Saulės sistemos planeta, ketvirta pagal nuotolį nuo Saulės. Aplink Saulę skrieja elipsine orbita 24.1 km/s vid. greičiu . Geriausiai matomas opozicijos metu. Jei opozicijos metu Žemė yra toliausiai nuo Saulės, o
Marsas arčiausiai jos, įvyksta didžioji opozicija (ji pasikartoja vidutiniškai kas 14 m.). Didžiosios opozicijos metu atstumas tarp Marso ir
Žemės būna mažiausias (~55 mln. km), Didžiojoje opozicijoje Marso diskas matomas 25″ kampu, jo spindesys siekia -2 ryškį. Marso paviršiuje daug kraterių, yra kanjonų, plokštikalnių, lygumų, ungikalnių. Vidutinis aukščių skirtumas ~10 km. Aukščiausi planetos kalnai yra 4 ugnikalniai (Olimpas,
Arsija, Askrėja ir Povas), aukštis 20-25 km. Planetos plutoje yra didžiulių plyšių ir sprūdžių; didžiausia yra ~4000 km ilgio, Marinerio kanjonų sistema. Vietomis vingiuoja sausos upių vagos. Marso p. pusrutulis ~3 km aukštesnis negu šiaurinis, be to, p. pusrutulyje žymiai daugiau kraterių.
Marso atmosfera susideda iš anglies dioksido (95%), azoto (2.5%), argono
(15%) deguonies (0.1%), vandens garų (<0.2%). Planetos geometr. albedas
20%, slėgis prie planetos paviršiaus ~170 kartų mažesnis negu prie Žemės paviršiaus: 15-45 km aukštyje kartais matomi ploni debesys, sudaryti iš ledo kristalų. Dėl retos ir giedros Marso atmosferos labai kinta paviršiaus t-ra per parą; pusiaujo srityse vidurdienį paviršius įšyla iki 20 C, per naktį atšąla iki -100 C. Atmosferoje pučia stiprūs vėjai (iki 100 m/s), kurie sukelia smėlio audras, apimančias visą planetą. Pasak Marso sandaros teorinių modelių Marsas turi ~1000 km spindulio geležies ir geležies sulfido branduolį, ~2300 km storio silikatų mantiją ir virš jos ~100 km storio granito ir bazaltų plutą. Magn. laukas ~500 kartų silpnesnis negu
Žemės. Turi 2 gamtinius palydovus Fobą ir Deimą. Svarbiausių rezultatų apie
Marsą ir jo palydovus gauta iš tarpplanetinių stočių: JAV – Mariner 4
(1965), Mariner 6 ir Mariner 7 (1969), Mariner 9 (1971), Viking ir Viking 2
(1976), Mars Pathfinder (1997), Mars Global Surveyor (1997-1998). SSRS –
Mars 2 ir Mars 3 (1971), Mars 4, Mars 5, Mars 6 ir Mars 7 (1979).
Marso charakteristika
|Pusiaujo skersmuo |6794.4 km |
|Ašigalinis skersmuo |6754.6 km |
|Paplokštumas |0.0058 |
|Masė |6.419·1023 kg |
| |(0.1074 Žemės |
| |masės) |
|Vid. tankis |3.93 g/cm3 |
|Laisvojo kritimo pagreitis |3.71 m/s2 |
|(prie paviršiaus) | |
|Pabėgimo (II kosminis) greitis |5.02 km/s |
|Apsisukimo apie ašį žvaigždinis|24.62 h |
|periodas | |
|Pusiaujo plokštumos posvyris į |25.2 |
|orbitos plokštumą | |
|Apskriejimo aplink Saulę |1.8809 m. |
|periodas | |
|Sinodinis periodas |779.9 d |
|Nuotolis nuo Saulės: | |
| |249.2 mln. km |
| |206.6 mln. km |
| |227.9 mln. km |
|afelyje | |
|perihelyje | |
|vidutinis | |
|Orbitos ekscentricitetas |0.0934 |
|Orbitos plokštumos posvyris į |1.85 |
|ekliptikos plokštumą | |
|Nuotolis nuo Žemės: | |
| |401.3 mln. km |
| |54.5 mln. km |
|didžiausias | |
|mažiausias | |
Marso para šiek tiek ilgesnė už Žemės parą. Jo ašies pokrypis į orbitos plokštumą panašus į Žemės ašies pokrypį. Taigi Marse keičiasi metų laikai. Kadangi Marsas yra apie 1,52 karto toliau nuo Saulės negu Žemė ir mažesnis jo skriejimo orbita greitis, tai metai jame yra ilgesni ir lygūs apie 1,8809 Žemės metų.
Jau sudarytas smulkus Marso paviršiaus žemėlapis (gal labiau tiktų sakyti marsalapis), kuriame visas Marso paviršius padalytas į 30
geometriškai taisyklingų rajonų. Stambiausi paviršiaus objektai vadinami mokslininkų, mažesni — Žemės miestų vardais. Marse yra Gusevo (XIX a.
Vilniaus astronomo) ir Alytaus krateriai.
Automatinėms stotims nusileidus Marse ir atsiuntus į Žemę jo paviršiaus nuotraukas, buvo nustatyta, kad rusvą Marso paviršiaus spalvą lemia geležies oksidas (rūdys). Jokių gyvybės požymių kol kas nerasta.
1877 m. italų astronomas Džiovanis Virdžinijus Skiaparelis
(Schiaparelli) pro teleskopą įžiūrėjo Marse tamsius ruožus ir pavadino juos kanalais. Prasidėjo įvairiausių spėliojimų apie galimus Marso gyventojus laikotarpis, buvo siūloma užmegzti ryšius su marsiečiais. Vienas tokių siūlymų — iškasti Sacharoje griovius, pripilti juos žibalo, uždegti ir tokiu būdu pasiųsti šviesos signalą. Tačiau kosminiai skrydžiai padarė galą spėlionėms — marsiečių Marse nėra. Marso paviršiaus vaizdas priklauso nuo metų laikų. Žiemą ašigalinių ledinių kepurių plotas pasiekia net 50°
platumą, o vasarą jos beveik išnyksta. Sezoninius Marso paviršiaus vaizdo kitimus dar neseniai buvo bandoma aiškinti augmenijos suvešėjimu ar sunykimu skirtingais metų laikais. Tačiau iš tikrųjų tai yra tik anglies dioksido ledo susidarymas ar tirpimas.
Olimpo kalnas
Olympus Mons
[pic]
23 km aukščio ir 600 km pagrindo pločio Marso ugnikalnis ties Tarsijos ir
Amazonės sričių riba. Kraterio skersmuo – 90 km. Manoma, kad buvo aktyvus prieš 200 mln. metų. Laikomas vienu aukščiausių vulkaninės kilmės kalnų
Saulės sistemoje.
[pic]
Arsijos kalnas
Arsia Mons
14 km aukščio ir 485 km pagrindo pločio Marso ugnikalnis Tarsijos kalnyne, vienas didžiausių vulkaninės kilmės kalnų Saulės sistemoje.
[pic]
Askrėjos kalnas
Ascraeus Mons
24 km aukščio ir 460 km pagrindo pločio Marso ugnikalnis Tarsijos kalnyne, didžiausias vulkaninės kilmės kalnas Saulės sistemoje.
[pic]
Povo kalnas
Pavonis Mons
19 km aukščio ir 375 km pagrindo pločio Marso ugnikalnis Tarsijos kalnyne.
Vienas didžiausių vulkaninės kilmės kalnų Saulės sistemoje.
Fobas
Phobos
[pic]
Didesnysis Marso palydovas. Orbitos spindulys 9380 km, orbitinis periodas
0.319 d. Netaisyklingos formos (27[pic]22[pic]19 km). Paviršiuje daug smūginių kraterių (didžiausias 10 km skersmens), 100-200 m pločio ir 10-
20 m gylio vagų.
[pic]
Vid. tankis 2.2 g/cm3, geometrinis albedas ~6%. Marso opozicijos metu Fobo ryškis būna ~12, jo regimasis nuotolis nuo planetos disko krašto skirtingose opozicijose svyruoja tarp 12″ ir 23″. 1877 atrado A. Holas.
Deimas
Deimos
[pic]
Mažesnysis Marso palydovas. Orbitos spindulys 23 460 km, orbitinis periodas
1.263 d. Netaisyklingos formos (15[pic]12[pic]11 km). Paviršiuje daug smūginių kraterių. Vid. tankis 1.7 g/cm3, geometrinis albedas ~7%. Marso opozicijos metu Deimo ryškis būna ~13, maksimalus regimasis nuotolis nuo planetos disko skirtingose opozicijose tarp 40″ ir 76″. 1877 atrado
A. Holas.
3-D
[pic]
[pic]
MARSO ATLASAS
[pic]
Astronomija: kaip padaryti Marsą gyvenamu
Maži specialiai sukurtų šiltnamio efektą sukeliančių dujų kiekiai gali įšildyti Marsą ir padaryti Raudonąją planetą gyvenama kur kas greičiau nei buvo iki šiol manyta. Kas Žemėje yra oro tarša, Marse gali pasidaryti nepakeičiamais vaistais.
Jokia žemiškoji gyvybės forma nesugebėtų išlikti atšiauriose Marso sąlygose. Todėl jau seniai yra galvojama, ar nepavyktų šios planetos sušildyti taip pat, kaip žmonės, gaminantys šiltnamio dujas, sušildė Žemę.
Tos dujos praleidžia žemyn didumą Saulės spindulių, bet sugauna infraraudonąją spinduliuotę, sklindančią nuo planetos paviršiaus.
Margarita Marinova iš Massachusetso technologijos instituto su savo bendradarbiais bandė surasti tokias dujas, kurias sukeltų didžiausią šiltnamio efektą, bet nenaikintų atmosferoje esančio ozono sluoksnio. Buvo pasirinkti fluorovandeniliai CF4 ir C2F6, kurie stipriai sugeria infraraudonuosius spindulius. Marinova sako, kad 20 atomine energija maitinamų gamyklų prigamintų tų dujų tiek, kad Marso temperatūra per šimtmetį pakiltų 5 0C.
Šito pilnai pakaktų tam, kad ištirptų poliarinėse srityse esantis ledas, į Marso atmosferą patektų daugiau vandens ir anglies dvideginio ir šilimo procesas dar paspartėtų. Be to, pasitelkus efektyvesnes dujas, visą tai būtų galima sutrumpinti net iki dešimties metų.
Kalifornijos technologijos instituto chemikai jau pradėjo sintezuoti tokias dujas. Jie suskaičiavo, jog iš tokių dujų, kaip CF2SCF2CF3 ir
CF2OCFNFCF3 sumaišytas „kokteilis” galėtų sulaikyti net 95 proc.
infraraudonųjų spindulių. Tokių medžiagų dar nėra, bet chemikai sako, kad jas nesunku sukurti.
ŠLAPESNIS MARSAS
Neseniai buvo pranešta, kad praeityje Marse tekėjo upės. Dabar sulaukėme kitų viltį žadinančių naujienų: Raudonojoje Planetoje galėjo būti net tris kartus daugiau vandens, nei mes iki šiol manėme. Tik šičia yra vienas nedidelis kabliukas: kadangi vandens kiekio Marse įverčiai labai skirtingi, mes iki šiol tegalime tik apytikriai spėti, kiek jo ten yra.
Laurie Leshin iš Arizonos universiteto Tucsone paskaičiavo vandens kiekį Marse naudodamasi savo atliktomis deuterio – sunkiojo vandenilio izotopo, studijomis. Laikui bėgant deuterio ir vandenilio tankių santykis auga, nes lengvesni vandenilio atomai palaipsniui iš atmosferos išlekia į kosminę erdvę. Kuo daugiau vandenilio, o tuo pačiu ir vandens, planeta praranda, tuo labiau pakinta šis santykis. Dabar Marse šis santykis yra penkis kartus didesnis negu Žemėje.
Taigi, jei, kaip mokslininkai tikisi, pradžioje Marso vandens izotopinė sudėtis buvo tokia pat, kaip ir Žemėje, Raudonoji Planeta turėjo netekti apie 90 proc. savo vandens. Bet Leshin, ištyrusi vandenį senoviniame marsietiškame meteorite, mano, kad ši prielaida yra neteisinga.
Nedidelis 12 g svorio uolienos gabaliukas, 1994 m. rastas
Antarktidoje, atsirado prieš 4,5 mln. metų giliai Marso gelmėse tekančioje magmoje. Kiekvienas tame gabaliuke įstrigęs „pirmapradis” vanduo privalo turėti tokią pat izotopinę sudėtį, kaip ir senovėję Marsą skalavęs vanduo.
Bet Leshin duomenimis deuterio ir vandenilio santykis meteorite yra dvigubai didesnis negu Žemės vandenyje. Tai reikštų, kad Marsą paliko tik nuo 70 iki 80 proc. pradžioje jame buvusio vandens.