Какой у марса диаметр: цвет, расстояние от Солнца, ближайшие планеты – Статьи на сайте Четыре глаза

Радиус, диаметр, объем Марса и другие физические характеристики

Хотите поближе познакомиться с Марсом и его физическими характеристиками?
Чтобы было удобнее анализировать разницу между планетами, все общие параметры, особенности и основные характеристики будут представлены в сравнении с Землей.

Физические характеристики Марса

Марс во многом похож на Землю, но по размеру и гравитационному притяжению, он сильно отличается. Благодаря всем накопленным знаниям, можно с уверенностью сказать, что он намного меньше, чем Земля, его масса также значительно уступает земной. Она составляет 0, 107 от массы Земли, а ее гравитация примерно на 62 процента меньше. Поэтому там Вы почувствуете себя в три раза легче, чем на Земле.

Марсианский день немного длиннее, чем день на Земле. 24 часа и 40 минут требуется, для совершения полный оборот вокруг своей оси. Угол наклона оси вращения у обеих планет приблизительно равен. У Земли он составляет 23,26 градуса, а у Марса 25,2 градусов. Такой наклон провоцирует смену времен года. Марсианский промежуток год также дольше, чем земной. Это потому, что требуется 687 дней, чтобы завершить один оборот вокруг Солнца, в отличие от 365,25-дневного года Земли.

Масса Марса составляет 6,4169 X 10 23 кг. Это в десять раз меньше массы Земли. В нашей Солнечной системе это вторая по массе планета в солнечной системе. Его объем составляет 1,63116 X 10 11 км 3. Объем Марса равен 15% от земного. Если представить Землю в виде полого шара то он мог бы уместить 6,7 планет подобных Марсу.

Более низкая плотность Марса делает его примерно на 10% столь же массивной, как Земля. Фактически, по плотности он, ближе к плотности Земли, чем к трем другим внутренним планетам. Его средняя плотность примерно в четыре раза больше, чем у воды.

Географические размеры Марса

Марс – вторая самая маленькая планета в Солнечной системе, после Меркурия, и первая по степени изученности после Земли.

Размер Марса сложно выразить в одном числе. Ученые рассматривают и оценивают планеты с разных сторон, учитывая различные факторы. Первые размеры Марса были произведены Галилео Галилеем в 1610 году, еще до изобретения телескопа. В наши дни, когда на помощь приходят последние технологии получить такую информацию о любой планете Солнечной системы (а иногда и за ее пределами) не составляет особого труда.

Радиус Марса равен 3 389,5 км. Его окружность составляет 21 344 км. Для сравнения, Марс имеет 53% диаметра Земли. Его диаметр на экваторе составляет 6 792 километра, в то время как диаметр Земли – 12 756 километров. Получается, что Марс лишь немногим более половины размера Земли. Если измерить диаметр от полюса до полюса, то можно заметить, что обе планеты не являются идеальной сферой, а имеют сплюснутую у полюсов форму. Так диаметр Марса между полюсов – 6 752 километра, а Земли – 12 720 километров. Это небольшое уплощение объясняется тем, что планеты вращаются вокруг своей оси.

По площади Марс занимает 38% площади поверхности Земли. Это кажется небольшой площадью, но это сопоставимо с территорией, которую занимает вся суша на Земле.
Ученые полагают, что Марс был более крупной планетой? когда Солнечная система только образовалась. Но под внешним воздействием он был выброшен за пределы своей прежней орбиты, потерял часть своей массы и магнитное поле.

Как вы можете видеть, размер Марса не является основной характеристикой этой планеты, которая может дать ответы на многие вопросы. И это хороший стимул для дальнейшей усиленной работы в этом направлении. Багаж знаний о красной планете, который мы накопили за долгое время, вызывают немалый интерес не только научного сообщества, но и простых жителей нашей планеты. Наука и исследования позволяют нам взглянуть на реальную планету, оценить ее небольшой размер, по отношению к другим планетам Солнечной системы, ее суровый климат и скалистый безжизненный рельеф.

Пригодилась информация? Плюсани в социалки!

• Марсианский песок и грунт Марса
• Гипотезы и факты существования воды на Марсе
• Погодные, климатические условия Марса: атмосферные осадки и пыльные бури

Марс — красная планета

Содержание страницы:

• Атмосфера
• Поверхность
• Строение планеты.
• Спутники Марса
  • Фобос
  • Деймос
• Особенности красной планеты
• Жизнь на Марсе
• Исследования Марса
• «Загадки»

Марс —  четвертая по счету планета от Солнца. Уверенно занимает первое место по надеждам, возлагаемым на него желающими отыскать жизнь в космосе. Планета красного цвета из-за окислов железа, которого очень много в песках. В ближайшем будущем Илон Маск планирует колонизировать Марс, уже готовит экспедицию и корабли. Инопланетяне и жизнь здесь пока не обнаружены. Масса планеты в 10 раз меньше Земли. На космическом корабле до Марса можно долететь за 7 месяцев.

Атмосфера

Ещё в 19 веке астрономы догадались, что Марс обладает атмосферой. Это определилось в моменты противостояний планеты с Землёй, случающихся каждые 15 – 17 лет. Открытие породило оптимизм возможной жизни на Марсе, однако все надежды рухнули после определения состава атмосферы и её плотности. Углекислый газ (96%), азот (2,7%), аргон (1,6%) и ничтожные количества кислорода и иных газов не стали благоприятными условиями для развития жизни на планете. Но, тем не менее, облака из углекислого газа и воды, всё же есть. По виду они похожи на земные, перистые, и формами повторяют рельефные контуры.

Поверхность

Марсианские ландшафты сложны и живописны. Они изобилуют вулканами, каньонами, равнинами и кратерами. В южном полушарии в пять раз больше кратеров, чем в северном.

Строение планеты.

Поскольку даже детальное строение Земли нам ещё не известно, то говорить с уверенностью о строении Марса тоже нельзя. Скорее всего, он также имеет металлическое и жидкое ядро, масса которого составляет до одной десятой от массы планеты, а радиус – до половины радиуса планеты. Между ядром и корой (70 – 100 км) расположена мантия. Она силикатная и содержит много железа, красные окислы которого и определяют цвет марсианской поверхности. Марс – планета остывающая, поэтому её кора находится в неподвижном состоянии, марсотрясения и геологические разломы остались далеко в прошлом.

Спутники Марса

У Марса 2 спутника: Фобос и Деймос. С Земли видны только в очень мощный телескоп. Они представляются в виде двух точек, бледных на фоне яркого диска Марса. По форме и структуре это два огромных камня, состоящих из того же вещества, что и метеориты.

Фобос

Эта гигантская «картофелина» (а именно на этот овощ похожи оба спутника) имеет размеры 27х22х18,6 км. Удалённый от центра планеты на 9400 км, Фобос за сутки успевает облететь планету три раза.

Фото Фобоса

Считается, что из-за действия гравитации Марса спутник через 50 миллионов лет разорвётся на части. Если же его достаточно прочная структура выдержит, то он упадёт на марсианскую поверхность, но через 100 миллионов лет.

Деймос

Размеры этого спутника более скромны: 16х12х10 км. Зато период обращения его больше марсианских суток – 30 часов, а удаление от центра планеты 23000 км. Поверхность Деймоса, как и его брата, испещрена кратерами от метеоритных бомбёжек.

Фото Деймоса

Появление спутников у планеты объясняется гравитацией Марса, захватившей их из астероидного пояса.

Особенности красной планеты

По сравнению с земной, атмосфера Марса разреженнее, давление её у поверхности в 160 раз меньше. Температура в среднем здесь -40 °С. Летом поверхность красной планеты может прогреваться до +20 °С, а зимними ночами падать до –125 °С.

Марс имеет и оазисы. Земля Ноя, например, обладает районом с температурной амплитудой от –53 °С до +22 °С летом и от –103 °С до –43 °С зимой. Такие параметры вполне сравнимы с нашими, антарктическими.

Пылевые бури. Вследствие резких перепадов температур возникают сильные ветры. Поскольку сила тяжести на планете невелика, в воздух поднимаются миллионы тонн песка. Обширнейшие области оказываются в плену пылевых бурь. Наиболее часто эти бури возникают вблизи полярных шапок.

Пылевые вихри. Похожи на земные, но в десятки раз больше по размерам. Поднимают много пыли и песка в воздух. Такой вихрь очистил солнечные батареи марсохода в 2005 году.

Водяной пар. Воды на Марсе очень мало, но низкое давлении помогает ей собираться в облака. Конечно, они отличаются от земных своей невыразительностью. Над низинными местами вполне могут собираться туманы, и даже вероятно выпадение снега.

Времена года. Земля и Марс во многом схожи. Марсианские сутки всего на 40 минут больше земных. Обе планеты имеют практически одинаковый наклон оси вращения (Земля 23,5°, Марс 25,2°), вследствие чего на Марсе тоже происходит смена сезонов. Это выражается в изменении полярных марсианских шапок. Северная шапка уменьшается в летний период на треть, а южная теряет почти половину.

Олимп. Не случайно этот недействующий вулкан получил такое значимое имя. При диаметре основания в 600 километров он имеет высоту 27 километров. Это почти в три раза выше земного Эвереста. Считается самой большой горой в Солнечной системе.

Огромная площадь, которую занимает основание вулкана, не позволяет увидеть его полностью с поверхности планеты. Диаметр Марса меньше земного вдвое, и поэтому горизонт получается более низким.

Жизнь на Марсе

Положение планеты относительно Солнца, наличие русел рек, довольно щадящие климатические параметры, всё это позволяет надеяться на существование жизни на ней в каком-либо варианте. Если предположить, что жизнь на планете когда-то существовала, то какие-то организмы могут сохраниться и теперь. Некоторые учёные даже заявляют о нахождении доказательств этого. Они делают такие выводы после изучения метеоритов, попавших на Землю прямо с Марса. В них находились некие органические молекулы, но одно их наличие не доказывает существование жизни на Марсе, пусть даже примитивной.

Зато в наличии воды на красной планете никто не сомневается. Полярные шапки в зависимости от сезона изменяют свои размеры, это служит доказательством их таяния. Следовательно, вода на Марсе в как минимум в твёрдом состоянии присутствует.

Именно планета Марс является оптимистическим будущим человечества. Вполне возможно, что жизнь на Земле появилась, перебравшись с поверхности красного соседа. И дальнейшую судьбу свою человечество связывает тоже с ним, рассчитывая в случае катаклизма переселиться туда.

Исследования Марса

1960-е годы стали отсчётом для запуска автоматических станций. К Марсу первым отправился Маринер-4, а первым спутником планеты стал Маринер-9. С тех пор очень много аппаратов достигли орбиты красной планеты, исследуя не только её, но и спутники Марса. Самым последним стал «Кьюриосити», работающий и поныне.

Самыми важными открытиями стало подтверждение наличия воды на планете и цикличность изменения климата планеты.

«Загадки»

Вспышки. С 1938 года по наше время зафиксировано несколько вспышек на поверхности Марса. Продолжительность их от нескольких секунд до нескольких минут. Свечение ярко-голубое, не характерное для извержений вулканов. По силе яркости похожи на взрывы термоядерных бомб. Вспышки эти оказались игрой солнечных лучей в оптике приборов

Марсианский сфинкс. На одом из первых снимков поверхности планеты можно разглядеть лицо. Более детальное изучение показало, что это обыччная гора, а очерания лица оказались причудливой игорой света и тени. Да и оптика фотоаппарата по тем временам была несовершенна.

Пирамида Моленаар. Рядом с известным «загадочным сфинксом» вначале также обнаружили пятигранную пирамиду. Её размеры, как утверждали, были до 800 метров в высоту с наибольшим поперечником 2,6 км. Современные исследования поверхности при высоком разрешении показали что это обычные, ничем не примечательные скалы.

Веретенообразный объект. Перед своей гибелью «Фобос-2» отослал на Землю снимок странного объекта. Некоторые фиксировали даже присутствие НЛО за 3 дня до прекращения работы спутника. На деле это оказалось тенью от естественного спутника — Фобоса.

Диаметр Марса — Поверхность Марса

Последнее обновление: среда, 8 марта 2023 г. | Поверхность Марса

Самый простой метод определения диаметра планеты состоит в измерении ее видимого углового диаметра, когда планета находится в точке

РИСУНОК 4.1. Определение диаметра

Марса.

РИСУНОК 4.1. Определение диаметра

Марса.

известное расстояние от Земли. Например, на рис. 4.1, где размер планеты для ясности сильно преувеличен, угловой диаметр обозначен 0. Если D — расстояние от планеты до Земли, а 6 выражено в радианах (1 радиан = 57,29). 6 угловых градусов), то линейный диаметр d планеты определяется как d = 0XD

, где d и D выражены в одних и тех же единицах длины. Угол 6 определяется визуальным наблюдением в телескоп или измерением фотографического изображения, а расстояние D определяется положением планеты на ее орбите в момент измерения угла.

Поскольку угловой диаметр меняется в зависимости от расстояния до планеты, принято относить значение к стандартному расстоянию. Это стандартное расстояние является астрономической единицей; то есть среднее расстояние Земли от Солнца. Приведенный угловой диаметр, отнесенный к астрономической единице, равен 6XD/AU (или dfAU), где AU, астрономическая единица, равна 149.0,6 миллиона километров (92,95 миллиона миль). Линейный диаметр планеты, выраженный в астрономических единицах, тогда численно равен приведенному угловому диаметру в радианах.

Процедура, описанная выше, в принципе проста, но ее оказалось трудно применить на Марсе по причинам, которые вскоре станут очевидными. Следовательно, для этой планеты был разработан более косвенный метод. Он включает в себя наблюдения за видимой траекторией, зависящей от времени, характерной поверхности, отмечающей по мере вращения планеты.

Помимо систематических ошибок измерения, возникающих из-за аппаратных проблем и из-за условий в атмосфере Земли, которые относятся ко всем планетам, существует особая трудность в определении углового диаметра Марса. В 1925 году У. Х. Райт из Ликской обсерватории в Калифорнии заметил, что размер фотографического изображения Марса зависит от цвета света, при котором изображение было получено.

Прозрачный синий фильтр пропускает синий свет, но поглощает и, следовательно, останавливает свет с большей длиной волны, такой как зеленый, желтый, оранжевый и красный. Красный фильтр, с другой стороны, будет поглощать свет с более короткой длиной волны, а именно синий, зеленый, оранжевый и желтый, но пропускать красный свет. Используя серию цветных фильтров, можно получить фотографическое изображение Марса в свете определенного цвета; то есть определенной длины волны.

Райт обнаружил, что угловой диаметр Марса, определенный по изображению, полученному в синем свете, примерно на 3 процента больше, чем в красном свете. Эта зависимость видимого диаметра Марса от длины волны света, в котором наблюдается планета, называется явлением Райта или эффектом Райта.

Хотя некоторые астрономы сомневаются в реальности эффекта Райта, кажется, что, по крайней мере частично, он вызван не только инструментальными ошибками или различиями в чувствительности фотопластинок. Возможным сопутствующим фактором является то, что в красном свете яркость марсианской поверхности кажется уменьшающейся по направлению от центра к краю диска — явление, называемое затемнением края (стр. 44). С другой стороны, в синем свете наблюдается осветление края, причем интенсивность увеличивается по направлению от центра диска. Поярчание лимба в голубом свете, вероятно, вызвано рассеянием (или отражением в случайных направлениях) солнечного света марсианской атмосферой (гл. V). В результате затемнения лимба в красном свете и просветления в синем свете фотографическое изображение в последнем случае будет казаться больше.

Однако этого может быть недостаточно для полного объяснения эффекта Райта.

Райт и другие предположили, что это явление вызвано различиями в рассеянии света разных длин волн на больших высотах, например, около 100 километров (62 мили), в марсианской атмосфере. Но сейчас считается, что плотность молекул газа на такой высоте слишком мала, чтобы объяснить эффект Райта. Другое предположение состоит в том, что слой мелких частиц пыли высоко в атмосфере вызывает преимущественное рассеяние синего света. Такой слой, который не кажется слишком вероятным, был постулирован для объяснения явления синей дымки, более подробно описанного в главе VII. Недавно была упомянута возможность того, что эффект Райта не является марсианским явлением, а частично возникает из-за условий в земной атмосфере (стр. 150).

Независимо от того, является ли эффект Райта реальным или иллюзорным, и независимо от его причины, факт остается фактом: фотографические (и визуальные) изображения, кажется, дают разные диаметры Марса в свете разных длин волн. Какая длина волны, если таковая имеется, дает истинный диаметр? Принято считать, что изображения Марса в красном свете дают наилучшее приближение к реальному размеру планеты. Однако даже если бы это было так, остается субъективная проблема интерпретации телескопических изображений; трудно определить ни на глаз, ни даже с помощью приборов точную границу маленького яркого диска Марса. Следовательно, оценка углового диаметра неизбежно будет включать элемент неопределенности.

Метод определения диаметра Марса, основанный на измерении смещения характерной черты во время вращения планеты, казалось бы, предлагает перспективу повышения точности, по крайней мере, в принципе. Однако на практике это оказывается не так. На поверхности очень мало, если вообще есть, четко различимых отметин, положение которых можно наблюдать достаточно точно, чтобы сделать возможным точное вычисление радиуса Марса.

Как и Земля, планета Марс не совсем сферическая, а несколько сплющена у полюсов. Другими словами, полярный диаметр меньше экваториального диаметра. Это показано в разделе на рис. 4.2, который выполнен не в масштабе; rp — полярный радиус, то есть половина полярного диаметра, а re — экваториальный радиус, или половина экваториального диаметра. При условии, что его внутренняя часть не является полностью жесткой, ожидается, что любое тело, такое как Земля или Марс, которое вращается с относительно высокой скоростью, будет иметь больший диаметр в экваториальном направлении из-за центробежного эффекта вращения. Сила в направлении наружу, вызванная этим эффектом, максимальна на экваторе вращающейся массы. Поскольку экваториальный и полярный диаметры Марса различны, их, конечно, надо измерять

РИСУНОК 4.2. Полярный и экваториальный радиусы планеты.

отдельно. Величина и значимость различия будут обсуждаться далее в этой главе, а здесь будут приведены результаты измерений.

В 1964 г. Г. де Вокулер в США опубликовал обширный критический обзор результатов определений экваториального и полярного диаметров Марса, относящихся к 1879 г. Он пришел к выводу, что экваториальный угловой диаметр Марса, приведенный к земному -Марсианское расстояние 1 а.е., было между 90,285 и 9,415 угловых секунд. Поскольку 1 градус дуги содержит 36C0 секунд, 1 радиан эквивалентен 57,296 X 3600 = 206 265 секунд. Затем линейный экваториальный диаметр Марса в астрономических единицах получается путем деления углового диаметра в секундах на 206 265. Чтобы получить диаметр в километрах, результат умножается на 149,6 миллиона.

Таким образом, экваториальный диаметр Марса составляет от 6723 до 6828 километров. Принимая во внимание различные факторы, де Вокулёр предложил округленную цифру в 6750 километров (или 419 километров).0 миль) для экваториального диаметра. Точно так же для полярного диаметра было предложено значение 6700 километров (4160 миль). Таким образом, средний диаметр планеты составляет примерно 6720 километров (4170 миль), а средний радиус составляет около 3360 километров.

Траектория космического корабля «Маринер IV» вблизи Марса предоставила еще одно средство для определения радиуса планеты. Рассчитывая время радиосигнала от Mariner IV непосредственно перед тем, как космический корабль ушел за планету, и снова, когда он снова появился с другой стороны (рис. 5.6), можно было рассчитать расстояние наибольшего сближения радиолуча с центром планеты. гравитация (или центр масс) планеты. Найденные значения составили 3384 км для расстояния на момент отключения радиосигнала (на широте 60° северной широты) и 3379 км.км, когда он снова появился (на 50° южной широты). Соответствующий диаметр, который должен быть меньше экваториального диаметра, составит тогда около 6760 километров.

Таким образом, оказывается, что значения экваториального и полярного диаметров, предложенные де Вокулером, могут быть слишком низкими, и что более надежное значение среднего радиуса Марса составляет примерно 3380 километров (2100 миль). Для сравнения можно отметить, что средний радиус Земли составляет 6371 км (3959 миль). Следовательно, радиус Марса чуть больше половины земного. Таким образом, объем Марса, который зависит от куба его радиуса, составляет примерно одну седьмую объема Земли.

Сплющивание Марса

Сплющивание, также иногда называемое эллиптичностью или сжатостью, планеты определяется выражением где re и rp — экваториальный и полярный радиусы соответственно. Хотя радиусы Марса, определенные отдельными наблюдателями, значительно различались, как видно выше, латы, полученные на основе измерений, хорошо согласовывались. Среднее значение, полученное при изучении фото- и визуальных телескопических изображений планеты, составляет примерно 0,011. Это называется оптическим уплощением, потому что определяется по оптическим измерениям. Уплощение такой величины будет означать, что экваториальный радиус Марса на 36 километров (22 мили) больше, чем полярный радиус.

Существует еще один метод оценки уплощения планеты в зависимости от движения спутника (или луны) по орбите, не слишком удаленной от родительской планеты. Для Марса требуемым условиям удовлетворяют два его спутника. Орбиты этих спутников не совсем лежат в той же плоскости, что и марсианский экватор, но каждая орбита пересекает экваториальную плоскость в двух точках, называемых узлами орбиты.

Линия, лежащая в экваториальной плоскости и соединяющая два узла, называется линией узлов.

Если бы планета была однородной сферой, линия узлов орбиты спутника оставалась бы неподвижной в пространстве. Но если планета сплющена, то орбита спутника непрерывно возмущается таким образом, что линия узлов вращается в экваториальной плоскости. По скорости вращения можно рассчитать сплющивание планеты. Это называется динамическим сглаживанием.

На основе изучения орбит марсианских спутников динамическое сплющивание планеты было рассчитано как 0,00525, что составляет примерно половину оптического сплющивания. Было много дискуссий, но никаких выводов относительно этого несоответствия между динамическим и оптическим сплющиванием Марса. Поскольку телескопическое изображение может зависеть от возможных эффектов, возникающих при рассеянии света в марсианской атмосфере, считалось, что результаты оптического метода могут быть неверными.

В ответ на это, однако, была сделана ссылка на значение, сообщенное в 1927 году Р. Дж. Трумплером на основе наблюдений в Ликской обсерватории во время явления 1924 года. Отслеживая заметную особенность на поверхности Марса по мере вращения планеты, Трумплер обнаружил, что уплощение составляет 0,011. Этот результат, практически не зависящий от рассеяния в марсианской атмосфере, совпадает с оптическим уплощением, полученным прямым измерением экваториального и полярного диаметров (или радиусов). Но совпадение не совсем убедительно, потому что косвенный метод, использованный Трюмплером, не считается очень точным.

Однако существует вероятность того, что значения как оптического, так и динамического выравнивания могут быть правильными. Оптическое уплощение определяется реальными (линейными) размерами планеты, а динамическое уплощение зависит от распределения масс. Если масса распределена неравномерно внутри планеты, то оптическое и динамическое уплощения могут быть неодинаковыми. Интересно в этой связи отметить, что уплощение Земли, определяемое по прямым измерениям на поверхности, по существу совпадает с динамическим уплощением, вычисляемым по орбитальным движениям искусственных спутников.

Американский ученый Х. К. Юри в 1950 г. предположил, что разницу между оптическим и динамическим сплющиванием Марса можно объяснить наличием пояса гор вокруг экватора, сопровождаемого компенсацией подповерхностного материала меньшей плотности, чем в среднем. Считается, что этот компенсационный эффект, известный как изостазия, приводящий к равномерному давлению ниже определенной глубины внутри, происходит на Земле. В ситуации, постулируемой Юри, распределение масс, влияющее на движение спутника, не соответствовало бы реальным линейным размерам планеты. В этом случае оптическое сглаживание будет больше, чем динамическое значение.

Чтобы учесть реальную разницу между двумя значениями выравнивания, высота возвышенности вокруг экватора должна составлять около 15 километров (49 000 футов). Следовательно, в 1952 году Юри отказался от своего первоначального предложения, потому что, как он сказал, «такие высокие плато или горы… даже в тропических регионах должны быть покрыты снегом, как на Земле, и. .. [это] не наблюдается. .»

Однако в главе VI будет видно, что перепады высот порядка 10

до 15 километров на Марсе не исключено. И, кроме того, изменения температуры земли с высотой, приводящие к постоянному снежному покрову на высоких земных горах, на Марсе могут быть совсем другими. Так, в 1966 г. К. Саган и Дж. Б. Поллак из астрофизической обсерватории Смитсоновского института в Кембридже, штат Массачусетс, заявили, что, по их мнению: «Хотя весь эффект [т. до экваториальных высот… мы полагаем, что объяснение Юри… теперь имеет некоторую поддержку наблюдений».

Теория, сходная в принципе, но отличающаяся в деталях от теории Юри, была предложена в США в 1962 г. Д. Л. Ламаром. Он предположил, что высота марсианской поверхности постепенно увеличивается от полюсов к экватору и что это увеличение изостатически компенсируется изменением толщины земной коры; то есть в его самом внешнем слое (стр. 67). По мнению Ламара, есть экваториальная выпуклость, но не обязательно высокие горы или плато в экваториальной области. Из-за изостатической компенсации динамическая эллиптичность будет меньше оптической. Но никакого объяснения существованию такой изостатически компенсированной экваториальной выпуклости на Марсе предложено не было.

Помимо предположения, которое нельзя исключить, что уплощение несоответствия вызвано наблюдательными ошибками в оптических данных, приподнятый экваториальный пояс кажется единственным удовлетворительным выходом из дилеммы. Представляется, однако, что полное решение проблемы должно отложиться до того времени, когда можно будет получить более достоверную информацию как о линейных размерах, так и о распределении массы Марса от космических аппаратов, проходящих вблизи планеты, и от искусственных спутников, обращающихся вокруг нее.

Плотность и гравитация Марса

Две характеристики планеты, а именно ее средняя плотность и сила тяжести на поверхности, связаны с массой и радиусом. Поскольку масса Марса составляет примерно одну десятую, а объем — одну седьмую от соответствующих свойств Земли, очевидно, что средняя плотность (масса на единицу объема) Марса должна быть меньше плотности Земли. Фактическая средняя плотность Марса, выраженная в граммах на кубический сантиметр (г/см3), может быть рассчитана по указанным выше массе и радиусу. Объем равен %77-r3, где r — средний радиус планеты в сантиметрах (3380 X 105). Объем Марса равен 1,62 XI026 кубических сантиметров. Если массу принять равной 6,42×1028 г, то

Поскольку ни масса, ни радиус Марса не известны с какой-либо степенью точности, очевидно, что вычисленная плотность столь же неопределенна. Фактически сообщалось о значениях от 3,85 до 4,25 г/см3. Поэтому все, что можно сказать в настоящее время, это то, что средняя плотность Марса находится в районе 4 г/см3. Для сравнения можно отметить, что средняя плотность Земли составляет 5,52 г/см3.

Ускорение свободного падения в заданной точке на поверхности планеты определяется выражением

где G — универсальная постоянная гравитации (6,67 XI0~8 в системе единиц сантиметр-грамм-секунда), M — масса планеты, r — радиус планеты в рассматриваемой точке. радиусы уплощенных тел, вроде Марса и Земли, изменяются с широтой, а, следовательно, и ускорения свободного падения. Однако для настоящей цели достаточно определить среднее значение для Марса. Таким образом, с помощью массы (в граммах) и среднего радиуса (в сантиметрах), приведенных выше, получается, что

Гравитационное ускорение

(6,67·10~8) (6,42·1026) ~~ (3,38·108)2

Как и плотность, гравитационное ускорение на поверхности Марса не может быть точно определено из-за неопределенностей в массе и радиусе участвует в расчете. Опубликованные значения варьируются от 360 до 390, а приблизительное среднее значение составляет 375 см/сек/сек для среднего ускорения под действием силы тяжести на поверхности Марса. Ускорение несколько больше на более высоких широтах, т. е. ближе к полюсам, и меньше на более низких широтах, к экватору. Среднее значение ускорения свободного падения у поверхности Земли равно 983 см/сек/сек. Следовательно, гравитационная сила на поверхности Марса составляет 0,38 (почти две пятых) силы на ту же массу на Земле.

Марсианский день

Продолжительность дня зависит от того, как определяется день; для практических целей можно различать звездный день и солнечный день. Звездные сутки планеты — это точное время, необходимое планете, чтобы совершить полный оборот вокруг своей оси; его также называют периодом вращения планеты. Для Марса этот период определяется временем прохождения заметных отметин на планете мимо удаленной неподвижной звезды. Принятое значение периода вращения (или звездных суток) Марса составляет 24 часа 37 минут 22,67 секунды. Часы, минуты и секунды относятся к временным интервалам на Земле, которые определяются так, как описано ниже.

Хронометраж на Земле основан на солнечном, а не звездном дне. Поскольку Землю нельзя непрерывно наблюдать с большого расстояния, как Марс, период вращения нужно получать другим способом. Он равен интервалу времени между двумя последовательными прохождениями (или пересечениями) удаленной неподвижной звездой меридиана в любой заданной точке Земли. Меридиан — это воображаемый круг на небе, который проходит прямо над головой и простирается в направлении север-юг.

Солнечный день, с другой стороны, является интервалом между двумя последовательными прохождениями Солнца по меридиану; то есть это интервал между двумя последовательными полуднями. Солнечные сутки длиннее звездных, потому что планета движется по орбите вокруг Солнца. Разницу можно пояснить с помощью рисунка 4.3. Наблюдатель в точке а на рис. 4.3, I-A видит далекую неподвижную звезду

РИСУНОК 4.3. Сравнение звездных (I) и солнечных (II) суток.

пересекают меридиан, и ровно через один звездный день Земля поворачивается в положение I-B (и перемещается по своей орбите), когда неподвижная звезда снова пересекает меридиан. На рис. 4.3, II-A Солнце проходит меридиан в точке а, а следующий переход через солнечный день обозначен буквой b на рис. 4.3, II-B. Чтобы достичь точки b, где происходит прохождение Солнца, Земля повернется на дополнительную величину ab. Следовательно, солнечные сутки на Земле длиннее звездных суток. То же самое верно и для Марса, хотя разница в длине не такая же.

Из рисунка 4.3 видно, что причина различия звездных и солнечных дней для данной планеты заключается в том, что планета движется по своей орбите вокруг Солнца. Если бы планета просто вращалась в стационарном положении, два типа дня были бы одинаковыми. Разница в длинах зависит от расстояния, которое планета проходит по своей орбите между двумя последовательными полденями. Так как средняя орбитальная скорость Марса (24,1 км/сек) меньше, чем у Земли (29,8 км/сек), а дни примерно одинаковой длины, то Марс проходит по своей орбите за этот период меньшее расстояние, чем Земля. Таким образом, разница между звездными и солнечными сутками на Марсе несколько меньше, чем на Земле.

Продолжительность звездных суток по существу постоянна, а солнечные сутки — нет. Она меняется в зависимости от положения планеты на своей орбите. Средняя продолжительность солнечных суток в течение года называется средними солнечными сутками, а средние солнечные сутки на Земле определяются как ровно 24 часа, причем в каждом часе 60 минут, а в каждой минуте 60 секунд. Средний солнечный день на 3 минуты 55,91 секунды длиннее звездного дня на Земле; последний составляет 23 часа 56 минут 4,09 секунды.

На Марсе солнечные сутки, период между двумя последовательными прохождениями Солнца меридиана, на 2 минуты 12,56 секунды длиннее, чем звездные сутки, длящиеся 24 часа 37 минут 22,67 секунды. Следовательно, продолжительность солнечных суток на Марсе составляет 24 часа 39 минут 35,23 секунды. Таким образом, средний обычный день на Марсе, временной интервал между полуднем и следующим, всего лишь примерно на 40 минут длиннее, чем средний земной (солнечный) день.

Зная приблизительный экваториальный радиус Марса и период вращения, можно рассчитать скорость вращения на экваторе. Он равен 2л, умноженному на радиус, то есть на длину окружности планеты по экватору, деленную на период вращения. Полученное таким образом значение составляет 0,26 км/с (0,16 м/с) по сравнению с 0,47 км/с (0,29 м/с).м/с) для Земли.

Магнитное поле Марса

Попытка измерения магнитного поля Марса была предпринята с помощью приборов на Маринере IV. Но даже при максимальном сближении с планетой на 9846 километров (6118 миль) магнитометр на космическом корабле не обнаружил увеличения напряженности магнитного поля по сравнению со значением в межпланетном пространстве. Из этого наблюдения был сделан вывод, что сила марсианского магнитного поля не может превышать очень небольшую долю (менее 0,03 процента) магнитного поля Земли.

Подтверждение чрезвычайно слабого магнитного поля Марса было получено из-за того, что приборы на Маринере IV не смогли обнаружить захваченные заряженные частицы вблизи планеты. Земля имеет обширный радиационный (Ван Аллен) пояс, в котором электрически заряженные частицы, а именно положительно заряженные ионы водорода (протоны) и отрицательно заряженные электроны, происходящие от Солнца, захватываются и удерживаются магнитным полем. Такие же заряженные частицы, хотя и в несколько меньшем количестве, несомненно имеются вблизи Марса, и отсутствие радиационного пояса можно объяснить лишь очень малым (или нулевым) магнитным полем.

Согласно современным представлениям, есть два условия, при которых планета должна иметь значительное магнитное поле. Во-первых, планета должна вращаться довольно быстро, а во-вторых, у нее должно быть центральное ядро ​​из жидкости, способной проводить электричество. Считается, что ядро ​​Земли состоит в основном из тяжелых металлов, железа и никеля. Марс удовлетворяет одному из требований, потому что вращается довольно быстро. Отсутствие заметного магнитного поля означало бы, что у него либо нет жидкометаллического ядра, либо такое ядро, если оно есть, должно быть малым по сравнению с размером планеты. Проблема марсианского ядра вскоре будет рассмотрена в разделе, посвященном внутреннему строению планеты.

Альбедо Марса

Альбедо, от латинского albus, означающего белый, является мерой способности тела или материала отражать свет. Существуют различные способы определения альбедо планеты, и широко используется способ, предложенный У. Г. Бондом в Соединенных Штатах в 1861 году и принятый Х. Н. Расселом в 1916 году. Он известен как Бонд (или Рассел-Бонд). альбедо, или как сферическое альбедо. Он определяется как доля солнечного излучения (длины волны ghcn), падающего на планету и отражающегося во всех направлениях. Альбедо Бонда A можно разделить на два фактора: gm-метрическое альбедо p и фазовый интеграл q, так что

A=pq

Геометрическое альбедо — это мера солнечного света (определенной длины волны), который отражается планетой в направлении наблюдателя на Земле. Он определяется по измеренной яркости (или светимости) планеты в полную фазу, отнесенной к стандартным расстояниям от Солнца и Земли. Фазовый интеграл можно вычислить, в принципе, по наблюдаемому изменению яркости с фазовым углом (стр. 43). Для Марса эта вариация относительно невелика, поэтому фазовый интеграл рассчитывается на основе определенных допущений.

Полученная таким образом зависимость альбедо Бонда от длины волны (или цвета) света показана на рис. 4.4. Видно, что альбедо Марса увеличивается от совсем небольших значений (0,05 и менее) в ультрафиолетовой и синей областях спектра до более 0,3 в красной и инфракрасной областях. Именно это увеличение объясняет красноватый вид планеты. Альбедо Бонда Марса в видимом свете принимается равным примерно 0,17. Приведенные выше значения являются средними, которые относятся к планете в целом. Альбедо светлых участков выше, а темных – ниже среднего (гл. 9).0003

Продолжить чтение здесь: Спутники Марса Прогнозы марсианских спутников

Была ли эта статья полезной?

Каков диаметр Марса? Раскрывая секреты этой захватывающей планеты

Раскрывая тайны Марса, ученые и энтузиасты космоса веками занимали свое место. Но каков диаметр этой далекой планеты? Оказывается, понимание ее размера хранит в себе некоторые увлекательные секреты о красной планете, от того, почему она кажется такой маленькой на нашем небе, до того, как долго на самом деле длится день на ее поверхности. В этой статье мы рассмотрим все эти и другие вопросы, раскрывая секреты диаметра Марса.

Кажущийся размер Марса с Земли

Планета Марс с незапамятных времен привлекала человечество особым вниманием. Он виден невооруженным глазом, и его красноватый оттенок был замечен в многочисленных произведениях искусства, литературы и мифологии на протяжении всей истории. Но как это выглядит, если смотреть с Земли? Видимый размер Марса зависит от нескольких факторов, включая местоположение, расстояние между Землей и Марсом, атмосферные условия на обеих планетах и ​​угол обзора.

Местоположение . В зависимости от того, где находится наблюдатель на Земле в любой момент времени, зависит, насколько большим или маленьким он считает Марс. Однако в общих чертах его ширина составляет две трети видимого диаметра Луны в большинстве мест с умеренным климатом по всему миру.

Расстояние между планетами — Как и в случае с большинством небесных тел, которые можно наблюдать человеческим глазом без увеличительных устройств, таких как телескопы или бинокли, их воспринимаемый размер меняется в зависимости от близости к ним — это особенно верно при наблюдении за Марсом из-за его большое расстояние от нашей родной планеты (в среднем 225 миллионов километров). Находясь ближе, чем обычно (что происходит каждые 25 месяцев), он кажется в четыре раза больше, чем обычно, в то время как на более удаленных позициях он кажется намного меньше.

Атмосферные условия

• На обеих планетах – Атмосферная турбулентность, вызванная воздушными течениями, изменяет восприятие наблюдателем объектов в космосе.
• Атмосфера Земли. Рефракция в атмосфере Земли влияет на то, как мы видим звезды и планеты; пусть даже немного.
• Атмосфера Марса. Марсианская атмосфера содержит меньше водяного пара, чем наша, поэтому свет по-разному рассеивается по ее поверхности, что также меняет ее внешний вид.

Наконец Угол обзора — это относится к тому, насколько далеко нужно находиться от прямого взгляда сверху вниз по сравнению с взглядом вверх на нашего планетарного соседа из горизонтального положения на уровне земли. Хотя это и не всегда необходимо, наличие доступа к возвышенностям часто обеспечивает лучшие возможности для просмотра, в результате чего становится видно больше деталей; это включает в себя большую четкость таких особенностей поверхности, как горы, долины, кратеры и т. д.

Измерение диаметра Марса

Введение
Диаметр Марса является важным фактором, который следует учитывать при изучении этой далекой планеты. Он оказывает значительное влияние на то, как мы измеряем и понимаем местность, атмосферу и другие аспекты ее состава. Понимая размер и форму Марса, ученые могут лучше предсказывать его поведение с течением времени. В этой статье мы обсудим, как астрономы измеряют диаметр Марса, а также почему это такое важное измерение для понимания четвертой по величине планеты нашей Солнечной системы.

Методы измерения
Астрономы используют несколько методов для точного измерения диаметра Марса с точки зрения Земли. Наиболее часто используемый метод называется параллаксом, который включает в себя получение изображений из двух разных мест для расчета расстояний между объектами в пространстве с использованием методов триангуляции. Кроме того, точные измерения можно также проводить с помощью радиотелескопов, которые принимают сигналы, отраженные от поверхности Марса, или путем анализа спектральных данных, полученных с помощью спектроскопических приборов на борту космического корабля, вращающегося вокруг него.

Почему измерение имеет значение
Точное знание диаметра Марса помогает нам лучше понять все, от того, насколько велика гравитация, которую он оказывает на близлежащие планеты, такие как Земля и Венера, до того, какие материалы составляют его каменистую поверхность и разреженную атмосферу. Кроме того, знание большего о его размерах повлияет на нашу способность отправлять зонды на орбиту вокруг него или даже на пилотируемые миссии в один прекрасный день, если они станут возможными в ближайшие десятилетия.

• Понимая физические размеры планеты, подобной
• Марс мы получаем ценную информацию о многих аспектах
• его внутренней работы.

Факторы, влияющие на фактический диаметр Марса

Говоря о размерах Марса, важно отметить, что существует несколько факторов, влияющих на определение его истинного диаметра. Знание этих различных переменных может помочь нам лучше понять, что вызывает изменения в размере планеты и почему в целом он остается таким постоянным.

Первым фактором, влияющим на фактический диаметр Марса, является его расстояние от Земли. В то время как большинство планет относительно близко друг к другу, из-за того, сколько времени требуется свету и другим сигналам, чтобы пройти между ними, это не всегда возможно с Марсом. В зависимости от того, где обе планеты находятся на своих орбитах вокруг Солнца в любой момент времени, их расстояние может значительно отличаться друг от друга — даже с учетом орбиты нашей собственной планеты! Это означает, что ученые должны учитывать это изменяющееся расстояние при расчете точной оценки диаметра Марса.

Другим важным фактором, влияющим на фактический диаметр Марса, является плотность его атмосферы. Чем плотнее атмосфера планеты, тем толще она кажется на расстоянии, что может привести к переоценке или недооценке ее истинного размера в зависимости от условий наблюдения во время попыток измерения. Кроме того, сезонные погодные условия, такие как пыльные бури в определенных районах, также могут влиять на эти показания, блокируя прямые наблюдения или скрывая детали, которые обычно позволяют нам точно рассчитать точную цифру.

И наконец, что немаловажно, известно, что другие внешние факторы, такие как солнечное излучение и лунные фазы, также влияют на оценку реального размера Марса, хотя и менее сильно, чем, как правило, плотность атмосферы или близость к орбите.
Солнечная радиация может вызывать небольшие изменения температуры в определенных регионах, в результате чего некоторые части временно кажутся больше или меньше других, в то время как лунные фазы , особенно полнолуния в период оппозиции (где Земля и Луна находятся прямо напротив друг друга) могут выполнять измерения трудно из-за того, что вместо этого обнаруживается слишком много отраженного света!

Влияние на геологию и атмосферу Марса из-за его размера

Одним из наиболее важных аспектов Марса является его размер. Он значительно меньше Земли, его диаметр примерно вдвое меньше, а масса составляет всего 1/10 массы. Это влияет как на его геологию, так и на атмосферу, что отличает его от нашей планеты.

Гравитация Марса значительно слабее, чем здесь, на Земле, из-за его размера, примерно в три раза меньше, чем мы испытываем каждый день. Меньшая гравитация означает, что марсианские тектонические процессы относительно слабее наших; в этом мире не происходит ни тектоники плит, ни субдукции, поскольку в нем отсутствуют необходимые силы, чтобы управлять ими. В результате сегодня нет действующих вулканов, которые могли бы обеспечить дегазацию и пополнение атмосферы необходимыми газами, такими как углекислый газ, азот, кислород и т. д.

С точки зрения плотности атмосферы, поскольку гравитационное притяжение Марса недостаточно сильно, чтобы удерживать более легкие молекулы, такие как водород и гелий, они постепенно теряются с течением времени, пока через миллиарды лет не останутся только более тяжелые молекулы, такие как углекислый газ. и азот — два компонента, важных для поддержания жизни, какой мы ее знаем, но все же недостаточного давления по сравнению с нашим густым воздухом здесь, на уровне моря (1 бар). Людям было бы очень трудно приспособиться без надлежащего защитного снаряжения или среды обитания под давлением!

Орбита, вращение и продолжительность дня на поверхности Марса

Марс — уникальная планета благодаря своим отличительным характеристикам. Одна из самых выдающихся особенностей, которая отличает Марс от других планет, заключается в его орбите и вращении, которые влияют на многие аспекты марсианской жизни.

Период обращения Марса составляет 687 земных суток, то есть ему требуется почти два земных года, чтобы совершить один полный оборот вокруг Солнца. Этот длительный период может вызвать экстремальные температуры на поверхности, а также большие сезонные колебания. Во время этой орбиты Марс перемещается на расстояние от 206 миллионов километров до ближайшей точки, известной как перигелий, до 249 миллионов километров.миллионов километров в афелии, что дает ему среднее расстояние от Солнца по сравнению с другими планетами в нашей Солнечной системе, равное 227 миллионам километров.

С точки зрения вращения один день на Марсе длится 24 часа 37 минут или 1 сол (марсианский день). Эта длина влияет на то, сколько солнечного света достигает различных частей планеты в течение дня, при этом северные регионы получают больше света, чем южные, в течение заданного периода времени из-за наклона оси Марса, составляющего 25 градусов; аналогична земной, но немного больше на 5 градусов. Кроме того, поскольку марсианский год длиннее земного, в каждом сезоне больше дней; у весны 146 солей, а у зимы 155 солей, что делает зиму намного холоднее, чем то, что мы наблюдаем здесь, на земле.

Все эти факторы в совокупности означают, что средние условия сильно различаются в разных местах на поверхности Марса в зависимости от их широты и времени года — создавая атмосферу, не похожую ни на одно другое место в нашей Солнечной системе!

Последствия для будущих исследовательских миссий на Красную планету

Миссия НАСА «Марс 2020» является последней в серии исследовательских проектов, которые были запущены для исследования Красной планеты. Он должен быть запущен в июле 2020 года и будет нести марсоход, который будет собирать образцы с поверхности Марса для дальнейшего изучения. Кроме того, у него есть множество других научных задач, таких как изучение геологии и климата планеты, поиск признаков древней жизни и тестирование технологий для возможных будущих миссий человека. Успех этой миссии может проложить путь для еще большего количества исследовательских миссий.

Роверы

Миссия «Марс 2020» уникальна, поскольку она включает в себя новый тип марсохода Perseverance, который несет в себе несколько передовых технологий, никогда ранее не использовавшихся на межпланетных космических кораблях или роботизированных зондах. К ним относятся автономная навигационная система, способная прокладывать собственный маршрут по неизвестной местности, и расширенные возможности визуализации, которые позволяют ученым лучше понять географию Марса, чем когда-либо прежде. Это может помочь в более эффективном использовании ресурсов при исследовании ранее неизведанных областей на Марсе, а также в выявлении новых мест, где могут быть собраны ценные данные. Кроме того, эти достижения также имеют значение для будущих пилотируемых космических полетов, поскольку они повышают как безопасность, так и эксплуатационную эффективность при навигации по коварным планетарным поверхностям, таким как поверхности Марса или Венеры.

Использование ресурсов на месте (ISRU)

Еще одним важным достижением миссии НАСА «Марс 2020» является акцент на использование ресурсов на месте (ISRU). ISRU предполагает использование местных ресурсов, уже имеющихся в пункте назначения, вместо их транспортировки с Земли, что значительно снижает затраты и повышает устойчивость с точки зрения операций в течение длительного времени вдали от базы. Поскольку ISRU тестируется во время этой предстоящей миссии, последующие должны извлечь большую пользу из любых извлеченных уроков об использовании ресурсов, доступных на месте, а не отправлять их в космос, что открывает совершенно новые возможности для долгосрочных исследований за пределами нашей Солнечной системы.

Пилотируемые миссии

Наконец, есть также потенциальные последствия, связанные непосредственно с пилотируемыми исследовательскими миссиями, в основном из-за множества технологических усовершенствований, включенных в борт ровера Perseverance, которые были специально разработаны с учетом людей, а не только роботов! Например; улучшенные системы связи облегчают обеспечение безопасности астронавтов, в то время как всевозможные инструменты, разработанные в ходе этого проекта, могут в конечном итоге стать стандартным оборудованием на борту любого космического корабля, включая современные медицинские диагностические устройства, способные удаленно контролировать здоровье экипажа, а также современная робототехника, разработанная для облегчения задач обслуживания вне корабля. стены без необходимости выхода в открытый космос (EVA). Все эти достижения обещают значительно улучшить качество жизни межзвездных путешественников во время их межпланетных путешествий, делая более длительные путешествия гораздо менее рискованными, чем когда-либо прежде!

Последствия для жизни на Марсе

:

Проблемы Нового Света

Изучение возможности существования человеческой жизни на Марсе — захватывающая перспектива, но она сопряжена со многими трудностями. Условия на Марсе кардинально отличаются от условий на Земле, и понимание и адаптация к ним будут необходимы, если человечество хочет там процветать. Хотя люди на протяжении всей истории приспосабливались к жизни в экстремальных условиях, жизнь в такой среде, как Марс, сопряжена с уникальными рисками из-за его враждебной атмосферы и отсутствия ресурсов, необходимых для устойчивой жизни.

Первое испытание лежит в атмосфере. В отличие от земного защитного слоя воздуха, Марс имеет лишь тонкий слой, состоящий в основном из углекислого газа, из-за чего его поверхность подвергается смертельной радиации космических лучей или солнечных бурь, которые не достигают нас здесь, на Земле. Это подвергает всех жителей риску заболеваний, связанных с воздействием, таких как рак, без надлежащей защиты от окружающей среды или защиты от опасных частиц с помощью скафандров или куполов над поселениями. Кроме того, поскольку в марсианской почве отсутствуют соединения азота и другие элементы, необходимые для роста растений, сельскохозяйственные культуры нельзя выращивать естественным путем; таким образом, пища должна поступать откуда-то еще, пока биосферы не смогут быть созданы с помощью генетических модификаций или искусственных средств, таких как системы гидропоники, созданные самими людьми.

Наконец, из-за экстремальных температур от -153 градусов по Цельсию зимними ночами до 20 градусов по Цельсию в летние дни в сочетании с пыльными бурями, которые могут длиться неделями, простое выживание изо дня в день становится проблемой — не говоря уже о долгосрочных возможностях процветания, таких как разведка за пределами колоний поселений или колонизация дальше, чем ожидалось до начала планирования.