Физические параметры Марса.

Содержание.

Вступление

История названия, космические исследования

Из каких веществ состоит Марс, его агрегатное состояние

Физические явления, происходящие на Марсе

Физические параметры Марса

Вывод

Список используемой литературы

Вступление.

Марс— четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая (предпоследняя) по размерам планета Солнечной системы; масса планеты составляет 10,7 % массы Земли.

Марс —планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в 160 раз меньше земного).Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.

У Марса есть два естественных спутника — Фобос и Деймос (в переводе с древнегреческого — «страх» и «ужас» — имена двух сыновей Ареса (с греческого Марса), сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос — 26×21 км, Деймос— 13 км в поперечнике) и имеют неправильную форму.

История названия, космические исследования.

История названия.

Названия планет Солнечной системы пришли из римской и греческой мифологии. За исключением Земли, все планеты Солнечной системы названы в честь древних богов. Пять видимых невооруженным глазом планет (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн) наблюдались людьми на протяжении всей человеческой истории, и в разных культурах их называли по-разному. Римляне дали имена этим планетам опираясь на их движение и внешний вид. Например, Венера, которая является самой яркой на небе, была названа в честь римской богини красоты, а красноватый Марс - в честь бога войны. Одним из доказательств этого считалось то, что в годы великих противостояний, когда Марс подходил особенно близко к Земле, между людьми вспыхивали наиболее жестокие войны. Эти римские названия были приняты в европейских языках и культуре, а также стали стандартами в науке.

Космические исследования.

Исследование Марса началось давно, ещё 3,5 тысячи лет назад, в Древнем Египте. Первые подробные отчеты о положении Марса были составлены вавилонскими астрономами, которые разработали ряд математических методов для предсказания положения планеты. Пользуясь данными египтян и вавилонян древнегреческие (эллинистические)философы и астрономы разработали подробную геоцентрическую модель для объяснения движения планет. Спустя несколько веков индийскими и исламскими астрономами был оценен размер Марса и расстояние до него от Земли. В XVI веке Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель для описания Солнечной системы с круговыми планетарными орбитам. Его результаты были пересмотрены Иоганном Кеплером, который ввел более точную эллиптическую орбиту Марса, совпадающую с наблюдаемой.

Первые телескопические наблюдения Марса были проведены Галилео Галилем в 1610 году. В течение XVII столетия астрономы обнаружили на планете различные оптические особенности, в том числе темное пятно моря Сырт и полярные ледяные шапки. Также был определен период вращения планеты и наклон её оси. Телескопические наблюдения Марса в первую очередь были сделаны, когда планета достигала оппозиции к Солнцу, то есть при наименьшем расстоянии между Марсом и Землей.

Улучшение качества оптики у телескопов в начале XIX века позволило провести картографирование постоянных оптических особенностей. Первая карта Марса была опубликована в 1840 году, а более точное картографирование началось с 1870 года. Позже астрономами были обнаружены спектральные подписи молекул воды в атмосфере Марса; из-за этого открытия среди широких слоев населения становится популярной мысль о возможности жизни на Марсе. Персиваль Лоуэлл считал, что увидел на Марсе сеть искусственных каналов. Эти наблюдения, как потом оказалось, были оптическими иллюзиями, а атмосфера у Марса оказалась слишком тонкой и сухой для поддержки климата земного типа.

В 1920-е годы был измерен диапазон температур у марсианской поверхности, и установлено, что поверхность Марса находится в экстремальных условиях пустыни. В1947 году Джерард Койпер показал, что тонкая атмосфера Марса содержит большой объём двуокиси углерода. Первая стандартная номенклатура оптических особенностей Марса была принята в 1960 году на заседании Международного астрономического союза. С 1960-х годов началась отправка дистанционно управляемых спутников для изучения поверхности планеты с её орбиты. В настоящее время Марс по-прежнему находится под наблюдением наземных и космических инструментов, позволяющих исследовать поверхность планеты в широком диапазоне электромагнитных волн. Обнаружение на Земле метеоритов марсианского происхождения позволило исследовать химические условия на планете. Дальнейшее развитие исследования планеты связано с продолжением исследования планеты космическими аппаратами и осуществление пилотируемого полёта на Марс.

Из каких веществ состоит Марс, его агрегатное состояние.

Элементный состав поверхностного слоя марсианской почвы по данным посадочных аппаратов неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы—кремнезём(20-25%), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15%), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого)

Согласно данным зонда НАСА «Феникс» (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения.

В месте посадки аппарата в грунте имеется также значительное количество водяного льда. Орбитальный зонд «Марс Одиссей» также обнаружил, что под поверхностью красной планеты есть залежи водяного льда. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решен в 2008 году, когда зонд «Феникс», севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта.

Агрегатное состояние Марса — твердое тело.

По данным НАСА (2004), атмосфера Марса состоит на 95,32 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 %аргона, 0,13 % кислорода, 210 ppm водяного пара, 0,08 % угарного газа, оксид азота (NO) — 100 ppm, неон (Ne) — 2,5 ppm,полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) — 0,08 ppm (состав приведён в объёмных долях).

Физические явления, происходящие на Марсе.

Пылевые вихри:

Начиная с 1970-х годов в рамках программы «Викинг», а также марсоходом «Спирит» и другими аппаратами были зафиксированы многочисленные пыльные вихри. Это воздушные завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие в воздух большое количество песка и пыли. Вихри часто наблюдаются и на Земле (в англоязычных странах их называют пыльными демонами), однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в 10 раз выше и в 50 раз шире земных. В марте 2005 года вихрь очистил солнечные батареи у марсохода «Спирит».

Вулканы:

Также на Мрсе находятся потухшие вулканы, такие как: Большой Сирт, Гора Арсия, Гора Аскрийская, Гора Павлина, Купол Альбор, Купол Библиды, Купол Гекаты и самый большой Гора Олимп.

Дожди, землетрясения:

В прошлом на Марсе также шли водяные дожди. Изредка они бывают и сейчас, а также Марсу, как и Земле присущи землетрясения. Одно из них было зафиксировано учеными из Лондона совсем недавно.

Физические параметры Марса.

По линейному размеру Марс почти вдвое меньше Земли — его экваториальный радиус равен 3396,9 км (53,2 % земного). Площадь поверхности Марса примерно равна площади суши на Земле.

Полярный радиус Марса примерно на 20 км меньше экваториального, хотя период вращения у планеты больший, чем у Земли, что даёт повод предположить изменение скорости вращения Марса со временем.

Масса планеты — 6,418·1023 кг (11 % массы Земли).Ускорение свободного падения на экваторе равно 3,711 м/с² (0,378 земного); первая космическая скорость составляет 3,6 км/с и вторая — 5,027 км/с.

Период вращения планеты — 24 часа 37 минут 22,7 секунд (относительно звёзд), длина средних солнечных суток (называемых солами) составляет 24 часа 39 минут 35,24409 секунды, всего на 2,7 % длиннее земных суток. Таким образом, марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных суток.

Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к перпендикуляру плоскости орбиты под углом 25,19°. Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времён года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности— так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, то есть заметно больше половины марсианского года. В то же время, они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное— короткое и жаркое.

Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском по сайту: