Mars

Mars – czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa.

Siła ciężkości: 3,711 m/s²

Długość dnia: 1d 0g 40m

Masa: 6,39E23 kg (0,107 M⊕)

Promień: 3 390 km

Odległość od Słońca: 227 900 000 km

Księżyce: Fobos, Deimos

Budowa Planety:

Czwartą ostatnią planetą ziemską jest Mars, zwany również Czerwoną Planetą. Jego orbita o mimośrodzie równym 0,09 jest nieco bardziej eliptyczna od orbity Ziemi. Średnia odległość Marsa od Słońca wynosi 228 mln km. Czerwoną barwę planeta zawdzięcza głównie wysokiemu udziałowi w skorupie tlenków żelaza. Mars ma, oprócz Ziemi, najbardziej zróżnicowaną strukturę powierzchni wśród planet Układu Słonecznego. Ponad częściowo bardziej starą, pokrytą kraterami powierzchnią wznoszą się góry mające do 24 km wysokości, a równiny przecinają kaniony długości 4000 km i głębokości 7 km. Znaleziono poza tym ślady dawnych i współczesnych procesów erozyjnych. Atmosfera Marsa jest jednak w porównaniu z ziemską niezwykle rzadka. Jej ciśnienie na powierzchni Czerwonej Planety nie przekracza 1% ciśnie nia atmosferycznego Ziemi na poziomie morza. Marsjańska atmosfera składa się w 95% z dwutlenku węgla; reszta to azot, argon oraz śladowe ilości tlenu i pary wodnej. Średnia temperatura na Marsie wynosi około -55°C. W ziemie spada mniej więcej do -130°C, natomiast latem osiąga na stronie dziennej 27°.


W 1976 roku amerykańska sonda kosmiczna Viking przesłała na Ziemię zdjęcia, na których wykryto formacje wyglądające jak linie dawnych morskich wybrzeży. Niektórzy planetolodzy uznali je za dowód istnienia niegdyś na Marsie mórz. Próbnik marsjański Global Surveyor dostarczył-dzięki dużej zdolności rozdzielczej swej aparatury-zdumiewających obrazów powierzchni Marsa. Niekiedy dostrzegano na nich małe, jak gdyby wyschnięte strumienie, to znów tarasowe struktury, jakie powstają, gdy na dnie morskim odkładają się osady. Wszystkie te obserwacje pozwalają przypuszczać, że niegdyś na Marsie mogła istnieć woda w stanie ciekłym. 

Mars jest znacznie mniejszy od Ziemi pod względem rozmiarów (53%) i masy (10,7%) krąży wokół Słońca po znacznie mimośrodowej orbicie eliptycznej w średniej odległości niespełna 228 mln km w okresie 687 dni słonecznych ziemskich, czyli 670 dni marsjańskich. Oś planety wskazuje północnym biegunem w sąsiedztwie gwiazd Deneb w gwiazdozbiorze Łabędzia; gwiazda ta jest dla Marsa gwiazdą Polarną. Nachylenie równika planety do płaszczyzny jej orbity jest nieco większe niż w przypadku Ziemi i wynosi około 25°. Wynikiem tego nachylenia są pory roku o bardzo zróżnicowanych długościach (w dniach marsjańskich). Niejednakowe długości pór roku wynikają z dużego mimośrodu orbity. Dla poszczególnych pór roku otrzymujemy (półkula północna): wiosna-194 dnia, lato-177 dni, jesień-142 dni, zima-156 dni. Oś Marsa wykonuje również ruch precesyjny, ale w tempie około 7 razy powolniejszym niż oś ziemska. Okres precesji osi Marsa wynosi około 183 000 lat.

Albedo powierzchni Marsa wynosi 0,15. Jej kolor jest rdzawo-czerwony. Mars ma bardzo rzadką i przejrzystą atmosferę. Ciśnienie przy powierzchni waha się od 1 do 9 hPa, zależnie od wysokości terenu, która waha się w granicach około 10 km. Podobnie jak atmosfera Wenus, atmosfera Marsa jest złożona prawie całkowicie z dwutlenku węgla. Tlenek węgla CO i dwuatomowy tlen O2 występują w ilościach po około 0,1%. ilość pary wodnej w atmosferze Marsa jest około 100 razy mniejsza, niż w atmosferze ziemskiej.

Wyraźnie jednak udaje się obserwować, nawet przy naziemnych obserwacjach teleskopowych, kondensacje pary wodnej w postaci tzw. białych i błękitnych obłoków w atmosferze Marsa. Udało się także niejednokrotnie zauważyć pociemnienie gruntu, jakby pod wpływem opadu. Wyraźnym dowodem opadów atmosferycznych są białe tzw. czapki biegunowe Marsa (specjalnie okazałą południowa), które topnieją w miarę trwania polarnego lata. W atmosferze Marsa widać za pomocą teleskopów z Ziemi również tzw. żółte obłoki. Są to chmury pyłu wzniecane przez gwałtowne wichry, dochodzące do 80 m/s. Burze pyłowo-piaskowe występują na Marsie niedługo po jego przejściu przez peryhelium. Świadczy to o dużej roli insolacji w cyrkulacji atmosferycznej planety. Burze takie ogarniają w ciągu kilku tygodni obszary porównywalne z całą półkulą. Sięgają prawdopodobnie do wyższych warstw troposfery.

Warstwę jonosferyczną stwierdzono na wysokości około 140 km. Pole magnetyczne Marsa jest bardzo słabe. Jego natężenie zostało ocenione poniżej 0,001 Oe. Magnetosfery i pasów radiacyjnych nie stwierdzono. Mars ma dwa małe naturalne księżyce obiegające go blisko. Większy z nich Phobos ma rozmiary 21 × 26 km, Deimos ma średnicę 13 km.

Wyraźnie porawiła się znajomość topografii Marsa dzięki obrazom telewizyjnym przekazanym na Ziemię przez sondy typu Mariner (nr 4, 6, 7 i 9). Obserwacje teleskopowe prowadzone z Ziemi umożliwiają rozróżnienie obiektów przekraczających 50 km.

Na zdjęciach wykonanych przez sony Mariner widać obiekty rzędu ułamków kilometra. Na biegunie południowym zaznacza się bardzo wyraźnie śniegowa czapka. Po stronie dziennej rysują się liczne kratery różnych kształtów i rozmiarów oraz twory liniowe i obszary o różnym zabarwieniu. Dwa kratery mają wygląd odcisku olbrzymiego buta. Południowa część obszaru pokryta jest przez czapkę polarną.

Położona na obszarze Mare Erythraeum meandrująca dolina długości około 400 km i szerokości około 5km przypomina koryta rzeczne na Ziemi. Nie wyklucza się, że w pewnych okresach woda mogła występować na Marsie w większej ilości i to w stanie płynnym. Dziś można przypuszczać jedynie jej istnienie w warstwie wiecznej zmarzliny. Ogromna rozpadlina w płycie Tithonius Lacus powstała w wyniku uskoku tektonicznego, a kraterki ułożone równolegle do rozpadliny mają prawdopodobnie charakter wulkaniczny. Ich działalność była czynnikiem modelującym dzisiejszy wygląd rozpadliny. Teren został zakwalifikowany jako geologicznie młody.

Blisko południowego bieguna Marsa jest owalny płaskowyż. Przypuszczalnie ciemne i jasne kontury uwidaczniają warstwową budowę pokładów pyłu i popiołu wulkanicznego zawierającego prawdopodobnie również zestalony dwutlenek węgla i zwykły lód H2O. U dołu tego obszaru o szerokości około 51 km widać starszy, nie uwarstwiony pokład głęboko zryty licznymi rowami i dołami.

godny uwagi jest również obraz ławicy zimowych chmur ponad terenem w pobliżu Mare Acidalium na północnej półkuli Marsa. Widać tu oszroniony brzeg krateru o średnicy około 90m, najwyraźniej przepływ: powietrza nad brzegiem krateru wytwarza faliste obłoki, które rozchodzą się na setki i więcej kilometrów, podobnie jak chmury po zawietrznej stronie gór ziemskich.


Na podstawie zdjęć wykonanych przez sondy Mariner, a szczególnie przez Mariner 9 opracowano szereg map Marsa. Ogólny przegląd zdjęć wykonanych przez te dondy prowadzi do wniosku, że na Marsie spotykamy kraterowe formy uderzeniowe, wulkaniczne, tektoniczne i erozyjne. Można wyróżnić pola kraterowe, tereny o budowie chaotycznej i gładkie tereny pozbawione jakichkolwiek struktur powierzchniowych. Temperatura na powierzchni Marsa zależy od pory dnia i od szerokości areograficznej. W punkcie pod słonecznym temperatura jest zwykle bliska 0°C, czasem przekracza zero o kilka stopni. Nad ranem grunt ma tylko od -40 do -50°C. Lokalnie stwierdza się różnice temperatury gruntu, niezależnie od oświetlenia przez Słońce. Do Marsa dociera strumień ciepła słonecznego o natężeniu średnio 584 W m-2, tj 2,3 razy słabszy niż odbierany na Ziemi. Kwestia życia na Marsie jest jeszcze otwarta. Nie wyklucza się możliwości istnienia prymitywnych i odpornych na trudne warunki form biologicznych.

"MARS, Czerwona Planeta" - VIDEO 

Grzegorz S.