Марс

Марс Ми зупинимось на сучасному стан наших знань про Марс, користуючись, Матералами нарад Робочо групи по вивченню ц планети в СРСР, що вдбулися в червн 1964 року в мст Кив та в квтн 1965 року в Кримськй астрономчнй обсерватор. За сприятливих атмосферних умов у перод зближення Земл Марса на його видимй поверхн можна побачити групу темних плям марсанськ моря, розмщених переважно
в пвденнй пвкул планети. Моря приблизно у два рази темнш, нж загальний фон марсанськ пустел. При взуальних спостереженнях Марс ма вигляд рожевого диска. Вчен вдмчали, що марсанськ моря мають зеленуватий вдтнок, але дальш фотометричн спостереження показали, що ц кольоров вдмнност невелик пояснюються головним чином впливом марсансько атмосфери, а це в свою чергу приводить до вирвнювання вдбивно здатност морв материкв
Марса фолетових променях. Через вплив марсансько атмосфери ми не знамо, який же насправд колр марсансько поверхн. Як правило, спостергач добре бачить бл плями в полярних областях Марса, так зван полярн шапки. Полярн шапки спостергаються не завжди, все залежить вд того, в який час марсанського року проводять спостереження. Полярн шапки велик бл тльки в зимовий для дано пвкул Марса перод. З наближенням марсанського лта колр полярних шапок змнються, вони зменшуються за розмрами,
а нколи зникають зовсм. Через те, що Марс ма атмосферу, його вигляд стотно залежить вд того в яких променях ведуться спостереження. Якщо в червоних променях на Марс видно свтл материки, моря полярн шапки, то в фолетових ц детал поверхн зникають, замсть них бачимо свтл утворення хмарового походження. Крм згаданих атмосферних утворень, розмщених над полярними длянками, подбн хмари можна побачити на схдному захдному краях диска Марса. Ц хмари являть собою скупчення тих же частинок, з яких складаються полярн хмари з являються вони на ранковому вечрньому краях, як паморозь, що спостергаться на Земл при низьких температурах. На нчнй пвкул Марса, де панують сильн морози, подбн хмари займають бльший простр. Трапляються пероди, коли в синх променях крм полярних шапок на Марс не видно жодно хмари наприклад, 1956р. Пд час великого протистояння.
Причина цього поляга, у змн температурного режиму марсансько атмосфери, що в свою чергу, пов язана з сезонними коливаннями температури на планет. Марсанськ канали Марсанськ канали не мають нчого спльного з штучними спорудженнями, звичайними для нас, мешканцв Земл. Що ж до каналв як природних утворень, то слд мати на уваз таке. За допомогою найбльш потужних сучасних телескопв можна помтити на
Марс смужку 50-70 км завширшки. За останнй час було висунуто ряд гпотез про походження марсанських каналв. В одному варант це розломи трщини в марсанськй кор, в другому пщан дюни. Свтл темн плями Ми вже говорили про те, що видима поверхня Марса ма насичене рожеве забарвлення, але колр само поверхн планети визначити досить важко. Щодо цього снують дв точки зору. Перша з них припуска, що вплив розрджено атмосфери
Марса на колр планети дуже малий. В цьому випадку поверхню Марса за кольором можна порвняти з червоними псковиками, що зустрчаються на Земл. Численн фотометричн та поляризацйн спостереження показують, що матерал, який покрива поверхн Марса, повинен бути дуже здрбнений. В усякому раз бльша частина поверхн повинна бути покрита дрбним порошком, який завдяки втрам протягом довгого часу у величезнй клькост плава в розрдженй атмосфер, добре
видн з Земл пилов хмари. Це пдтверджу закон вдбивання свтла вд поверхн Марса, який свдчить про те, що вона досить рвною. Серед природних ландшафтв на Земл так поверхн майже не зустрчаються. Згдно з другою точкою зору видимий колр Марса визначаться його атмосферою , отже тверда поверхня не рожева, а скорше бла. Вплив атмосфери, що веде до почервонння планети, матиме мсце тльки в тому випадку, коли марсанськ атмосфер надати в основному поглинаючих властивостей, принаймн, в фолетових променях. Вдзначимо лише, що першо з них дотримуться бльшсть дослдникв Марса, бо вона побудована на бльш природних припущеннях. Видимий колр Марса визначаться в основному кольором його поверхн, спробумо вказати мнерал, наявнсть якого на Марс найбльш моврна. За спектральною вдбивною здатнстю поверхня
Марса подбна до лимонту. Цей мнерал в порошкоподбному вигляд може легко пднматись повтряними течями, утворюючи жовтого кольору, як часто спостергаються на Марс. Така ржа могла утворитися в результат тривалого окислення поверхневих порд Марса, що мстять залзо. Можливо, саме тому атмосфера Марса повнстю позбулася кисню. За останнй час вдалось провести порвняння лимонту з поверхнею
Марса. За вдбивними властивостями в нфрачервонй длянц спектра до 4 мк. Це зробив московський астроном В Мороз. Очевидно таке порвняння найбльш обрунтованим, бо в нфрачервоному свтл атмосфера Марса не впливатиме на загальний хд криво розподлу енерг в спектр, на цей раз ми мамо пдстави вважати, що спостергамо безпосередньо поверхню планети. Одержаний В. Морозом результат разючий збг графкв для лимонту поверхн
Марсу. Щодо марсанських морв, то оскльки х колр порвняно з кольором марсанських пустель дещо менш насичений, вкриваючи х речовина також може бути зв язана з лимонтом, але його процентний вмст як забарвлюючого пгменту в деякому вдносно темному основному матерал повинен тут бути меншим. У зв язку з спостережуваними коливаннями кольору яскравост марсанських морв за сезонним ритмом на планет можна припускати, що ц райони поверхн марса вкрит острвцями бдно марсансько рослинност.
Численн фотометричн вимрювання окремих темних областей Марса, виконан в 1954 1956 рр. у Харков, показали, що закон вдбивання свтла для морв дещо вдмнний вд закону для пустель. Атмосферний тиск Вже ранн визначення оптично товщини марсансько атмосфери показали, що вона за свою загальною щльнстю значно вдрзняться вд атмосфери Земл. Для атмосфери Земл середн значення оптично товщини в видимй длянц спектра дорвню 0,30. Деклька астрономв Н.М.Ситинська, В.В Шаронов, М.П. Барабашов та н. В рзний час дйшли висновку вдносно значення оптично товщини атмосфери Марса. Вона виявилась рвною в середньому 0,06 для 5000 , що вдповда атмосферному тиску бля поверхн Марса 60 мм рт. ст До останнього часу ця цифра залишилась загальноприйнятою в дискус про можливсть снування на Марс живих органзмв бла одню з основних величин, що характеризують так неприваблив умови на нашому
рожевому сусд. Отже, тиск бля поверхн Марса не перевищу 15 мм рт. ст. Хмчний та аерозольний склад атмосфери Дослдження хмчного складу атмосфери Марса показали, що кисень в нй становить, близько 0, 1 , вуглекислий газ 2,2 загального об му. нших газв, як можна було б виявити шляхом спостереження з поверхн Земл, в атмосфер Марса не знайдено. При вивченн хмчного складу атмосфери планети ми завжди виходимо
з припущення про первсний склад газово хмари, з яко потм утворилися планети. Хмчний склад ц хмари повинен вдповдати поширеност хмчних елементв у космчному простор. Через те, що швидксть звтрювання на Марс дорвню 5,1 кмсек, тобто приблизно вдвч менша, нж на Земл, можна твердити, що легк гази, так, як водень, гелй деяк нш, утриматись в атмосфер Марса не здатн повинн зникнути. Насправд з кнетично теор газу виплива, що, коли вк
Марса такий же, як Земл 4,5 млрд. Рокв, то в його атмосфер могли утриматись тльки т гази, для яких швидксть теплового руху не перевищу 1 кмсек. Температура атмосфери Марса становить близько – 70С. При такй температур вс гази, у яких молекулярна вага менша за 6, не могли утриматись в його атмосфер. Атмосфера Марса повинна складатися переважно з важких, хмчно нейтральних газв, таких, як азот, аргон тощо. Отже, тиск бля поверхн Марса не перевищу 15 мм рт. ст. Хмчний та аерозольний склад атмосфери Дослдження хмчного складу атмосфери Марса показали, що кисень в нй становить, моврно, близько 0,1 , вуглекислий газ 2,2 загального обму. нших газв, як можна було б виявити шляхом спостережень з поверхн Земл, в атмосфер Марса не знайдено. При вивченн хмчного складу атмосфери планети ми завжди виходимо з припущення про первсний склад газово хмари, з яко потм утворились планети.
Хмчний склад ц хмари повинен вдповдати поширеност хмчних елементв у космчному простор. Через те що швидксть звтрювання на Марс дорвню 5,1 кмсек, тобто приблизно вдвч менша, нж на Земл, можна твердити, що легк гази, так, як водень, гелй деяк нш, утриматись в атмосфер Марса не здатн повинн зникнути. Насправд з кнетично теор, газу виплива, що, коли вк Марса такий же, як Земл 4,5 млрд. рокв, в його атмосфер могли утриматись тльки т гази, для яких швидксть
теплового руху не перевищу 1 кмсек. Температура атмосфери Марса становить близько 70 С. При такй температур вс гази, у яких молекулярна вага менша за 6, не могли утриматись в його атмосфер. Атмосфера Марса повинна складатися переважно з важких, хмчно нейтральних газв, таких, як азот, аргон тощо. Знаючи хмчний склад температуру атмосфери, можна пдрахувати, як змнються атмосферний тиск з висотою. Обчислення показують, що на кожний клометр атмосферний тиск на
Марс зменшуться швидше, нж на Земл, майже вдвч. Це означа, що на висот близько 30 км вд поверхн Земл атмосферний тиск такий же, як бля поверхн Марса, а на бльших висотах перевищу земний тиск. Те ж саме можна сказати про змни щльност марсансько атмосфери з висотою. На висот близько 40 км значення щльност атмосфери Марса Земл зрвнюються. Можливо, що метеорн явища, або так зван падаюч зрки, в атмосфер Марса спостергаються на висотах трохи бльших, нж в атмосфер Земл. пдстава вважати, що, як земна, атмосфера Марса ма тропосферу, стратосферу оносферу. В атмосфер Земл поглинання сонячного випромнювання вдбуваться, зокрема, завдяки наявност водяно пари. На Марс цю роль деякою мрою може вдгравати вуглекислий газ. В атмосфер Марса вуглекислого газу 10 15 разв бльше, нж в атмосфер
Земл, а температура верхнх шарв марсансько атмосфери бльш низька, бо при тепловому випромнюванн СО атмосфера повинна охолоджуватись. Завдяки наявност в атмосфер Марса згадано клькост СО та його спроможност поглинати сонячне випромнювання змни температури з висотою, мабуть мають такий самий характер, як в атмосфер Земл. В атмосфер Марса температура спочатку повинна рзко знижуватись, потм це зниження уповльнються , нарешт,
па якомусь вдрзку висот температура залишаться сталою. Отже, Марс як Земля, повинен мати стратосферу. Нижня межа розташован на висот приблизно 10 15 км над поверхнею. На пдстав теоретичних припущень встановлено, що температура стратосфери дорвню близько – 100С, коли вважати, що температура атмосфери поблизу поверхн була на 50 С нижча вд температури само поверхн. Питання про природу частинок, що утворюють фолетов хмари, тсно
пов язане з температурою тропопаузи. Отже, наймоврншим поясненням фолетових хмар, а також фолетового шару з точки зору теор припущення про скупчення кристаликв льоду даметром близько 0,3 мк. Так частинки ми часто спостергамо на Земл в морозну погоду, коли вони утворюють так звану морозну млу. Вперше хмари такого типу спостергали на Марс ще на початку XX ст. але лише за останнй час дйшли бльш-менш конкретного висновку щодо природи розмру частинок, як утворюють ц хмари. Думка про те, жовт хмари складаються з частинок пилу, пднятих втром на велику висоту клька клометрв, виникла давно. В 956 р. пд час великого протистояння Марс пилов бур шторми на ньому досягли величезних, масштабв. Невеличка жовта хмара, що зявилась на Марс наприкнц серпня, згодом виросла в суцльне покривало, яке помтно зменшило поверхнев контрасти, червоних променях.
Вся пвденна пвкуля, планети, а потм полярна шапка па тривалий час позбулись свого звичайного вигляду спостергач побачили лише однордну кулю. На закнчення зауважимо, що постачальником пилу в атмосферу Марса не лише порошок, здутий втром марсанських пустель, але також речовина метеорного походження, що безперервно надходить в атмосферу зовн з космчного простору. Вода на Марс На основ спектрофотометричних спостережень
Марс не можна було виявити в його атмосфер бодай незначних слдв водяно пари. Астрономи лише дйшли висновку про те, що густина водяно пари в марсанськй атмосфер не перевищу 0,1 гсм3 близько 1 густини водяно пари в атмосфер Земл. Перш за все, танення полярних шапок давно наштовхувало на думку, що, полярн райони Марса вкрит снгом. Принаймн визначен температури полярних шапок 100С геть вдкидають гпотезу про вуглекислий
склад цих утворень. Адже при такй температур на Марс СО не може затвердти. Виходячи з швидкост зменшення полярних шапок 15 20 км за добу пд час марсансько весни в певнй пвкул беручи до уваги те, що Марс одержу вд Сонця в 2,3 раза менше тепла, нж Земля, ми повинн зробити висновок про незначну товщину снжного шару на Марс клька, сантиметрв. На початку весни в тй чи ншй пвкул
Марса полярна шапка займа площу близько 30 млн. км2. В цей перод на протилежнй пвкул шапка ма мнмальний розмр. Деяка кльксть кристаликв замерзло води в цей час знаходиться в атмосфер планети. Коли врахувати вс ц запаси, то виявляться, що загальний обм води на Марс становить близько 1000 куб. км. Температура кипння води, в умовах низького атмосферного тиску на Марс, не перевищу 20 30С. Обчислення клькост води в атмосфер Марса показали, що наш рожевий сусда дуже .бдний на атмосферну вологу близько 10 мк рвномрно розподлено по всй поверхн, водяно плвки. Спостереження показали що, кльксть води в атмосфер Марса екввалентн 40 мк води. Лто зима на планет Кут нахилу ос обертання Марса до площин орбти, становить 6405, а тому на Марс, як на
Земл, вдбуваються змни пр року. Але, оскльки марсанський рк майже вдвч довший, нж земний 686,98 земних дб, то й сезони там тривають надзвичайно довго. В лтнй для пвнчно пвкул Земл перод в липн наша планета найбльше вддалена вд Сонця 152 млн. км, а в зимовий счень найменше 147 млн. км. Рзниця 4 млн. км незначна, а тому лто в пвнчнй та пвденнй пвкулях майже однаково тепле.
Для Марса ж ця рзниця становить 43 млн. км, а тому нтенсивнсть сонячного опромнювання планети змнються майже в 1,5 раза. Через це клмат у пвнчнй та пвденнй пвкулях Марса помтно вдрзняться. Лто пвденно пвкул жаркше за лто пвнчно, а зима пвнчно пвкул теплша, нж зима пвденно. В мру танення полярно шапки поступово темншають марсанськ моря. Причому швидксть поширення хвил потемнння виявилась досить великою.
Деяку схожсть з марсанським спектром, мають лист лле Agapanthus та кактус. На думку експериментаторв, ц рослини заслуговують на особливу увагу ще й з ншого боку. Виявилось, що ц екземпляри мають захисну оболонку, що перешкоджа випаровуванню вологи. Така захисна мембрана може бути стотним фактором для марсансько рослинност, коли прийняти до уваги особливост болог Марса. У питанн про життя на Марс з давнх часв велику роль вдводили марсанським каналам.
За останнй час астрономи, користуючись потужними, телескопам довели, що ц утворення дйсно снують на поверхн Марса у великй клькост ширина х досяга багатьох десяткв клометрв. Нчого ншого, крм х обктивного снування, про канали ми не знамо. Проблему канал можна розвязати лише шляхом фотографування поверхн Марса за допомогою космчних ракет з невелико вдстан. Насамперед згадаймо про вдом всьому свтов дослдження, що х протягом клькох рокв виконував видатний радянський астрофзик засновник так звано астроботанки Г. Л. Тихов. Вчений був упевнений, що темн длянки марсансько поверхн так зван моря вкрит рослиннстю , виходячи з цього, прагнув до наукового пояснення того спостережуваного факту, що моря Марса в спектр вдбитого ними сонячного свтла не дають особливостей, характерних для земних рослин вдсутнсть
смуг поглинання хлорофлу в червонй длянц спектра, значне загальне вбирання нфрачервоно радац. Марс зблизька В листопад 1962 та 1964 рр. радянськ космчн апарати Марс-1 та Зонд-2 полетли назустрч загадц, посилаючи на Землю з величезних далей ледве чутн радосигнали. 28 листопада 1964 р. з мису Кеннед в бк Марса стартувала американська космчна станця
Марнер-4. Псля 7,5 мсяця перебування в погон за Марсом, подолавши вдстань близько 550 млн. км, станця пролетла на вдстан близько 10 тис. км вд поверхн Марса сфотографувала з рзних положень поверхню нашого загадкового рожевого сусда. Рис. 1. Одна з фотографй Марса, одержаних Марнером-4 з вдстан 12,5 тис. км розмри нижнього кратера злва близько 12 мк. Майже за З0 хв. Марнер-4 одержав 22 фотознмки окремих длянок марсансько поверхн рис,
1, починаючи з вдстан близько 17000 км вд поверхн планети. 14 липня 1965р. фотографування Марса було закнчено, потм кожний знмок протягом 8,5 год передавався на Землю. За 10 днв роботу по передач всх фотознмкв Марса з борту станц Марнер-4 було закнчено, Великий кратер внизу ма даметр понад 30 км. Марнер-4 сфотографував близько 1 поверхн Марса, на всх фотознмках разом налчуться понад 70 кратерв
рзних розмрв вд 6 до 200 км. Марсанськ кратери, як мсячн, мають вали висотою до 100 м та глибину в клька сот метрв. Зовншн схили залв мають середнй нахил по вдношенню до горизонтально площини близько 10. Отже, наявнсть на поверхн Марса величезно клькост кратерв значних розмрв одню з особливостей ц планети, що вдрзня вд нашо Земл. Марс, що дуже ненадйно одягнений в розрджену атмосферну оболонку, протягом вкв мандру навколо Сонця саме там, де кльксть астеродв значно бльша, нж поблизу орбти Земл. Мж орбтами Марса та Юптера спостергаться пдвищена скупченсть астеродв. Рк тому американський астроном Уппл вказував на те, що поверхня Марса завдяки його близькост до поясу астеродв повинна бути вкрита вибонами метеоритного походження. Отже, Марнер-4 пдтвердив це припущення вченого. Слд зауважити, що значна кльксть великих кратерв на Марс свдчить про х давн утворення. Адже вони виникли як результат зткнення з
Марсом космчних тл великих розмрв, а це, як вдомо, явище досить рдксне, навть незважаючи на близьксть поясу астеродв. Вк кратерв, мабуть, близький до 2 3 млрд. рокв. Отже, зробити висновок, що атмосфера Марса ранше не була набагато щльншою, нж зараз. Крм того, на Марс, можливо, не було клькост води, достатньо для утворення струмкв, бо в противному раз давно утворен кратери повинн були б зруйнуватись.
Все це наводить на думку, що протягом дуже й дуже тривалого часу на Марс не було умов, сприятливих для виникнення життя. Атмосферний тиск, що за останнй час визначали в 10 20 мм рт. ст за вимрюванням Марнера-4 зменшився вдвч. все ж остаточно вважати Мар мертвим ми не мамо досить пдстав.