курсач

Геология и внутреннее строение.

В прошлом на Марсе, как и на Земле происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле и достигать гигантских размеров говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов, и возможно не позволяло достичь им высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом. Возможно, на планете имеется слабая тектоническая активность, приводящая к образованию наблюдаемых с орбиты пологих каньонов.

Рис.5 Внутренее строение Марса.

Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (и максимальной до 130 км), силикатной мантии толщиной 1800 км и ядра радиусом 1480 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14—17 % (по массе) серы, причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества. Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычный базальт и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа.

Магнитное поле.

У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле. Согласно показаниям магнетометров станций «Марс-2» и «Марс-3», напряжённость магнитного поля на экваторе составляет около 60гамм, на полюсе 120 гамм, что в 500 раз слабее земного. По данным АМС «Марс-5», напряжённость магнитного поля на экваторе составляла 64 гаммы, а магнитный момент — 2,4·10²² эрстед·см².

Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля, наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане.

По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции Марс Глобал Сервейор), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад до того, как динамо-машина планеты прекратила выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо-машины 4 млрд лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50 - 75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша ( факт, что спутники с нулевой собственной прочностью, обращающиеся на орбитах ниже предела Роша, неустойчивы и разрушаются ) и разрушился. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты и оспаривается в научном сообществе. [2]

Вулканы.

Существуют два типа извержений, происходящих на Марсе: те, что происходят из одного кратера постоянно и тем самым строят вокруг себя вулканические горы, и извержения, происходящие из трещин в коре, за счет чего образуются обширные равнины. Из-за небольшой тектонической активности на Марсе вулкан, как правило, растет не растекаясь до тех пор, пока хватит магмы.

Рис.6 Вулкан на Марсе.

Вулканы главным образом располагаются на поднятиях Элизиум и Фарсид около экватора. Лишь на северо-западе от поднятия Фарсида располагается вулкан Олимп - самый высокий вулкан не только на планете, но и в Солнечной системе. Геологи классифицируют его как «щитовой вулкан», который состоит из круглого нароста лавы в 700 км диаметром, вздымающегося до вершины в виде кальдеры диаметром в 80 км. Внешний край нароста лавы ограничен обрывистыми утесами, возвышающимися на 6 км над окружающими равнинами. Этот вулкан похож на земные вулканы, например на известный вулкан на Гавайях, главное отличие - его огромные размеры. Причина таких размеров по-видимому в комбинации двух факторов: малая тектоническая активность Марса и глубокий источник магмы. Магма движется под очень сильным давлением, ведь чтобы дойти до поверхности Олимпа, ей необходимо пройти 150-200 км (это расстояние у гавайского вулкана-60 км). Большие вулканы имеют гладкие пологие склоны порядка 6-и градусов и даже меньше, соответственно у небольших вулканов склоны круче.

Поднятия. 

К юго-западу от Олимпа находится поднятие Элизий - огромная возвышенность, увенчанная тремя вулканами. Самый высокий из них - гора Элизий возвышается на 9 км над окружающими равнинами.

К юго-востоку от Олимпа на расстоянии 1600 км начинается еще более громадная возвышенность, известная как поднятие Фарсида. Она вздымается на 10 км над условным уровнем моря и простирается более чем на 4 тысячи км с севера на юг и на 3 тысячи км с востока на запад, т.е. равняется по своим размерам Африке к югу от реки Конго. В свою очередь она увенчана тремя гигантскими щитовыми вулканами - Арсией, Павлиньим и Аскрейским, известными под общим названием «Горы Фарсида». Расположенные на широких плечах поднятия Фарсида, они вздымают свои пики на высоту в 20 км над уровнем моря и остаются видимыми для космических кораблей даже во время сильнейших пылевых бурь.

 Каналы.

 По восточному краю поднятия Фарсида Марс кажется расколотым какими-то катастрофическими силами. Среди причудливого переплетения связанных между собой каньонов и впадин, известного под названием Лабиринт Ночи, поверхность планеты взрывает чудовищная извилистая борозда, которая тянется на расстояние в 4500 км на восток почти параллельно экватору,  между пятой и двадцатой параллелями южной широты.

Это-долина Маринеров, названная в честь «Маринера-9»-первого космического корабля, сфотографировавшего ее. В глубину она достигает 7 км при максимальной ширине в 200 с лишним км.

Восточная оконечность долины Маринеров поворачивает на север к экватору и вливается в так называемую «хаотическую местность» - истерзанный и развороченный ландшафт из массивных останков, долин и изломов.

Из северной части этой хаотичной зоны появляются глубоко врезанные, очень широкие и длинные каналы - Симуд,Тиу и Арес. Эти каналы пересекают дно огромной котловины, известной под названием равнина Хриса, где к ним присоединяются другие каналы, в том числе и Касей, который выходит из северной части центральной секции каньонов Маринеров и тянется на 3 тысячи км.

По единодушному мнению геологов, поразительным в этих каналах является то, что они могли быть проложены только потоками огромных количеств воды. Эти потоки текли из южного полушария Марса в северное с очень большой скоростью, поскольку стекали под уклон. В подтверждение этой теории есть еще один факт - в некоторых частях каньонов имеются слоистые отложения. Они могли сформироваться под водой, хотя эти отложения могли сформироваться и в результате сезонных изменений. [4]

Спутники Марса.

У планеты Марс есть два спутника: Фобос (греч. «страх») и Деймос (греч. «ужас»). Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной. Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду. Фобос (26,6×22,2×18,6 км) несколько больше Деймоса (15×12,2×10,4 км).Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, снижая его орбиту, что, в конце концов, приведёт к его падению на Марс. Деймос же, напротив, удаляется от Марса.

Деймос и Фобос состоят из каменистых пород, на поверхности спутников имеется значительный слой реголита (лунный грунт).

Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.

Рис.7 Движение спутников Марса.

Фобос при наблюдении с поверхности Марса имеет видимый диаметр около 1/3 от диска Луны на земном небе и видимую звёздную величину порядка −9. Фобос восходит на западе и садится на востоке Марса, чтобы снова взойти через 11 часов, таким образом, дважды в сутки пересекая небо Марса. Движение этой быстрой «луны» по небу будет легко заметно в течение ночи, так же, как и смена фаз. Невооружённый глаз различит крупнейшую деталь рельефа Фобоса — кратер Стикни. Деймос восходит на востоке и заходит на западе, выглядит как яркая звезда без заметного видимого диска, звёздной величиной около −5 (чуть ярче Венеры на земном небе), медленно пересекающая небо в течение 2,7 марсианских суток. Оба спутника могут наблюдаться на ночном небе одновременно, в этом случае Фобос будет двигаться навстречу Деймосу.

Яркость и Фобоса, и Деймоса достаточна для того, чтобы предметы на поверхности Марса ночью отбрасывали чёткие тени. Оба спутника имеют относительно малый наклон орбиты к экватору Марса, что исключает их наблюдение в высоких северных и южных широтах планеты. На Марсе может наблюдаться затмение Фобоса и Деймоса при их входе в тень Марса, а также затмение Солнца, которое бывает только кольцеобразным из-за малого углового размера Фобоса по сравнению с диском Солнца. [5]

Ветер и вода, как причины исчезновения и появления полярной шапки на Марсе.

Марс имеет постоянные ледяные шапки на обоих полюсах, состоящие главным образом из твердого углекислого газа. Таинственно здесь то, что большая часть северной шапки исчезает в начале марсианской весны, а позже вновь появляется. Ученые возможно решили эту загадку, утверждая, что сильные ветры и активный водный цикл Марса могут влияют на «появление и исчезновение» полярной шапки.

Ранее в этом году другая группа ученых из университета Техаса обнаружила, что так называемые катабатические ветра – ветер, который несет воздух высокой плотности от более высокого возвышения вниз по склону под действием силы тяжести – были причиной формирования гигантских «водоворотов» в северной полярной шапке. Эти ветры могут также играть роль в регенерации ледникового покрова.

Сезонные ледяные отложения играют главную роль в водном цикле планеты.

Каждый марсианский год значительная часть атмосферы конденсируется на поверхности в виде инея и снега. Эти сезонные ледяные отложения, которые могут достигать один метр толщиной, главным образом состоят из углекислого газа с незначительным количеством воды и пыли. В течение весны сублимат залежей становится существенным источником водного пара, в особенности в Северном полушарии планеты.

Доктор Бернард Шмитт и Томас Аппере проанализировали данные, взятые с помощью инструмента OMEGA на борту Mars Express ESA. Перед миссией этого аппарата ученые контролировали развитие сезонных отложений, изучая альбедо (характеристика отражательной способности поверхности ) и изменения температуры поверхности, поскольку ледяные отложения кажутся намного более яркими и являются более холодными, чем окружение не замороженного ландшафта. Первая марсианская область, которую наблюдали ученые, расположена на Северном плато, где наблюдалось специфическое развитие ледяных отложений углекислого газа.

Рис.8 Ледянные шапки на северном и южном полюсах.

«В течение весны обозначение льда исчезло из наших данных, но поверхностная температура была все еще достаточно низкой, чтобы поддержать достаточное количество льда CO2», — сказал Шмитт. «Мы пришли к заключению, что был наложен толстый слой чего-то еще, или пыли или водяного льда. Если бы это была пыль в том случае, то она скрыла бы лед, и поверхность планеты стала бы более темной. Ничего из этого не произошло, так что мы пришли к выводу, что под слоем водяного льда скрывается замерзший CO2. Мы должны были ждать, пока погода не станет на Марсе достаточно теплой для «появления» ( из водяного льда ) воды и ее испарения, и затем обозначения углекислого газа вновь появились в наших данных».

Вскоре после весеннего восхода солнца, солнечная радиация, поражающая поверхность Марса, нагревает достаточно лед CO2, лежащий в верхнем слое, чтобы заставить его испаряться. Однако водяной лед сублимируется только при более высоких температурах, поэтому постепенно образуется слой мелкозернистого водяного льда, под которым по-прежнему скрывается замерзший диоксид углерода.

«Слой, толщиной всего лишь 2 десятых миллиметра, достаточен, чтобы полностью скрыть лед CO2. Также немного воды, которая была выпарена в более низких, более теплых, марсианских широтах, конденсируется, поскольку она перемещается к северу и может быть заморожена поверх льда CO2», — сказал Аппере.

Вторая область, проанализированная командой, расположена в спиральном регионе Северной постоянной шапки. Подобная ситуация наблюдалась и там, но лед СО2 вновь очень быстро появлялся здесь после своего начального исчезновения.

«Эта игра в прятки не имела большого значения для нас. Не было ни достаточно холодной погоды для льда CO2, чтобы вновь конденсировать, ни достаточно теплой для водяного льда, чтобы сублимировать», — говорит Шмитт.

«Мы пришли к заключению, что так или иначе слой льда был удален», — сказал Аппере. «Топография Северной постоянной марсианской шапки является вполне подходящей, чтобы повлечь за собой формирование сильных катабатических ветров».

Другой ученый, доктор Эмерик Спига использовал модель, чтобы моделировать эти ветры, и ему удалось действительно подтвердить внезапные новые появления льда CO2 там, где сильный порыв катабатических ветров.

Это только первый шаг в выяснении того, как полярная шапка исчезает и вновь появляется на Марсе.

«Чтобы расшифровать сегодняшние и прошлые водные циклы на Марсе и улучшить наши погодные модели относительно планеты, нужно иметь хорошее понимание сезонной ледяной динамики залежей, как они изменяются в пространстве и времени», — сказал Шмитт. [6]

Противостояния Марса.

Примерно каждые два года Земля и Марс, двигаясь по своим орбитам, сближаются друг с другом (точнее – в среднем через 780 суток). Эти события называют «противостояниями», поскольку Марс в это время располагается на небосводе в точке, диаметрально противоположной Солнцу, т.е, с точки зрения земного наблюдателя, он противостоит Солнцу. Астрономы ждут этих моментов: в период противостояния, длящийся 2–3 месяца, Марс близок к Земле и его поверхность удобнее всего изучать в телескоп. Если бы орбиты Земли и Марса были круговыми и лежали строго в одной плоскости, то противостояния происходили бы строго периодически (между ними бы проходило чуть больше двух лет) и Марс приближался бы к Земле всегда на одно и то же расстояние. Однако это не так. Хотя плоскости орбит планет достаточно близки и орбита Земли почти круговая, но эксцентриситет марсианской орбиты достаточно велик. Поскольку интервал между противостояниями не совпадает ни с земным, ни с марсианским годом, то максимальное сближение планет происходит в разных точках их орбит. Если противостояние случается вблизи афелия орбиты Марса (это приходится на зиму в северном полушарии Земли), то расстояние между планетами

оказывается достаточно велико - около 100 млн. км.

Противостояния вблизи перигелия марсианской орбиты (которые происходят в конце лета) гораздо более тесные. Если Марс и Земля сближаются на расстояние меньшее 60 млн. км, то подобные противостояния называют великими. Они случаются каждые 15 или 17 лет и всегда использовались астрономами для интенсивных наблюдений планеты. Исключительный интерес представляет противостояние 2003 года – не просто великое, а величайшее: столь близко Марс не подходил к Земле ни разу за всю историю астрономических наблюдений. Правда, почти столь же близкие противостояния Марса наблюдались в 1640, 1766, 1845 и 1924 годах (в 1924 расстояние до Марса было всего на 1900 км больше, чем в 2003). Из этого следует, что «почти величайшие» противостояния происходят примерно раз в 80 лет, т.е. всего однажды на протяжении сознательной жизни человека.

Рис.9 Иллюстрирует Великое противостояние.

Максимальное сближение Земли с Марсом до расстояния в 55 758 006 км произошло 27 августа в 10 часов по всемирному времени (в 14 часов по московскому времени). В период противостояния 2003г. диаметр диска Марса превышает 20'' в течение 11 недель с 19 июля по 4 октября; столь длительного наблюдательного окна» у нынешнего поколения астрономов еще не было. В конце августа видимый диаметр диска превысил 25'', поэтому при наблюдении даже в простой школьный телескоп с 75-кратным увеличением Марс выглядел как Луна для невооруженного глаза.      Земля проходит ближайшую к перигелию орбиты Марса точку всегда в одно и то же время года - примерно 28 августа (примерно из-за того, что земной год не кратен суткам, поэтому дата прохождения этой точки меняется от года к году в пределах суток). Чем ближе к перигелию орбиты Марса оказываются планеты в противостоянии, тем сильнее они сближаются и тем более великим будет противостояние. После начала космических исследований Марса великие противостояния потеряли свою научную уникальность. [7]

Самым знаменитым среди великих противостояний Марса по праву считают случившееся в начале сентября 1877. Именно тогда американский астроном Асаф Холл открыл два единственные спутника Марса – Фобос и Деймос. И тогда же итальянский астроном Джованни Скиапарелли  открыл знаменитые марсианские «каналы». Называя темные пятна на Марсе морями и заливами, а соединяющие их линии – каналами, Скиапарелли просто следовал астрономической традиции, хорошо понимая, что Марс, скорее всего, – сухая планета. И он оказался прав: сегодня поэтическое название Марса – красная планета – вытесняется менее поэтическим – пустынная планета. Но после открытия Скиапарелли некоторые энтузиасты восприняли итальянское слово canali всерьез и даже полагали, что это искусственные сооружения, созданные разумными марсианами для орошения полей. Это предположение ученых вызвало большой резонанс в обществе и на многие годы сделало Марс самой популярной планетой. [8]

Интернет-ресурсы

[1] http://www.sai.msu.su/ng/solar/mars/main.htm

[2] http://ru.wikipedia.org/wiki/%CC%E0%F0%F1

[3] http://galspace.spb.ru/index152.html

[4] http://www.bestreferat.ru/referat-33161.html

[5] http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D1%83%D1%82%D0%BD%D0%B8%D0%BA%D0%B8_%D0%9C%D0%B0%D1%80%D1%81%D0%B0

[6] http://starmission.ru/blog/mars/228.html

[7] http://astro.websib.ru/sprav/protiv

[8] http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/VELIKIE_PROTIVOSTOYANIYA_MARSA.html?page=0,1