Marsas
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 220-25 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 vvidurdienį 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 nnuo 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 aapie 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 sskersmuo – 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, RRaudonoji 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 vvandens.
