 33 ºC nižšia, okolo -18 ºC, a preto by bola voda na veľkej časti planéty v pevnom stave.

Vnútorná štruktúra

V prípade Marsu a Zeme je ich vnútorná štruktúra rozdelená do troch dobre diferencovaných oblastí: kôra, plášť a jadro. Na rozdiel od Zeme je však jadro Marsu pevné a nevytvára vlastné magnetické pole. Mars má zároveň lokálne magnetické polia, ktoré sú reliktnými zvyškami globálneho poľa, ktoré mohlo existovať, keď mal Mars čiastočne tekuté jadro. Praktická absencia platňovej tektoniky na Červenej planéte, ako ju poznáme na Zemi, ktorá spôsobuje intenzívnu sopečnú činnosť a orogenézu (výstavba hôr), znamená, že pôda Marsu je oveľa staršia ako dno oceánov a kontinenty Zeme. Napríklad veľká nížina južnej pologule, Hellas Planitia, vznikla dopadom veľkého nebeského telesa asi pred 3 900 miliónmi rokov. V prípade Zeme by dôkazy o udalosti tohto veku už dávno zmizli z jej tváre.

Porovnanie výškových profilov týchto dvoch planét ukazuje, že sú veľmi rozdielne: kým väčšina kontinentálnej pevniny Zeme je sústredená na severnej pologuli, na ktorej tiež chýba polárny kontinent, na severnej pologuli na Marse dominuje veľká severná nížina, na ktorej sa nachádza severná časť planéty. nachádza sa na úrovni tisíc metrov pod nulovou výškou Marsu. Nachádza sa v nadmorskej výške, kde je atmosférický tlak 6,1 milibarov a je trojitým bodom vody, v ktorom látka koexistuje súčasne v pevnej, kvapalnej a plynnej forme. V prípade vody je presná hodnota 273,16 K (0,01 °C) pri tlaku 6,1173 milibarov. Preto sa pod referenčným bodom nadmorskej výšky Marsu (napríklad na úrovni Hellas Planitia) mohla nachádzať tekutá voda, ak by tam bola teplota dostatočne vysoká.

Na rozdiel od toho, ako to vyzerá na Marse, na južnej pologuli Zeme dominujú oceány a moria, hoci topografický profil našej planéty zahŕňa niekoľko pevnín, ktoré sa týčia do značných výšok nad hladinou mora (napríklad Antarktická plošina). Situácia na Marse je jednotnejšia. Najväčší rozdiel medzi planétami je v tom, že veľké množstvo pevnej vody je sústredené na južnom póle Zeme. V lete pokrýva plochu asi 14 miliónov štvorcových kilometrov, ale vrátane morského ľadu sa môže zvýšiť na 30 miliónov. Veľkosť, ktorú dosahuje marťanská Antarktída, je oveľa menšia – asi 140 000 kilometrov štvorcových a jej zloženie je veľmi odlišné od toho na Zemi. Ako už bolo spomenuté, dominuje mu suchý ľad.

Je zvláštne, že v našej Antarktíde nachádzame niekoľko blízkych podobností s Marsom, konkrétne prítomnosť nízkych teplôt a nízkej vlhkosti. Týka sa to systému McMurdo Valley, ktorý sa nachádza veľmi blízko pobrežia a ktorý môže mať geologické ekvivalenty na Marse.

Existuje život na Marse?

Otvorenou otázkou zostáva, či na Marse život existuje alebo nie, alebo či tam niekedy bola nejaká biologická aktivita. Niektoré štúdie naznačujú, že pôda Marsu je príliš slaná na to, aby sa v nej mohol rozvinúť život. Na našej planéte však existuje veľa príkladov živých bytostí, ktoré sa vyvíjajú v jasne nepriateľských podmienkach. Sú známe ako .

Mars je štvrtá najvzdialenejšia planéta od Slnka a siedma najväčšia planéta slnečnej sústavy, pomenovaná po Marsovi, starorímskom bohovi vojny, zodpovedajúcom starogréckemu Aresovi. Mars sa niekedy nazýva „červená planéta“ kvôli červenkastému odtieňu jeho povrchu, ktorý dodáva oxid železitý.

Mars je terestriálna planéta s tenkou atmosférou. Rysy povrchového reliéfu Marsu možno považovať za impaktné krátery, ako sú tie na Mesiaci, ako aj sopky, údolia, púšte a polárne ľadové čiapky podobné tým na Zemi.

Mars má dva prirodzené satelity, Phobos a Deimos (preložené zo starovekej gréčtiny ako „strach“ a „teror“ – mená dvoch synov Aresa, ktorí ho sprevádzali v boji), ktoré sú relatívne malé a nepravidelného tvaru. Môžu to byť asteroidy zachytené gravitačným poľom Marsu, podobne ako asteroid (5261) Eureka zo skupiny Trójskych koní.

Topografia Marsu má mnoho jedinečných vlastností. Vyhasnutá marťanská sopka Mount Olympus je najvyššou horou slnečnej sústavy a Valles Marineris je najväčším kaňonom. Okrem toho v júni 2008 tri články publikované v časopise Nature poskytli dôkazy o najväčšom známom impaktnom kráteri v slnečnej sústave na severnej pologuli Marsu. Jeho dĺžka je 10 600 km a šírka 8 500 km, čo je asi štyrikrát viac ako najväčší impaktný kráter, ktorý bol predtým tiež objavený na Marse, blízko jeho južného pólu. Mars má okrem podobnej topografie povrchu aj rotačné obdobie a sezónne cykly 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 ryhy na povrchu Marsu niektorí pozorovatelia interpretovali ako zavlažovacie kanály pre tekutú vodu. Neskôr sa ukázalo, že tieto drážky 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 ľadová voda na Marse vesmírnou sondou Phoenix NASA.

Vo februári 2009 zahŕňala orbitálna prieskumná konštelácia obiehajúca okolo Marsu tri operačné kozmické lode: Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaissance Satellite, viac než okolo ktorejkoľvek inej planéty okrem Zeme. Povrch Marsu v súčasnosti skúmali dva rovery: Spirit a Opportunity. Na povrchu Marsu je tiež niekoľko neaktívnych pristávacích modulov a roverov, ktoré dokončili prieskum. Geologické údaje, ktoré zozbierali, naznačujú, že väčšinu povrchu Marsu predtým pokrývala voda. Pozorovania za posledné desaťročie odhalili slabú aktivitu gejzírov na niektorých miestach na povrchu Marsu. Podľa pozorovaní zo sondy NASA Mars Global Surveyor časti južnej polárnej čiapky Marsu postupne ustupujú.

Mars je možné vidieť zo Zeme voľným okom. Jeho zdanlivá magnitúda dosahuje −2,91 m (pri najbližšom priblížení k Zemi), druhá v jasnosti po Jupiteri (a nie vždy počas veľkej opozície) a Venuši (ale len ráno alebo večer). Počas veľkej opozície je oranžový Mars najjasnejším objektom na nočnej oblohe Zeme, ale to sa vyskytuje iba raz za 15-17 rokov na jeden až dva týždne.

Mars je 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 približne o 20 km menší ako rovníkový polomer, hoci doba rotácie planéty je dlhšia ako doba Zeme, čo naznačuje zmenu v rýchlosť rotácie Marsu v čase. Hmotnosť planéty je 6,418×1023 kg (11 % hmotnosti Zeme). Gravitačné zrýchlenie na rovníku je 3,711 m/s² (0,378 Zeme); prvá úniková rýchlosť je 3,6 km/s a druhá je 5,027 km/s. Mars sa otáča okolo svojej osi naklonenej ku kolmici na obežnú rovinu 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 rotačnej osi 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 sa vyskytujú v časti obežnej dráhy Marsu, ktorá je vzdialená od Slnka. Preto je na Marse severné leto dlhé a chladné a južné krátke a horúce.

Teploty na planéte sa pohybujú od -153 °C na póloch v zime do viac ako 20 °C na rovníku na poludnie. Priemerná teplota je -50 °C.

Atmosféra Marsu.

Atmosféra Marsu, pozostávajúca hlavne z oxidu uhličitého, je veľmi tenká. Tlak na povrchu Marsu je 160-krát menší ako na Zemi – 6,1 mbar na priemernej úrovni povrchu. Kvôli veľkému rozdielu nadmorskej výšky na Marse sa tlak na 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 výrazne mení v dôsledku topenia a mrazenia polárnych čiapok obsahujúcich oxid uhličitý.

Atmosféra pozostáva z 95 % oxidu uhličitého; 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 podnebie teplé a vlhké a na povrchu Marsu bola tekutá voda a dážď. Orbitálna sonda Mars Odyssey zistila, že pod povrchom červenej planéty sa nachádzajú nánosy vodného ľadu. Neskôr tento predpoklad potvrdili aj ďalšie zariadenia, 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 pred dosiahnutím povrchu vyparili.

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 zachytil množstvo prachových diablov. Ide o vzdušné víry, ktoré vznikajú blízko povrchu planéty a zdvíhajú do vzduchu veľké množstvo piesku a prachu. Často sú pozorované na Zemi, ale na Marse môžu dosiahnuť oveľa väčšie rozmery.

Dve tretiny povrchu Marsu zaberajú svetlé oblasti nazývané kontinenty, asi tretinu tvoria 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 – Acidalia a Greater Syrtis.

Povaha tmavých oblastí je stále predmetom diskusie. Pretrvávajú aj napriek prachovým búrkam, ktoré zúria na Marse. Kedysi to podporovalo predpoklad, že tmavé oblasti sú pokryté vegetáciou. Teraz sa verí, že sú to jednoducho oblasti, z ktorých je vďaka ich topografii ľahko odfúknutý prach. Veľkoplošné snímky ukazujú, že tmavé oblasti v skutočnosti pozostávajú zo skupín tmavých pruhov a škvŕn spojených s krátermi, kopcami a inými prekážkami na ceste vetra. Sezónne a dlhodobé zmeny ich veľkosti a tvaru sú zrejme spojené so zmenou pomeru povrchových plôch pokrytých svetlou a tmavou hmotou.

Pologule Marsu sa značne líšia v povahe svojho povrchu. Na južnej pologuli je povrch 1-2 km nad priemernou úrovňou a je husto posiaty krátermi. Táto časť Marsu pripomína mesačné kontinenty. Na severe je väčšina povrchu podpriemerná, je tu málo kráterov a prevažnú časť tvoria relatívne hladké pláne, pravdepodobne vytvorené lávovými záplavami a eróziou. Tento hemisférický rozdiel zostáva predmetom diskusie. Hranica medzi hemisférami sleduje približne veľkú kružnicu naklonenú 30° k rovníku. Hranica je široká a nepravidelná a tvorí svah smerom na sever. Pozdĺž nej sú najviac erodované oblasti povrchu Marsu.

Na vysvetlenie hemisférickej asymetrie boli predložené dve alternatívne hypotézy. Podľa jedného z nich sa v ranom geologickom štádiu litosférické dosky „spolu presunuli“ (možno náhodou) do jednej pologule, ako je kontinent Pangea na Zemi, a potom „zamrzli“ v tejto polohe. Ďalšia hypotéza naznačuje kolíziu medzi Marsom a kozmickým telesom veľkosti Pluta.

Veľký počet kráterov na južnej pologuli naznačuje, že povrch je tu prastarý – starý 3-4 miliardy rokov. Existuje niekoľko typov kráterov: veľké krátery s plochým dnom, menšie a mladšie miskovité krátery podobné Mesiacu, lemované krátery a vyvýšené krátery. Posledné dva typy sú pre Mars jedinečné – lemované krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde tekuté výrony tiekli po povrchu, a vyvýšené krátery, ktoré sa vytvorili tam, kde pokrývka kráterov chránila povrch pred veternou eróziou. Najväčšou črtou pôvodu nárazu je Hellas Plain (približne 2100 km v priemere).

V oblasti chaotickej krajiny v blízkosti hemisférickej hranice došlo na povrchu k veľkým oblastiam zlomov a kompresií, po ktorých niekedy nasledovala erózia (v dôsledku zosuvov pôdy alebo katastrofického úniku podzemnej vody), ako aj zaplavenie tekutou lávou. Chaotická krajina často leží 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, dosahujúca nadmorskú výšku 10 km nad priemerom. Nachádzajú sa na ňom tri veľké štítové sopky – Mount Arsia, Mount Pavlina a Mount Askrian. Na okraji Tharsis je hora Olymp, najvyššia na Marse a v slnečnej sústave. Olympus dosahuje výšku 27 km vzhľadom na svoju základňu a 25 km vo vzťahu k priemernej úrovni povrchu Marsu a pokrýva oblasť s priemerom 550 km, obklopenú útesmi, ktoré na niektorých miestach dosahujú výšku 7 km. Objem Olympu je 10-krát väčší ako objem najväčšej sopky na Zemi Mauna Kea. Nachádza sa tu aj niekoľko menších sopiek. Elysium je nadmorská výška až šesť kilometrov nad priemernou úrovňou, s tromi sopkami - Hecate's Dome, Mount Elysium a Albor Dome.

Tharsis Rise tiež pretínajú mnohé tektonické zlomy, často veľmi zložité a rozsiahle. Najväčší z nich, Valles Marineris, sa tiahne v zemepisnej šírke takmer 4000 km (štvrtina obvodu planéty), pričom dosahuje šírku 600 km a hĺbku 7-10 km; Tento zlom je svojou veľkosťou porovnateľný s východoafrickým riftom na Zemi. Na jej strmých svahoch dochádza k najväčším zosuvom pôdy v slnečnej sústave. Valles Marineris je najväčší známy kaňon v slnečnej sústave. Kaňon, ktorý v roku 1971 objavila sonda Mariner 9, by mohol pokryť celé Spojené štáty, od oceánu po oceán.

Vzhľad Marsu sa značne líši v závislosti od ročného obdobia. V prvom rade sú markantné zmeny na polárnych ľadovcoch. Rastú a ubúdajú a vytvárajú sezónne vzory v atmosfére a povrchu Marsu. Južná polárna čiapka môže dosiahnuť zemepisnú šírku 50 °, severná - tiež 50 °. Priemer stálej časti severnej polárnej čiapky je 1000 km. Ako polárna čiapočka na jednej pologuli na jar ustupuje, rysy na povrchu planéty začínajú tmavnúť. Pozorovateľovi na Zemi sa zdá, že tmavnúca vlna sa šíri od polárnej čiapočky smerom k rovníku, hoci orbitery nezaznamenali žiadne významné zmeny.

Polárne čiapky sa skladajú z dvoch zložiek: sezónna - oxid uhličitý a sekulárna - vodný ľad. Podľa údajov z družice 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. Podľa expertov NASA prúdy oxidu uhličitého s jarným otepľovaním vyleteli do veľkých výšok a vzali so sebou prach a piesok.

Jarné topenie polárnych čiapok vedie k prudkému zvýšeniu atmosférického tlaku a presunu veľkých más plynu na opačnú pologuľu. Rýchlosť vetrov je v tomto prípade 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 zakrývajú povrch planéty. Prachové búrky majú citeľný vplyv na rozloženie teplôt v atmosfére Marsu.

Údaje zo satelitu Mars Reconnaissance Satellite umožnili odhaliť výraznú vrstvu ľadu pod skalnatými sutinami na úpätí hôr. Ľadovec s hrúbkou stoviek metrov zaberá plochu tisícok štvorcových kilometrov a jeho ďalšie štúdium by mohlo poskytnúť informácie o histórii marťanskej klímy.

Na Marse je veľa geologických útvarov, ktoré pripomínajú vodnú eróziu, najmä suché 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 počas geologicky významných časových období. Boli objavené najmä obrátené kanály (to znamená 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 posúvaní kanálov v delte rieky, keď sa povrch postupne dvíha.

Údaje z Mars roverov Spirit a Opportunity NASA tiež naznačujú prítomnosť vody v minulosti (našli sa minerály, ktoré sa mohli vytvoriť len v dôsledku dlhodobého vystavenia vode). Prístroj Phoenix objavil ľadové usadeniny priamo v zemi.

Na vulkanickej pahorkatine Tharsis bolo objavených niekoľko nezvyčajných hlbokých studní. Súdiac podľa snímky Mars Reconnaissance Satellite urobenej v roku 2007, jedna 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 z landerov nie je na rôznych miestach rovnaké. Hlavnou zložkou pôdy je oxid kremičitý (20-25%), obsahujúci prímes hydrátov oxidov železa (až 15%), dodáva pôde červenkastú farbu. Existujú významné nečistoty zlúčenín síry, vápnika, hliníka, horčíka a sodíka (niekoľko percent pre každú).

Podľa údajov zo sondy Phoenix NASA (pristátie na Marse 25. mája 2008) sa pomer pH a niektoré ďalšie parametre marťanských pôd približujú k tým na Zemi a teoreticky by na nich bolo možné pestovať rastliny. "V skutočnosti sme zistili, že pôda na Marse spĺňa požiadavky a tiež obsahuje potrebné prvky pre vznik a udržiavanie života v minulosti, súčasnosti aj budúcnosti." „Získané údaje nás milo prekvapili. Tento typ pôdy je tu na Zemi široko zastúpený – každý vidiecky obyvateľ sa s ním každodenne zaoberá vo svojej záhrade. Bol v ňom zaznamenaný vysoký (oveľa viac, ako sa očakávalo) obsah alkálií a našli sa kryštály ľadu. Táto 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 vedúci chemik projektu Sam Kuneyves.

V mieste pristátia je v zemi aj 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.

Súčasné 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. V dôsledku nižšej gravitácie na Marse je rozsah tlaku v plášti Marsu oveľa menší ako na Zemi, čo znamená, že existuje menej fázových prechodov. Predpokladá sa, že fázový prechod olivínu do spinelovej modifikácie 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 dôkazy, ktoré naznačujú, že na častiach povrchu Marsu je materiál bohatší na kremeň ako obyčajný čadič a môže byť podobný andezitovým horninám na Zemi. Tieto isté pozorovania však možno interpretovať v prospech prítomnosti kremenného skla. Väčšia časť hlbšej vrstvy pozostáva z granulovaného prachu z oxidu žliaz.

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 planetárnej kôry sú zmagnetizované a že magnetické póly týchto častí sa v minulosti menili. Magnetizácia týchto častí dopadla podobne ako pásové magnetické anomálie vo svetových oceánoch.

Jedna teória, publikovaná v roku 1999 a opätovne testovaná v roku 2005 (s pomocou bezpilotného Mars Global Surveyor), tieto pruhy ukazujú doskovú tektoniku pred 4 miliardami rokov predtým, ako prestalo fungovať dynamo planéty, čo spôsobilo prudké zoslabnutie magnetického poľa. Príčiny tohto prudkého oslabenia nie sú jasné. Je predpoklad, že fungovanie dynama 4 mld. rokmi sa vysvetľuje prítomnosťou asteroidu, ktorý obiehal vo vzdialenosti 50-75 tisíc kilometrov okolo Marsu a spôsobil nestabilitu v jeho jadre. Asteroid potom klesol na Rocheovu hranicu a zrútil sa. Samotné toto vysvetlenie však obsahuje nejasnosti 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 takmer bez prekážok do atmosféry Marsu a mnohé z fotochemických reakcií pod vplyvom slnečného žiarenia, ktoré sa vyskytujú v ionosfére a vyššie na Zemi, možno na Marse pozorovať takmer v jeho samom povrch.

Geologická história Marsu zahŕňa tieto tri obdobia:
Noachov vek (pomenovaný podľa „Noachian Land“, oblasti Marsu): Vznik najstaršieho prežívajúceho povrchu Marsu. Pokračovalo to pred 4,5 miliardami až 3,5 miliardami rokov. Počas tejto éry bol povrch zjazvený početnými impaktnými krátermi. V tomto období pravdepodobne vznikla náhorná plošina Tharsis, neskôr s intenzívnym prúdením vody.
Hesperova éra: pred 3,5 miliardami rokov do pred 2,9 - 3,3 miliardami rokov. Táto éra je poznačená tvorbou obrovských lávových polí.
Amazonský vek (pomenovaný podľa „Amazonskej nížiny“ na Marse): pred 2,9 – 3,3 miliardami rokov až do súčasnosti. Oblasti vytvorené počas tejto éry majú veľmi málo meteoritových kráterov, ale inak sú úplne odlišné. V tomto období vznikla hora Olymp. V tomto čase sa lávové prúdy šírili 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 veľmi malú veľkosť. 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, zosobňujúce strach a hrôzu, ktoré pomáhali bohu vojny v bitkách.

Oba satelity rotujú okolo svojich osí s rovnakou periódou ako okolo Marsu, takže k planéte sú vždy otočené tou istou stranou. Slapový vplyv Marsu postupne spomaľuje pohyb Phobosu a v konečnom dôsledku povedie k pádu satelitu na Mars (ak bude súčasný trend pokračovať), prípadne k jeho rozpadu. Naopak, Deimos sa vzďaľuje od Marsu.

Phobos (hore) a Deimos (dole).

Oba satelity majú tvar blížiaci 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 sa javí oveľa hladší vďaka tomu, že väčšina kráterov je pokrytá jemnozrnným materiálom. Je zrejmé, že na Phobose, ktorý je bližšie k planéte a je masívnejší, látka vyvrhnutá počas dopadov meteoritu buď spôsobila opakované dopady na povrch alebo dopadla na Mars, zatiaľ čo na Deimos zostala na obežnej dráhe okolo satelitu dlhú dobu a postupne sa usadzovala. a skrýva 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 rovnakú tému spopularizovali myšlienku planéty, ktorej klíma sa stávala suchšou, chladnejšou, umierajúcou a na ktorej existovala staroveká civilizácia vykonávajúca zavlažovacie práce.

Početné ďalšie pozorovania a oznámenia slávnych ľudí viedli k vzniku takzvanej „Marsovej horúčky“ okolo tejto témy. V roku 1899, pri štúdiu atmosférického rušenia rádiových signálov pomocou prijímačov na observatóriu v Colorade, vynálezca Nikola Tesla pozoroval opakujúci sa signál. Potom navrhol, že by mohlo ísť o rádiový signál z iných planét, napríklad z Marsu. V rozhovore z roku 1901 Tesla povedal, že mal predstavu, 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.

Teslova teória pritiahla nadšenú podporu lorda Kelvina, ktorý pri návšteve Spojených štátov v roku 1902 povedal, že verí, že Tesla zachytil signál od Marťanov vyslaných do Spojených štátov. Kelvin však pred odchodom z Ameriky začal toto tvrdenie dôrazne popierať: „V skutočnosti som povedal, že obyvatelia Marsu, ak by existovali, by určite videli New York, najmä svetlo z elektriny.“

Dnes sa prítomnosť tekutej vody na jej povrchu považuje za podmienku rozvoja a udržania života na planéte. Existuje tiež požiadavka, aby sa obežná dráha planéty nachádzala v takzvanej obývateľnej zóne, ktorá pre Slnečnú sústavu začína za Venušou a končí poloväčšou osou obežnej dráhy Marsu. Počas perihélia sa Mars nachádza v tejto zóne, ale tenká atmosféra s nízkym tlakom zabraňuje výskytu 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 život podobný Zemi.

Chýbajúca magnetosféra a extrémne tenká atmosféra Marsu sú tiež výzvou na podporu 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 podporu života ako teraz. Dodnes sa však na ňom nenašli žiadne zvyšky organizmov. Program Viking, ktorý sa uskutočnil v polovici 70-tych rokov, uskutočnil sériu experimentov na detekciu mikroorganizmov v pôde Marsu. Prinieslo to pozitívne výsledky, ako napríklad dočasné zvýšenie emisií CO2, keď sa častice pôdy umiestnia do vody a pestovateľského média. Tento dôkaz života na Marse však potom niektorí vedci spochybnili. To viedlo k ich zdĺhavému sporu s vedcom z NASA Gilbertom Levinom, ktorý tvrdil, že Viking objavil život. Po prehodnotení údajov Viking vo svetle súčasných vedeckých poznatkov o extrémofiloch sa zistilo, že vykonané experimenty neboli dostatočne pokročilé na to, aby odhalili tieto formy života. Navyše tieto testy mohli dokonca zabiť organizmy, aj keď boli obsiahnuté vo vzorkách. Testy vykonané v rámci programu Phoenix ukázali, že pôda má veľmi zásadité pH a obsahuje horčík, sodík, draslík a chlorid. V pôde je dostatok živín na podporu života, ale formy života musia byť chránené pred intenzívnym ultrafialovým svetlom.

Je zaujímavé, že v niektorých meteoritoch marťanského pôvodu boli nájdené útvary, ktoré majú tvar najjednoduchších baktérií, hoci sú svojou veľkosťou podradnejšie ako najmenšie pozemské organizmy. Jedným z takýchto meteoritov je ALH 84001, nájdený v Antarktíde v roku 1984.

Na základe pozorovaní zo Zeme a údajov zo sondy Mars Express bol v atmosfére Marsu objavený metán. V podmienkach Marsu sa tento plyn rozkladá pomerne rýchlo, takže musí existovať stály zdroj doplňovania. Takýmto zdrojom by mohla byť buď geologická aktivita (na Marse však neboli nájdené žiadne aktívne sopky), alebo aktivita baktérií.

Po pristátí automatických vozidiel na povrchu Marsu bolo možné vykonávať astronomické pozorovania priamo z povrchu planéty. Vzhľadom na astronomickú polohu Marsu v slnečnej sústave, vlastnosti atmosféry, obežnú dobu Marsu a jeho satelitov sa obraz nočnej oblohy Marsu (a astronomických javov pozorovaných z planéty) líši od toho na Zemi a v mnohých ohľadoch vyzerá nezvyčajne a zaujímavo.

Počas východu a západu slnka má marťanská obloha v zenite červeno-ružovú farbu a v bezprostrednej blízkosti slnečného disku - od modrej po fialovú, čo je úplne opačné ako na obrázku pozemských úsvitov.

Na poludnie je obloha Marsu žltooranžová. Príčinou takýchto rozdielov od farieb zemskej oblohy sú vlastnosti tenkej, riedkej atmosféry Marsu obsahujúcej prach. Na Marse hrá Rayleighov rozptyl lúčov (ktorý je na Zemi dôvodom modrej farby oblohy) nepodstatnú úlohu, jeho účinok je slabý. Žlto-oranžová farba oblohy je pravdepodobne spôsobená 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 nadobudne fialový odtieň v dôsledku rozptylu svetla na mikročasticiach vodného ľadu v oblakoch (ten 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 magnitúda asi -2,5) zelenkastá hviezda, vedľa ktorej bude ľahko viditeľná žltkastá a slabšia (asi 0,9) hviezda Mesiaca. Cez ďalekohľad oba objekty ukážu rovnaké fázy. Otáčanie Mesiaca okolo Zeme bude z Marsu pozorované nasledovne: pri maximálnej uhlovej vzdialenosti Mesiaca od Zeme je možné voľným okom ľahko oddeliť Mesiac a Zem: po týždni sa „hviezdy“ Mesiac a Zem splynú do jedinej hviezdy, ktorú nemožno oddeliť okom, po ďalšom týždni bude Mesiac opäť viditeľný v maximálnej vzdialenosti, ale na druhej strane od Zeme. Z času na čas sa pozorovateľovi na Marse podarí vidieť prechod (prechod) Mesiaca cez zemský kotúč alebo naopak prekrytie Mesiaca zemským kotúčom. Maximálna zdanlivá vzdialenosť Mesiaca od Zeme (a ich zdanlivá jasnosť) pri pozorovaní z Marsu sa bude výrazne líšiť v závislosti od relatívnych polôh Zeme a Marsu, a teda od vzdialenosti medzi planétami. V období opozície to bude asi 17 minút oblúka, pri maximálnej vzdialenosti medzi Zemou a Marsom - 3,5 minúty oblúka. Zem, podobne ako ostatné planéty, budeme pozorovať v pásme súhvezdí Zodiaka. Astronóm na Marse bude tiež môcť pozorovať prechod Zeme cez disk Slnka, najbližšie k tomu dôjde 10. novembra 2084.

Uhlová veľkosť Slnka pozorovaná z Marsu je menšia ako uhlová veľkosť viditeľná zo Zeme a je 2/3 druhej. Merkúr z Marsu bude prakticky nedostupný na pozorovanie voľným okom pre jeho extrémnu blízkosť k Slnku. Najjasnejšou planétou na oblohe Marsu je Venuša, na druhom mieste je Jupiter (jeho štyri najväčšie satelity možno pozorovať aj bez ďalekohľadu) a na treťom mieste Zem.

Phobos, keď je pozorovaný z povrchu Marsu, má zdanlivý priemer asi 1/3 disku Mesiaca na zemskej oblohe a zdanlivú magnitúdu asi -9 (približne rovnaký ako Mesiac vo fáze prvej štvrtiny). . Phobos vychádza na západe a zapadá na východe, aby sa opäť zdvihol o 11 hodín neskôr, čím prekračoval marťanskú oblohu dvakrát denne. Pohyb tohto rýchleho mesiaca po oblohe bude počas noci ľahko viditeľný, rovnako ako meniace sa fázy. Voľným okom bude možné rozoznať najväčší reliéfny útvar Phobos – kráter Stickney. Deimos vychádza na východe a zapadá na západe, javí sa ako jasná hviezda bez viditeľného viditeľného disku, magnitúda asi -5 (o niečo jasnejšia ako Venuša na zemskej oblohe), pomaly prechádzajúca oblohou v priebehu 2,7 marťanského dňa. Oba satelity je možné pozorovať na nočnej oblohe súčasne, v tomto prípade sa Phobos presunie smerom k Deimosu.

Phobos aj Deimos sú dostatočne jasné na to, aby objekty na povrchu Marsu v noci vrhali jasné tiene. Oba satelity majú relatívne nízky sklon obežnej dráhy k rovníku Marsu, čo znemožňuje ich pozorovanie vo vysokých severných a južných šírkach planéty: napríklad Phobos nikdy nevystúpi nad horizont severne od 70,4° severnej šírky. w. alebo južne od 70,4° j. š. sh.; pre Deimos sú tieto hodnoty 82,7° N. w. a 82,7° S. w. Na Marse možno pozorovať zatmenie Phobosu a Deimosu pri vstupe 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: najbližšie 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) sa nachádza pár stupňov od hviezdy Kappa Parus (zdanlivá magnitúda 2,5) - jeho v zásade možno považovať za hviezdu južného pólu Marsu.

Zodiakálne súhvezdia ekliptiky Marsu sú podobné tým, ktoré sú pozorované zo Zeme, s jedným rozdielom: pri pozorovaní ročného pohybu Slnka medzi súhvezdiami (ako iné planéty vrátane Zeme) opúšťa východnú časť súhvezdia Rýb , bude prechádzať 6 dní cez severnú časť súhvezdia Cetus pred tým, ako znovu vstúpiť do západných Rýb.

Vzhľadom na blízkosť Marsu k Zemi je jeho kolonizácia v dohľadnej dobe pre ľudstvo dôležitou úlohou. Prírodné podmienky relatívne blízke tým na Zemi túto úlohu uľahčujú. Na Zemi sú najmä miesta, ktoré preskúmal človek, v ktorých sú prírodné podmienky v mnohom podobné tým na Marse. Atmosférický tlak vo výške 34 668 metrov - rekordný bod dosiahnutý balónom s posádkou na palube (máj 1961) - približne zodpovedá tlaku na povrchu Marsu. Extrémne nízke teploty v Arktíde a Antarktíde sú porovnateľné aj s najnižšími teplotami na Marse a na rovníku Marsu je v letných mesiacoch teplo (+30 °C) ako na Zemi. Na Zemi sú aj púšte, ktoré sú vzhľadom podobné marťanskej krajine.

Medzi Zemou a Marsom je však niekoľko podstatných rozdielov. Najmä magnetické pole Marsu je približne 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 radiácia pozadia na obežnej dráhe Marsu je 2,2-krát vyššia ako radiácia pozadia na Medzinárodnej vesmírnej stanici. Priemerná dávka bola približne 220 miliradov za deň (2,2 miliray za deň alebo 0,8 šedej za rok). Množstvo žiarenia prijatého v dôsledku pobytu v takomto pozadí počas troch rokov sa približuje stanoveným bezpečnostným limitom pre astronautov. Na povrchu Marsu bude radiácia pozadia s najväčšou pravdepodobnosťou o niečo nižšia 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 nepodliehala 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 „zaborili“ do jej jadra pri tavení planéty: meď, železo a kovy platinovej skupiny, volfrám, rénium, urán. Vývoz rénia, platinových kovov, striebra, zlata a uránu na Zem (ak jeho ceny stúpnu na úroveň cien striebra) má dobrú perspektívu, no na svoju realizáciu si vyžaduje prítomnosť povrchovej nádrže s tekutou vodou pre obohacovacie procesy.

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 maximálnej vzdialenosti planét (konjunkcia Marsu so Slnkom); pozri Konfigurácia (astronómia).

Dodnes však neboli podniknuté žiadne praktické kroky smerom ku kolonizácii Marsu.

Skúmanie Marsu sa začalo už dávno, pred 3,5 tisíc rokmi, v starovekom Egypte. Prvé podrobné správy o polohe Marsu zostavili babylonskí astronómovia, ktorí vyvinuli množstvo matematických metód na predpovedanie polohy planéty. Pomocou údajov od Egypťanov a Babylončanov vyvinuli starí grécki (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 revidoval 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, dal krstné mená jednotlivým povrchovým útvarom: moria Afrodity, Erythraean, Jadran, Cimmerian; jazerá Sun, Lunnoe a Phoenix.

Rozkvet teleskopických pozorovaní Marsu nastal na konci 19. – v polovici 20. storočia. Je to z veľkej časti spôsobené záujmom verejnosti a známymi vedeckými spormi okolo pozorovaných marťanských kanálov. Z astronómov predvesmírnej éry, ktorí v tomto období vykonávali 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 ukázali ako takmer úplne nesprávne potom, čo na Mars prileteli automatické sondy.

Orbitálne vlastnosti:
Perihélium
206,62×106 km
1,3812 a. e.
Aphelion
249,23×106 km
1,6660 a. e.
Hlavný hriadeľ (a)
227,92×106 km
1,5236 a. e.
Orbitálna excentricita (e)
0,093315
Hviezdne obdobie revolúcie
686 971 dní
1,8808 pozemských rokov
sol 668,5991
Synodické obdobie revolúcie
779,94 dní
Orbitálna rýchlosť (v)
24,13 km/s (priemer)
sklon (i)
1,85061° (vo vzťahu k rovine ekliptiky)
5,65° (vo vzťahu k slnečnému rovníku)
Zemepisná dĺžka vzostupného uzla (Ω)
49,57854°
Argument periapsis (ω)
286,46230°

satelity:
2 (Phobos a Deimos)
fyzicka charakteristika
Sploštenie
0,00589
Rovníkový polomer
3396,2 km
Polárny polomer
3376,2 km
Priemerný polomer
3386,2 km
Povrch (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°
Rektascenzia severného pólu (α)
21 h 10 min 44 s
317,68143°
Deklinácia severného pólu (δ)
52,88650°
Albedo
0,250 (dlhopis)
0,150 (geo.albedo)

teplota:

min. priem. Max.

Naprieč planétou 186 K 227 K 268 K

Atmosféra:
Atmosférický tlak
0,6-1,0 kPa (0,006-0,01 atm)
zlúčenina:
95,32 % Ang. plynu

2,7 % dusíka
1,6 % argónu
0,2 % kyslíka
0,07 % oxidu uhoľnatého
0,03 % vodná para
0,01 % oxidu dusnatého

Zo školského kurzu astronómie si pamätám, že priemer planéty Mars je takmer dvakrát menší ako priemer planéty Zem. A ak porovnáme objemy Marsu a našej planéty, rozdiel v prospech Zeme bude ešte väčší.

Mám dobrú vizuálnu pamäť, takže si zo školy pamätám (dostali obrázky planét, aby si ich mohli pozrieť), že polomer Zeme je takmer 2-krát väčší ako polomer Marsu, takže odpoveď znie: planéta Zem je väčšia .

Všetci v škole mali geografiu. Táto téma nás veľmi bavila, najmä keď boli témy mimozemské. Teraz vedci hľadajú život na tejto tajomnej červenej planéte, možnosť života pre ľudí, hľadajú vodu a mikroorganizmy. Mars vždy priťahoval vedcov svojou záhadnosťou!

Z referenčných materiálov vieme, že priemerný priemer Zeme je približne 12 742 km a obvod našej planéty je 40 000 km. Obrovské veľkosti. Takže pre porovnanie, priemerný lineárny priemer planéty Mars je 6 800 km, čo je 0,53 priemeru našej planéty Zem. Je teda zrejmé, že Zem je väčšia ako Mars. Zaujímavý fakt!

Len škoda, že nie na všetkých školách sa astronómia učí! Ale bola v našej škole!

Mars je v porovnaní so Zemou malá planéta, tvorí o niečo viac ako desať percent hmotnosti Zeme. Čo sa týka vzdialenosti od Slnka, Mars je štvrtá planéta a naša planéta Zem je tretia.

Teplota na Marse môže byť mínus 153 stupňov a v lete plus 20 na poludnie. Takmer celá atmosféra planéty Mars pozostáva z oxidu uhličitého.

Ak hovoríme o veľkostiach terestrických planét, potom Mars bude menší ako Zem, jeho veľkosť je 0,53 veľkosti Zeme. Priemerný priemer Zeme je 12 742 km a priemerný priemer Marsu je 6 720 km.



Tu sú charakteristiky takých planét slnečnej sústavy, ako je planéta Zem a planéta Mars. Všetko je veľmi dobre a podrobne popísané v tabuľke. Existuje taký graf ako plocha povrchu týchto planét, odtiaľto môžeme s presnosťou povedať, že plocha planéty Zem bude väčšia ako plocha planéty Mars.





Keď otvorím moju zaprášenú starú encyklopédiu, poviem toto: Zem má priemer 12 740 km a Mars má priemer 6 779 km. Áno, pozrel som si encyklopédiu zo zvedavosti, kniha je stará a ukázalo sa, že údaje nesúhlasia s internetovými ukazovateľmi, a to že podľa starých výpočtov má Zem o 2 metre menší priemer (12740 km), a podľa moderných ukazovateľov je to 12742 km.

Pre tých, ktorí študovali astronómiu na škole, môžu bezpečne odpovedať na túto otázku: Zem je oveľa väčšia ako planéta Mars. Planéta Mars má podľa všetkých vizuálnych meraní priemer 6 720 kilometrov, no priemer našej planéty Zem je takmer dvakrát väčší a má priemer 12 742 kilometrov. Z toho môžeme vyvodiť správny záver.

Mars je podstatne menší ako Zem, no obe planéty majú rovnakú pevninu. Mars má priemer 6792 kilometrov = 4220 míľ na rovníku. Zem má priemer 12 756,32 kilometrov = 7 926 míľ na rovníku.

Mars je približne polovičný ako Zem.

Priemer Marsu je asi 53 % Zeme a jeho povrch sa blíži k 38 % Zeme.

Červená planéta, ako sa Mars volá, straší nielen vedcov, ale aj filmárov, s touto planétou sa spája dej mnohých (hollywoodskych) filmov.

Priemer štvrtej planéty (vzhľadom na vzdialenosť od Slnka) je - 6 779 kilometrov.

Zem (tretia planéta od Slnka), ktorá je piatou najväčšou zo všetkých planét slnečnej sústavy, má priemer - 12 742 kilometrov.

Tie. v priemere Zeme takmer zdvojnásobil viac než Mars.

Od staroveku ľudstvo obracia svoj pohľad ku hviezdam. Ale ak sa skôr 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. Tak pomenovali starí Gréci červenú planétu, ktorá ľuďom pripomínala vojnu, na počesť boha vojny. V čase, keď nikoho nezaujímalo, čo je väčšie, Mars alebo Zem, bola sila všetkým. Preto starí Rimania nahradili Grékov. Priniesli svoje predstavy o svete, živote, svoje mená. Tiež premenovali hviezdu, symbolizujúcu zlo, krutosť a smútok. Dostala meno po rímskom bohovi vojny Marsovi.

Odvtedy prešlo veľa storočí, dávno sa zistilo, že je to viac, Mars alebo Zem, ukázalo sa, že planéta zďaleka nie je taká krutá a mocná, ako si to predstavovali starí Gréci a Rimania, ale záujem o planétu nezmizol a s každým storočím sa všetko len zintenzívňuje.

Život na Marse

Prvý náčrt Marsu bol zverejnený v roku 1659 v Neapole. Francesco Fontana, neapolský astronóm a právnik, inicioval cyklus výskumu, ktorý zasiahol planétu v priebehu storočí.

Giovanni Schiaparelli v roku 1877 prekonal Fontanove úspechy tým, že vytvoril nielen kresbu, ale aj mapu celej planéty. Využitím Veľkej konfrontácie, ktorá mu umožnila pozrieť sa zblízka na Mars, objavil určité kanály a tmavé oblasti na našom susedovi v slnečnej sústave. Bez toho, aby sme strácali čas rozmýšľaním o tom, ktorá planéta je väčšia: Mars alebo Zem, sa ľudstvo rozhodlo, že ide o produkty mimozemskej civilizácie. Začalo sa veriť, že kanály sú zavlažovacie systémy, ktoré mimozemšťania nasmerovali na zalievanie 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, na nič podobné pôvodne nemal. Postupom času však pod vplyvom väčšinového nadšenia takejto populárnej hypotéze uveril. 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 výskumov dostupných v tom čase. Napokon dokázal, že život na Marse je pre vysoko organizované bytosti v princípe nemožný, napriek tomu, že Mars je väčší alebo menší ako Zem.

Pravda o kanáloch

Existenciu kanálov s priamymi šípkami potvrdili fotografie planéty v roku 1924. Prekvapivo väčšina astronómov pozorujúcich Mars tento jav nikdy nevidela. Avšak do roku 1939, v čase ďalšej veľkej konfrontácie, bolo na snímkach planéty napočítaných asi 500 kanálov.

Všetko sa definitívne objasnilo až v roku 1965, keď Mariner 4 letel tak blízko Marsu, že ho dokázal odfotografovať zo vzdialenosti len 10-tisíc kilometrov. Tieto obrázky ukázali 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 na rovníku je takmer polovičný ako priemer Zeme – 6 794 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 najtvrdšie ročné obdobie, planétu zmieta vietor s rýchlosťou až 100 m/s, oblohu zakrývajú oblaky prachu, ktoré blokujú slnečné svetlo . Zimné mesiace nás však tiež nemôžu potešiť počasím – teplota nevystúpi nad mínus sto stupňov. Atmosféru tvorí oxid uhličitý, ktorý sa počas zimných mesiacov nachádza v obrovských snehových čiapkach na póloch planéty. Tieto klobúky sa nikdy úplne neroztopia. Hustota atmosféry je len jedno percento zemskej.

Nemusíte si však myslieť, že na planéte nie je žiadna voda - na úpätí najväčšej sopečnej hory v slnečnej sústave - Olympus - 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 riek. Výsledky štúdie dokazujú, že popri týchto riekach kedysi tiekli rýchle toky vody.

Výskum

V 20. storočí boli na Mars vyslané nielen vesmírne stanice bez posádky, ale aj rovery, vďaka ktorým bolo možné získať vzorky pôdy červenej planéty. Teraz máme presné údaje o chemickom zložení atmosféry a povrchu planéty, o charaktere jej ročných období a máme fotografie všetkých oblastí Marsu. Mars rovery, prieskumný satelit a orbiter NASA majú nabitý program a do roku 2030 nemajú doslova ani jednu voľnú minútu.

Perspektívy

Nie je žiadnym tajomstvom, že ľudstvo vynakladá obrovské, jednoducho kozmické prostriedky na štúdium Marsu. Odpoveď na otázku, čo je väčšie, Mars alebo Zem, je už dávno zodpovedaná, no o túto planétu sme nestratili záujem. Čo sa deje? Čo zaujalo vedcov natoľko, že štáty vynaložili také sumy na štúdium pustej púšte?

Hoci je úplne možné mať prvky vzácnych zemín, ich ťažba a ich preprava na Zem jednoducho nie je nákladovo efektívna. Veda pre vedu? Možno, ale nie v situácii, ktorá sa teraz vyvíja na našej vlastnej planéte plytvať zdrojmi na štúdium prázdnych planét.

Faktom je, že dnes, keď si ani dieťa nepoloží otázku, o koľko väčší je Mars ako Zem, je problém preľudnenia modrej planéty veľmi akútny. Okrem okamžitého nedostatku životného priestoru sa zvyšuje aj potreba sladkej vody a potravín, zhoršuje sa politická a ekonomická situácia vo všetkých oblastiach, najmä v ekologicky priaznivých zónach. A čím aktívnejší človek žije, tým rýchlejšie smerujeme ku katastrofe.

Myšlienka „zlatej miliardy“ bola už dlho predložená, podľa ktorej môže jedna miliarda ľudí bezpečne žiť na Zemi. Zvyšok potrebuje...

A práve tu môže Mars prísť na pomoc. Či je väčšia alebo menšia ako Zem, nie je v tomto prípade až 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 už len vytvárať priaznivé podmienky pre život pozemšťanov na Marse. A to bude po určitom čase 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 nás čaká dopredu.

V našej pôvodnej slnečnej sústave existuje široká škála kozmických telies. Hovoríme im planéty, no každá z nich má svoje vlastné, jedinečné vlastnosti. Prvé štyri, ktoré sa nachádzajú najbližšie k hviezde, sú teda zahrnuté do kategórie „pozemských planét“. Majú jadro, plášť, pevný povrch a atmosféru. Ďalší štyria sú plynní obri, ktorí majú iba jadro pokryté širokou škálou plynov. Ale na programe máme Mars a Zem. Porovnávanie týchto dvoch planét bude zábavné a vzrušujúce, najmä preto, že obe sú pozemskými planétami.

Úvod

Astronómovia minulosti po objavení Marsu verili, že táto planéta je najbližším príbuzným Zeme. Prvé porovnania Marsu a Zeme sú spojené so systémom kanálov videných cez ďalekohľad, ktorý obklopoval červenú planétu. Mnohí si boli istí, že tam je voda a v dôsledku toho organický život. Je pravdepodobné, že pred miliónmi rokov mal tento objekt v slnečnej sústave podmienky podobné tým na Zemi dnes. Teraz sa však viac než presne zistilo, že Mars je červená púšť. Napriek tomu sú porovnania medzi Zemou a Marsom obľúbenou témou astronómov dodnes. Štúdiom štrukturálnych prvkov a rotácie nášho najbližšieho suseda veria, že túto planétu bude možné čoskoro kolonizovať. Existujú však nuansy, ktoré ľudstvu zatiaľ bránia v tomto kroku. O tom, čo sú a aké sú, sa dozvieme nakreslením analógie na všetky body medzi našou rodnou Zemou a tajomným susedným Marsom.

Hmotnosť, veľkosť

Tieto ukazovatele sú najdôležitejšie, preto začneme Marsom a Zemou. Dokonca aj v detských knihách o astronómii sme si všetci všimli, že červená planéta je o niečo menšia ako naša, asi jeden a pol krát. Pozrime sa na tento rozdiel v konkrétnych číslach.

• Priemerný polomer Zeme je 6371 km a pre Mars je to 3396 km.
• Objem našej domovskej planéty je 1,08321 x 10 12 km 3, zatiaľ čo objem Marsu sa rovná 1,6318 × 10¹¹ km³, čo znamená, že je to 0,151 objemu Zeme.

Hmotnosť Marsu je tiež menšia v porovnaní so Zemou a tento ukazovateľ sa radikálne líši od predchádzajúceho. Zem váži 5,97 x 10 24 kg a červená planéta sa uspokojí len s 15 percentami tohto čísla, konkrétne 6,4185 x 10 23 kg.

Orbitálne vlastnosti

Z tých istých detských učebníc astronómie vieme, že Mars je vďaka tomu, že je od Slnka vzdialenejší ako Zem, nútený kráčať po väčšej obežnej dráhe. V skutočnosti je asi dvakrát väčšia ako Zem a rok na červenej planéte je dvakrát dlhší. Z toho môžeme usúdiť, že toto vesmírne teleso rotuje rýchlosťou porovnateľnou so Zemou. Je ale dôležité poznať tieto údaje v presných číslach. Vzdialenosť Zeme od Slnka je 149 598 261 km, no Mars sa od našej hviezdy nachádza vo vzdialenosti 249 200 000 000 km, čo je takmer dvojnásobok. Obežný rok v kráľovstve prašnej a červenej púšte je 687 dní (pamätáme si, že na zemi rok trvá 365 dní).

Je dôležité poznamenať, že hviezdna rotácia týchto dvoch planét je takmer rovnaká. Deň na Zemi má 23 hodín a 56 minút a na Marse 24 hodín a 40 minút. Axiálny sklon nemožno ignorovať. Pre Zem je charakteristický indikátor 23 stupňov a pre Mars - 25,19 stupňov. Je pravdepodobné, že na planéte môže byť sezónnosť.

Zloženie a štruktúra

Porovnanie Marsu a Zeme by bolo neúplné, ak by sa ignorovala štruktúra a hustota týchto dvoch planét. Ich štruktúra je identická, keďže obe patria do terestriálnej skupiny. V samom strede je jadro. Na Zemi pozostáva z niklu a kovu a polomer jeho gule je 3500 km. Marťanské jadro má rovnaké zloženie, ale jeho sférický polomer je 1800 km. Potom majú obe planéty silikátový plášť, po ktorom nasleduje hustá kôra. Zemská kôra sa ale od marťanskej líši prítomnosťou unikátneho prvku – žuly, ktorý sa nikde inde vo vesmíre nenachádza. Dôležité je podotknúť, že hĺbka je v priemere 40 km, pričom marťanská kôra dosahuje hĺbku až 125 km. Priemer je 5,514 gramu na meter kubický a Mars 3,93 gramu na meter kubický.

Teplota a atmosféra

V tomto bode čelíme zásadným rozdielom medzi dvoma susednými planétami. Ide o to, že v slnečnej sústave je iba jedna Zem vybavená veľmi hustým vzduchovým plášťom, ktorý na planéte udržuje jedinečnú mikroklímu. Porovnanie atmosféry Zeme a Marsu by teda malo začať tým, že v prvej vrstve vzduchu má zložitú päťstupňovú štruktúru. Všetci sme sa učili v škole termíny ako stratosféra, exosféra atď. Zemská atmosféra pozostáva zo 78 percent dusíka a 21 percent kyslíka. Na Marse je len jedna vrstva, veľmi tenká, ktorá pozostáva z 96 percent oxidu uhličitého, 1,93 % argónu a 1,89 % dusíka.

To spôsobilo aj rozdiel teplôt. Na Zemi je priemer +14 stupňov. Vystúpi maximálne na +70 stupňov a klesne na -89,2. Na Marse je oveľa chladnejšie. Priemerná teplota je -46 stupňov, pričom minimum je 146 pod nulou a maximum je 35 so značkou +.

Gravitácia

Toto slovo obsahuje celú podstatu našej existencie na modrej planéte. Je to jediný v slnečnej sústave, ktorý dokáže poskytnúť gravitačnú silu prijateľnú pre život ľudí, zvierat a rastlín. Mylne sme sa domnievali, že na iných planétach nie je žiadna gravitácia, ale stojí za to povedať, že gravitácia tam je, len nie taká silná ako tá naša. Gravitácia na Marse je takmer trikrát menšia ako na Zemi. Ak máme taký indikátor ako G - to znamená, že gravitačné zrýchlenie sa rovná 9,8 m/s na druhú, potom na červenej púštnej planéte sa rovná 3,711 m/s na druhú. Áno, môžete chodiť po Marse, ale, bohužiaľ, nebudete môcť chodiť po Marse bez špeciálneho obleku s nákladmi.

Satelity

Jediným satelitom Zeme je Mesiac. Nielenže sprevádza našu planétu na jej tajomnej kozmickej ceste, ale je zodpovedný aj za mnohé prírodné procesy v živote, napríklad za príliv a odliv. Mesiac je v súčasnosti aj najprebádanejším kozmickým telesom, keďže je k nám najbližšie. Eskorty Marsu - Satelity boli objavené v roku 1877 a pomenované po synoch boha vojny Aresa (v preklade „strach“ a „hrôza“). Je veľmi pravdepodobné, že ich vytiahla gravitácia červenej planéty z prstenca asteroidov, keďže ich zloženie je identické so všetkými ostatnými horninami obiehajúcimi medzi Marsom a Jupiterom.