Marss ir Saules sistēmas ceturtā planēta. Marss - sarkanā planēta Marss 4. Saules sistēmas planēta

Gadu gaitā neviens debess ķermenis nav saņēmis tik lielu uzmanību kā ceturtā planēta no Saules – Marss. Zinātniskās fantastikas rakstnieki par tās kolonizāciju fantazē jau pusotru gadsimtu. Tas ir saistīts ar pieļaujamo izmēru un temperatūras apstākļu atšķirību, kas ir vistuvāk Zemes apstākļiem. Īsi apsvērsim, kāda veida planēta ir Marss.

Noderīgi fakti

• Marsam ir 2 neregulāras formas pavadoņi - Foboss un Deimos.
• Planētas Marss rādiuss ir 0,53 Zemes jeb 3390 km.
• Attālums līdz Saulei ir 228 miljoni kilometru, līdz Zemei - 56 000 000 km.
• Tā masa ir 6,423 × 1023 kg jeb 10,7 procenti no Zemes.
• Gada garums ir 687 mūsu dienas.
• Lidojums uz Marsu ir septiņus līdz astoņus mēnešus

Neskatoties uz to, ka gads uz Marsa ir gandrīz divas reizes garāks, dienas tur ir gandrīz vienādas ar mūsējām – 24 stundas 37 minūtes. Taču mūsu sarkanā kaimiņa Saules sistēmas klimats ir diezgan skarbs. Zemākā temperatūra, kas novērota pie poliem, ir mīnus 153°C, vidējā virszemes temperatūra ir -50°C. Taču pie ekvatora var būt diezgan silts, līdz +20°C.

Ceturtā planēta no Saules ir ļoti reta atmosfēra. Tas ir 160 reizes mazāk blīvs nekā mūsējais. Zemā atmosfēras spiediena un negatīvās temperatūras dēļ ūdens nevar būt šķidrā stāvoklī, tāpēc tur nav dabisku rezervuāru.

Vai uz Marsa ir iespējama dzīvība?

Daudzus gadu desmitus lielākā daļa cilvēku par to nešaubījās. Literatūrā un kinematogrāfijā ir attēlotas ceturtās Saules sistēmas planētas radījumu iebrukuma ainas. Zinātne nenoteikti klusēja.

Tikai attīstoties kosmosa tehnoloģijām, ir kļuvis iespējams veikt pētījumus. Vairāk nekā četrdesmit zondes un citi kosmosa kuģi, kas palaisti, lai izpētītu šo problēmu, ir devuši negatīvus rezultātus. Pretstatā dzīvības formu pārpilnībai, kas apdzīvo planēta Zeme, Marss ir nedzīvs tuksnesis. Taču pēdējos gados ir atklātas sarežģītas organiskās molekulas, tāpēc galīgais punkts šajā jautājumā vēl nav sasniegts.

Neskatoties uz strīdiem, zinātnieki ir nonākuši pie secinājuma, ka tālā pagātnē tur bijušas upes un jūras. Atmosfēra bija blīvāka un varēja noturēt siltumenerģiju. Iespējams, turpmākie pētījumi sniegs pilnīgākas atbildes.

Virsmas un gravitācijas īpašības

Planētas Zeme rādiuss ir 6371 km, tāpēc mūsu gravitācijas spēks ir daudz lielāks. Persona vai priekšmets uz šīs sarkanās bumbas svērs tikai 38 procentus no tā parastā svara. Piemēram, pieaugušais vīrietis, kas sver 80 kg, nebūs smagāks par trīsdesmit kilogramiem.

Gravitācija ietekmē arī augsnes iežu blīvumu. Tā kā Zemes rādiuss ir daudz lielāks un gravitācijas spēks ir lielāks, tas izraisīja blīvas augsnes un akmeņu veidošanos. Tomēr mūsu kaimiņu augsnes ķīmiskais sastāvs ir pārsteidzoši līdzīgs mūsu dzimtajai augsnei. Liels daudzums dzelzs oksīda piešķir "ugunīgajai zvaigznei" raksturīgo sarkano krāsu, kā to senatnē sauca ķīniešu astronomi.

Perspektīvas jaunu pasauļu izzināšanai

Atšķirībā no karstā Merkura, gāzes giganta Jupitera vai ledainā Neptūna un Plutona, ceturtā planēta nešķiet tik bezcerīga. Pat ar mūsdienu tehnoloģiju līmeni cilvēks jau var apmeklēt tuvumā esošos kosmosa objektus. Un nākotnē mūsu pasaules pieaugošajam iedzīvotāju skaitam būs vajadzīgas jaunas teritorijas. Un Zemes dabas resursi nav neierobežoti. Saules sistēmai nav planētas, kas būtu piemērotāka izpētei, attīstībai un kolonizācijai kā Marss. Daudzas zinātniskās fantastikas rakstnieku prognozes mūsdienās ir kļuvušas par ikdienas sastāvdaļu. Tāpēc varam cerēt, ka arī starpplanētu ceļojumi kādreiz kļūs par realitāti.

Marss ir ceturtā planēta no . Pārliecināti ieņem pirmo vietu cerībās, ko uz to liek tie, kas vēlas atrast dzīvi kosmosā. Planēta ir sarkana dzelzs oksīdu dēļ, kuru smiltīs ir ļoti daudz. Tuvākajā laikā Elons Masks plāno kolonizēt Marsu un jau gatavo ekspedīciju un kuģus. Citplanētieši un dzīvība šeit vēl nav atklāti. Planētas masa ir 10 reizes mazāka nekā Zeme. Uz Marsu ar kosmosa kuģi var aizlidot 7 mēnešu laikā.

Atmosfēra

Vēl 19. gadsimtā astronomi saprata, ka Marsam ir atmosfēra. Tas tika noteikts planētas un Zemes konfrontācijas brīžos, kas notiek ik pēc 15–17 gadiem. Atklājums radīja optimismu par iespējamo dzīvību uz Marsa, taču visas cerības tika sagrautas pēc atmosfēras sastāva un blīvuma noteikšanas. Oglekļa dioksīds (96%), slāpeklis (2,7%), argons (1,6%) un nenozīmīgs daudzums skābekļa un citu gāzu nekļuva par labvēlīgiem apstākļiem dzīvības attīstībai uz planētas. Bet, neskatoties uz to, joprojām ir oglekļa dioksīda un ūdens mākoņi. Pēc izskata tie ir līdzīgi zemes, spalvaini, un to formas seko reljefa kontūrām.

Virsma

Marsa ainavas ir sarežģītas un gleznainas. Tie ir pilni ar vulkāniem, kanjoniem, līdzenumiem un krāteriem. Dienvidu puslodē ir piecas reizes vairāk krāteru nekā ziemeļu puslodē.

Planētas uzbūve.

Tā kā mēs vēl nezinām detalizētu struktūru, arī nav iespējams droši runāt par Marsa struktūru. Visticamāk, tai ir arī metālisks un šķidrs kodols, kura masa ir līdz vienai desmitajai daļai no planētas masas, bet rādiuss ir līdz pusei no planētas rādiusa. Starp kodolu un garozu (70-100 km) atrodas mantija. Tas ir silikāts un satur daudz dzelzs, kura sarkanie oksīdi nosaka Marsa virsmas krāsu. Marss ir dzesēšanas planēta, tāpēc tās garoza atrodas nekustīgā stāvoklī; marstrīces un ģeoloģiskie defekti ir pagātnē.

Marsa pavadoņi

Marsam ir 2 satelīti: Foboss un Deimos. Redzams no Zemes tikai caur ļoti jaudīgu teleskopu. Tie parādās kā divi punkti, bāli uz gaišā Marsa diska fona. Pēc formas un struktūras tie ir divi milzīgi akmeņi, kas sastāv no tādas pašas vielas kā.

Šī milzu “kartupeļa” (abi pavadoņi atgādina šo dārzeņu) izmēri ir 27x22x18,6 km. Attālums no planētas centra 9400 km, Fobosam izdodas aplidot planētu trīs reizes dienā.

Phobos fotoattēli

Tiek uzskatīts, ka Marsa gravitācijas dēļ satelīts tiks saplēsts 50 miljonu gadu laikā. Ja tā pietiekami spēcīgā struktūra izturēsies, tā nokritīs uz Marsa virsmas, bet pēc 100 miljoniem gadu.

Deimos

Šī satelīta izmēri ir pieticīgāki: 16x12x10 km. Bet tā orbītas periods ir garāks par Marsa dienu – 30 stundas, un attālums no planētas centra ir 23 000 km. Deimos virsma, tāpat kā tās brālis, ir izraibināta ar krāteriem no meteorītu sprādzieniem.

Satelītu parādīšanās uz planētas ir izskaidrojama ar Marsa gravitāciju, kas tos notvēra no asteroīdu jostas.

Sarkanās planētas iezīmes

Salīdzinot ar Zemes, Marsa atmosfēra ir retāka, tās spiediens uz virsmas ir 160 reizes mazāks. Vidējā temperatūra šeit ir -40 °C. Vasarā sarkanās planētas virsma var sasilt līdz +20 °C, bet ziemas naktīs noslīdēt līdz –125 °C.

Marsā ir arī oāzes. Piemēram, Noas zemē ir apgabals ar temperatūras diapazonu no –53 °C līdz +22 °C vasarā un no –103 °C līdz –43 °C ziemā. Šie parametri ir diezgan salīdzināmi ar mūsējiem Antarktīdā.

Putekļu vētras. Pēkšņu temperatūras izmaiņu dēļ rodas stiprs vējš. Tā kā gravitācija uz planētas ir zema, miljoniem tonnu smilšu paceļas gaisā. Plašas teritorijas ir putekļu vētras. Visbiežāk šīs vētras notiek polāro ledus cepuru tuvumā.

Putekļu velni.Līdzīgi kā zemes, bet desmitiem reižu lielāki. Tie paceļ gaisā daudz putekļu un smilšu. Šāds virpulis 2005. gadā iztīrīja rovera saules paneļus.

Ūdens tvaiki Uz Marsa ir ļoti maz ūdens, bet zems spiediens palīdz tam savākties mākoņos. Protams, tie atšķiras no zemiskajiem ar savu neizteiksmību. Zemās vietās var uzkrāties migla, un var pat uzsnigt sniegs.

Gadalaiki. Zeme un Marss daudzējādā ziņā ir līdzīgi.Marsa diena ir tikai par 40 minūtēm garāka nekā Zemes diena. Abām planētām ir gandrīz vienāds rotācijas ass slīpums (Zeme 23,5°, Marss 25,2°), kā rezultātā uz Marsa mainās arī gadalaiki. Tas izpaužas Marsa polāro vāciņu izmaiņās. Vasarā ziemeļu cepure samazinās par trešdaļu, savukārt dienvidu daļa zaudē gandrīz pusi.

Olimps. Nav nejaušība, ka šis neaktīvais vulkāns saņēma tik nozīmīgu nosaukumu. Tā pamatnes diametrs ir 600 kilometri, un tā augstums ir 27 kilometri. Tas ir gandrīz trīs reizes augstāks nekā Zemes Everests. Tas tiek uzskatīts par lielāko kalnu Saules sistēmā.

Milzīgā platība, ko aizņem vulkāna pamatne, neļauj tam pilnībā būt redzamam no planētas virsmas. Marsa diametrs ir uz pusi mazāks nekā Zemei, un tāpēc horizonts ir zemāks.

Dzīve uz Marsa

Planētas stāvoklis attiecībā pret Sauli, upju gultņu klātbūtne, diezgan labdabīgi klimatiskie parametri, tas viss ļauj mums kaut kādā veidā cerēt uz dzīvības pastāvēšanu uz tās. Ja mēs pieņemam, ka dzīvība uz planētas kādreiz pastāvēja, tad daži organismi var izdzīvot arī tagad.Daži zinātnieki pat apgalvo, ka ir atraduši pierādījumus par to. Šādus secinājumus viņi izdara pēc objektu izpētes, kas uz Zemi nonāca tieši no Marsa. Tie saturēja dažas organiskas molekulas, taču to klātbūtne vien nepierāda dzīvības esamību uz Marsa, pat primitīvas.

Bet neviens nešaubās par ūdens klātbūtni uz sarkanās planētas. Polārie cepures maina savu izmēru atkarībā no gadalaika, kas liecina par to kušanu. Līdz ar to ūdens uz Marsa atrodas vismaz cietā stāvoklī.

Tā ir planēta Marss, kas ir cilvēces optimistiskā nākotne. Pilnīgi iespējams, ka dzīvība uz Zemes parādījās, pārvietojoties no sarkanā kaimiņa virsmas. Un arī cilvēce ar to saista savu turpmāko likteni, cerot uz turieni pārcelties kataklizmas gadījumā.

Marsa izpēte

1960. gadi kļuva par sākumpunktu automātisko staciju palaišanai. Mariner 4 bija pirmais, kas devās uz Marsu, un Mariner 9 kļuva par pirmo planētas satelītu. Kopš tā laika daudzi kosmosa kuģi ir sasnieguši sarkanās planētas orbītu, pētot ne tikai to, bet arī Marsa pavadoņus. Jaunākais bija Curiosity, kas darbojas vēl šodien.

Svarīgākie atklājumi bija ūdens klātbūtnes uz planētas apstiprinājums un klimata pārmaiņu cikliskais raksturs uz planētas.

"Puzzles"

Mirgo. No 1938. gada līdz mūsdienām uz Marsa virsmas ir reģistrēti vairāki uzliesmojumi. To ilgums svārstās no dažām sekundēm līdz vairākām minūtēm. Mirdzums ir spilgti zils, kas nav raksturīgs vulkānu izvirdumiem. Spilgtums ir līdzīgs termokodolbumbu sprādzieniem. Šie uzliesmojumi izrādījās saules gaismas spēle ierīču optikā

Marsa sfinksa. Vienā no pirmajiem planētas virsmas attēliem var redzēt seju. Detalizētāks pētījums parādīja, ka šis ir parasts kalns, un sejas kontūra izrādījās dīvaina gaismas un ēnas spēle. Un kameras optika tajā laikā bija nepilnīga.

Molenāras piramīda. Blakus slavenajai “noslēpumainajai sfinksai” sākotnēji tika atklāta arī piecstūra piramīda. Tā izmēri bija līdz 800 metriem augstumā un maksimālais diametrs 2,6 km. Mūsdienu augstas izšķirtspējas virsmas pētījumi ir parādījuši, ka tie ir parastie, neievērojami ieži.

Vārpstveida priekšmets. Pirms nāves Fobos-2 nosūtīja uz Zemi dīvaina objekta fotogrāfiju. Daži pat reģistrēja NLO klātbūtni 3 dienas pirms satelīta darbības pārtraukšanas. Faktiski tā izrādījās ēna no sava dabiskā pavadoņa - Fobosa.

Marsu vislabāk var novērot periodos, kad tas tuvojas Zemei. Tie notiek vidēji ik pēc 2 gadiem un 2 mēnešiem vai precīzāk, ik pēc 780 dienām. Šādās “sapulcēs” Marss, Zeme un Saule sarindojas gandrīz vienā taisnā līnijā. Kad Marss mums tuvojas, tas atrodas debesu pusē pretī Saulei un tāpēc ir īpaši ērts novērojumiem visas nakts garumā. Šo ārējās planētas stāvokli, kad, novērojot no Zemes, tā iebilst pret Sauli, sauc par opozīciju.

Tomēr Marsa orbītas pagarinājuma dēļ ne visas Marsa opozīcijas ir līdzvērtīgas. “Sarkanās planētas” “tuvākās” pieejas Zemei - lielas opozīcijas - atkārtojas pēc 15-17 gadiem. Pēdējais šāds abu planētu “rokasspiediens” notika 2003. gada 28. augustā aptuveni 56 miljonu km attālumā. Nākamais notiks 2018. gada 27. jūlijā.

Ja paskatās uz Marsu caur teleskopu tā lielās opozīcijas laikā, tad “ugunīgas zvaigznes” vietā mēs redzēsim oranžu disku. Un, lai gan attēlu mūsu vētrainā atmosfēra ir izplūdusi un satricina, iespaids tomēr ir spēcīgs, it īpaši, ja planētu novērojam pirmo reizi.

Pirmā lieta, kas piesaista uzmanību, ir baltais plankums diska augšpusē. Šī ir Marsa dienvidu polārā cepure. (Atgādināt, ka teleskops sniedz apgrieztu attēlu: ziemeļi atrodas apakšā, bet dienvidi ir augšā.) Gadās, ka lielu pretestību periodos planētas dienvidu puslode ir noliekta pret mums, un tāpēc pirms kosmosa izpētes sākuma. Marsa, tas bija labāk pētīts nekā ziemeļu.

Lielāko daļu Marsa virsmas aizņem dzeltenīgi oranži "kontinenti". To krāsa ir iemesls, kāpēc Marss ir redzams debesīs kā ugunīgs spīdeklis. Aplūkojot tuvāk, uz gaišā "kontinentu" fona var atšķirt pelēcīgi zilus plankumus - "jūras". Tā nebija nejaušība, ka astronomi, kuri novēroja Marsu 17.-19. gadsimtā, tumšos plankumus sauca par jūrām. Viņi patiešām uzskatīja, ka tās ir milzīgas ūdenstilpes, kas līdzīgas zemes jūrām. Un “kontinentu” oranžā krāsa tika uztverta kā tuksnešu krāsa.

Bet kāpēc plankumi zaudē kontūras, attālinoties no Marsa diska centra un pilnībā noēnot tā malas? Bet tā ir atmosfēras miglas ietekme! Tas pastiprinās, tuvojoties diska malām, kur palielinās gāzes biezums. Marsam, tāpat kā Zemei, ir atmosfēra!

Ja novērojat vairākas naktis pēc kārtas, pamanīsit, ka plankumi lēnām pārvietojas no labās puses uz kreiso un pazūd aiz planētas diska kreisās malas. Un tās labās malas dēļ parādās jauni plankumi (mēs runājam par apgrieztu attēlu).

Bezšaubām! Planēta griežas ap savu asi virzienā uz priekšu (no rietumiem uz austrumiem), tas ir, tāpat kā mūsu Zeme. Novērojumi atklājuši, ka Marss pilnu apgriezienu ap savu asi veic 24 stundās 37 minūtēs 23 sekundēs. Tas nosaka Marsa Saules dienas garumu 24 stundas 39 minūtes 29 sekundes. Līdz ar to dienas un naktis kaimiņu pasaulē ir nedaudz garākas nekā mūsējās uz Zemes.

Lielās opozīcijas priekšvakarā, kad Marss savu dienvidu puslodi pagriež pret Zemi, tur sākas pavasaris.

Un laimīgajam novērotājam tiek parādīts iespaidīgākais planētas sezonālo izmaiņu attēls.

Marsa teleskopiskie pētījumi ir atklājuši tādas pazīmes kā sezonālās izmaiņas tā virsmā. Tas galvenokārt attiecas uz “baltajām polārajām cepurēm”, kas sāk palielināties līdz ar rudens iestāšanos (attiecīgajā puslodē), un pavasarī tās diezgan jūtami “kūst”, no poliem izplatoties “sasilšanas viļņiem”. Tika ierosināts, ka šie viļņi ir saistīti ar veģetācijas izplatīšanos uz Marsa virsmas, taču vēlākie dati lika atteikties no šīs hipotēzes. Ievērojamu Marsa virsmas daļu veido gaišāki apgabali (“kontinenti”), kuriem ir sarkanīgi oranža krāsa; 25% virsmas ir tumšākas pelēkzaļas krāsas “jūras”, kuru līmenis ir zemāks nekā “kontinentiem”. Augstuma atšķirības ir diezgan ievērojamas un sasniedz aptuveni 14-16 km ekvatoriālajā reģionā, taču ir arī virsotnes, kas paceļas daudz augstāk, piemēram, Arsija (27 km) un Olimps (26 km) augstajā Tarē reģionā. Ziemeļu puslode. Marsa novērojumi no pavadoņiem atklāj skaidras vulkānisma un tektoniskās aktivitātes pēdas - lūzumus, aizas ar zarojošiem kanjoniem, dažas no tām ir simtiem kilometru garas, desmitiem platas un vairākus kilometrus dziļas. Plašākais no lūzumiem - "Valley Marineris" - pie ekvatora stiepjas 4000 km garumā ar platumu līdz 120 km un dziļumu 4-5 km. Trieciena krāteri uz Marsa ir seklāki nekā uz Mēness un Merkura, bet dziļāki nekā uz Veneras. Tomēr vulkāna krāteri sasniedz milzīgus izmērus. Lielākie no tiem - Arsia, Acreus, Pavonis un Olympus - sasniedz 500-600 km pie pamatnes un vairāk nekā divus desmitus kilometru augstumu. Krātera diametrs pie Arsijas ir 100, bet Olimpā - 60 km (salīdzinājumam, lielākā vulkāna uz Zemes, Mauna Loa Havaju salās, krātera diametrs ir 6,5 km). Pētnieki nonāca pie secinājuma, ka vulkāni darbojās salīdzinoši nesen, proti, pirms vairākiem simtiem miljonu gadu. Cilvēku cerība atrast “brāļus prātā” pieauga ar jaunu sparu pēc tam, kad A. Secchi 1859. gadā un jo īpaši D. Sciparelli 1887. gadā (lielās konfrontācijas gadā) izvirzīja sensacionālu hipotēzi, ka Marss ir pārklāts ar tīklu. mākslīgo kanālu, kas periodiski piepildīti ar ūdeni. Jaudīgāku teleskopu un pēc tam kosmosa kuģu parādīšanās neapstiprināja šo hipotēzi. Šķiet, ka Marsa virsma ir bezūdens un nedzīvs tuksnesis, pār kuru plosās vētras, paceļot smiltis un putekļus desmitiem kilometru augstumā. Šo vētru laikā vēja ātrums sasniedz simtiem metru sekundē. Jo īpaši iepriekš minētie “sasilšanas viļņi” tagad ir saistīti ar smilšu un putekļu pārnešanu.

Vēl 1784. gadā angļu astronoms V. Heršels vērsa uzmanību uz periodiskām Marsa polāro cepuru izmēru izmaiņām. Ziemā tie aug it kā uzkrājot sniegu un ledu, un līdz ar pavasara atnākšanu tie ātri izkūst. Kušanai pastiprinoties, “jūras” tuvumā esošie it kā atdzīvojas: kļūst tumšāki un iegūst pelēcīgi zilus toņus. Pamazām “tumšanās vilnis” izplatās uz ekvatoru. Un nākamajā Marsa pusgadā tas pats vilnis virzās uz ekvatoru no planētas pretējā pola.

Daudzi novērotāji šīs regulārās sezonālās izmaiņas attiecināja uz Marsa veģetācijas pavasara atmodu, jo palielinājās mitruma un siltuma pieplūdums. Tikai tad, ja šeit uz Zemes pavasaris izplatās no dienvidiem uz ziemeļiem, tad uz Marsa tas virzās no poliem uz ekvatoru! Un, lai gan tas izskatās dīvaini, tas ir ļoti vilinoši. Varētu domāt: uz kaimiņu planētas ir dzīvība!

Dabas apstākļus uz Marsa nosaka ne tikai dienas un nakts maiņa, bet arī gadalaiku maiņa. Gadalaiku klimatiskās īpatnības ir atkarīgas no planētas ekvatora slīpuma pret tās orbītas plakni. Un jo lielāks ir šis slīpums, jo kontrastējošākas mainās dienas un nakts garums un planētas virsmas apstarošana ar saules stariem.

Atmosfēra uz Marsa ir reta (spiediens aptuveni simtdaļās un pat tūkstošdaļās), un tā sastāv galvenokārt no oglekļa dioksīda (apmēram 95%) un nelielām slāpekļa piedevām (apmēram 3%), argona (apmēram 1,5%) un skābeklis (0,15%). Ūdens tvaiku koncentrācija ir zema un ievērojami atšķiras atkarībā no sezonas. Ūdens esamība uz Marsa ir viens no galvenajiem jautājumiem šīs planētas izpētē. 2004. gadā Spirit un Opportunity roveri Marsa augsnes paraugos parādīja ūdens klātbūtni. Ir pamats uzskatīt, ka uz Marsa ir daudz ūdens. Šo ideju ierosina garas, simtiem kilometru garas ieleju zarojuma sistēmas, kas ļoti līdzīgas zemes upju izžuvušajām gultnēm, un augstuma izmaiņas atbilst straumju virzienam. Dažas reljefa iezīmes nepārprotami atgādina ledāju nogludinātas vietas. Spriežot pēc šo formu labās saglabāšanās, kurām nebija laika sabrukt vai pārklāties ar sekojošiem slāņiem, tās ir salīdzinoši nesenas (pēdējo miljardu gadu laikā). Kur tagad atrodas Marsa ūdens? Ir ierosināts, ka ūdens joprojām pastāv mūžīgā sasaluma veidā. Pie ļoti zemām temperatūrām uz Marsa virsmas (vidēji ap 220 K vidējos platuma grādos un tikai 150 K polārajos reģionos) uz jebkuras atklātas ūdens virsmas ātri veidojas bieza ledus garoza, kas turklāt ir pārklāta ar putekļi un smiltis pēc neilga laika. Iespējams, ka ledus zemās siltumvadītspējas dēļ vietām zem tā biezuma var palikt šķidrs ūdens un jo īpaši subglaciālās ūdens plūsmas turpina padziļināt dažu upju gultnes.

Marsa ekvators ir slīps pret orbītas plakni aptuveni 25 grādu leņķī, savukārt uz Zemes tas ir 23 grādi 26 loka minūtes: atšķirība ir gandrīz nemanāma. Tāpēc, kad uz Marsa mainās gadalaiki, Saules redzamajai kustībai virs horizonta jābūt aptuveni tādai pašai kā uz Zemes. Vienīgā atšķirība ir gadalaiku garumā. Viņi tur ir daudz ilgāk. Galu galā Marss atrodas vidēji 1,524 reizes tālāk no centrālā ķermeņa nekā mūsu Zeme un apriņķo 687 Zemes dienās. Citiem vārdiem sakot, Marsa gads ir gandrīz divi Zemes gadi.

Marsa klimats ir skarbs, iespējams, skarbāks nekā Antarktīdā. Un pavasaris uz Marsa ir pilnīgi atšķirīgs no tā, kas mums ir uz Zemes.

1877. gadā zinātnes pasauli šokēja negaidīts atklājums: uz Marsa ir kanāli! Šis bija Marsa lielās opozīcijas gads. Itāļu astronoms G. Skjaparelli nolēma izveidot detalizētu Marsa virsmas karti. Zem skaidrajām Milānas debesīm viņš cītīgi veidoja Marsa skices un, protams, nenojauta, ka šie novērojumi viņam nesīs pasaules slavu. Skjaparelli bija izcila redze un uz Marsa pamanīja kaut ko tādu, ko citi astronomi nepamanīja, un, ja pamanīja, tad nepievērsa uzmanību. Tās bija garas un plānas taisnas līnijas. Viņi savienoja Marsa polāros vāciņus ar planētas ekvatoriālajiem reģioniem, veidojot sarežģītu tīklu uz Marsa "kontinentu" oranžā fona. Schiaparelli tos sauca par kanāliem. "Katrs kanāls," viņš ziņoja par savu atklājumu, "beidzas jūrā vai ir savienots ar citu kanālu, un nav zināms neviens gadījums, kad kanāls būtu pārrauts starp sauszemi."

Ideja par kanāliem kā domājošu būtņu radītām struktūrām īpaši aizrāva amerikāņu astronomu P. Lovelu. 1894. gadā viņš Arizonā uzcēla observatoriju (netālu no Flagstafas 2200 m augstumā virs jūras līmeņa), kas bija īpaši paredzēta Marsa novērošanai.

Jau toreiz zinātnieki saprata, ka Marsa klimats ir ārkārtīgi sauss un tā virsmas lielāko daļu aizņem plaši tuksneši. Un Lovels nonāk pie secinājuma: gudrie Marsa iedzīvotāji, kuriem ir progresīvākas tehnoloģijas nekā mums, uzbrūk tuksnesim: uz izslāpušās planētas virsmas viņi būvē grandiozas apūdeņošanas struktūras...

Debates par pārsteidzošajiem kanāliem ilga apmēram 70 gadus. Un tikai kosmosa pētījumi ir parādījuši, ka uz Marsa nav mākslīgu kanālu. Un uz Marsa nelielos teleskopos novēroto cieto līniju ietekme ir optiska ilūzija. Tomēr ticība inteliģentiem marsiešiem ar to nebeidzās. Cilvēku prātus sāka satraukt mazo Marsa, Fobosa un Deimosa pavadoņu daba. Atcerēsimies: tika izvirzīta hipotēze, ka tās ir mākslīgas. Un ja tā, tad satelītus radījuši marsieši.

20. gadsimta vidū tika pamanīts, ka ar Fobosu notiek kaut kas dīvains. Kādu iemeslu dēļ tā kustība paātrinās, un orbīta pakāpeniski sarūk. Citiem vārdiem sakot, satelīts virzās uz planētu. Ja tā turpināsies, tad pēc 20 miljoniem gadu Fobosam noteikti jānokrīt uz Marsa!

Sākumā zinātnieki neiedziļinājās šīs parādības būtībā. Bet tagad Zemei ir mākslīgie pavadoņi. Bremzēšana atmosfēras augšējos slāņos izraisīja to spirālveida veidošanos un nolaišanos. Šeit padomju astrofiziķis Džozefs Samuilovičs Šklovskis (1916-1985) atcerējās dīvaino Fobosa kustību. Tās paātrinājumu varētu izraisīt līdzīgs iemesls - Marsa atmosfēras pretestība. Zinātnieks aprēķināja, ka bremzēšana iespējama tikai tad, ja satelīta vidējais blīvums ir tūkstoš reižu mazāks par ūdens blīvumu. Tas nozīmē, ka Phobos iekšā ir tukšs! Bet tikai mākslīgais pavadonis var būt dobs. Daži ir pieņēmuši šo secinājumu par labu saprātīgu marsiešu pastāvēšanai...

Marss ir ceturtā planēta no Saules un pēdējā no sauszemes planētām. Tāpat kā pārējās Saules sistēmas planētas (neskaitot Zemi), tā ir nosaukta mitoloģiskās figūras - romiešu kara dieva vārdā. Papildus oficiālajam nosaukumam Marss dažreiz tiek saukts par Sarkano planētu tā virsmas brūngani sarkanās krāsas dēļ. Ar visu to Marss ir otrā mazākā planēta Saules sistēmā pēc.

Gandrīz visu deviņpadsmito gadsimtu tika uzskatīts, ka uz Marsa pastāv dzīvība. Šīs pārliecības iemesls ir daļēji kļūda un daļēji cilvēka iztēle. 1877. gadā astronoms Džovanni Skjaparelli spēja novērot, viņaprāt, taisnas līnijas uz Marsa virsmas. Tāpat kā citi astronomi, kad viņš pamanīja šīs svītras, viņš pieņēma, ka šāds tiešums ir saistīts ar saprātīgas dzīvības pastāvēšanu uz planētas. Tajā laikā populāra teorija par šo līniju būtību bija tāda, ka tie bija apūdeņošanas kanāli. Tomēr, attīstoties jaudīgākiem teleskopiem divdesmitā gadsimta sākumā, astronomi varēja skaidrāk redzēt Marsa virsmu un noteikt, ka šīs taisnās līnijas ir tikai optiska ilūzija. Rezultātā visi iepriekšējie pieņēmumi par dzīvi uz Marsa palika bez pierādījumiem.

Liela daļa zinātniskās fantastikas, kas sarakstīta divdesmitajā gadsimtā, bija tiešas sekas pārliecībai, ka uz Marsa pastāv dzīvība. No maziem zaļiem cilvēciņiem līdz spēcīgiem iebrucējiem ar lāzerieročiem, marsieši ir bijuši daudzu televīzijas un radio programmu, komiksu, filmu un romānu uzmanības centrā.

Neskatoties uz to, ka Marsa dzīvības atklāšana astoņpadsmitajā gadsimtā galu galā izrādījās nepatiesa, Marss zinātnieku aprindās joprojām bija dzīvībai draudzīgākā planēta (neskaitot Zemi) Saules sistēmā. Turpmākās planētu misijas neapšaubāmi bija veltītas vismaz kaut kāda dzīvības veida meklēšanai uz Marsa. Tādējādi misija ar nosaukumu Viking, kas tika veikta 1970. gados, veica eksperimentus Marsa augsnē, cerot atrast tajā mikroorganismus. Tolaik tika uzskatīts, ka savienojumu veidošanās eksperimentu laikā varētu būt bioloģisko aģentu rezultāts, taču vēlāk atklājās, ka ķīmisko elementu savienojumi var rasties bez bioloģiskiem procesiem.

Tomēr arī šie dati neatņēma zinātniekiem cerības. Neatraduši nekādas dzīvības pazīmes uz Marsa virsmas, viņi ierosināja, ka zem planētas virsmas varētu pastāvēt visi nepieciešamie apstākļi. Šī versija ir aktuāla arī šodien. Vismaz tādas tagadnes planētu misijas kā ExoMars un Mars Science ietver visu iespējamo iespēju testēšanu, lai uz Marsa pastāvētu dzīvība pagātnē vai tagadnē, uz virsmas un zem tā.

Marsa atmosfēra

Marsa atmosfēras sastāvs ir ļoti līdzīgs Marsa atmosfērai, kas ir viena no vismazāk viesmīlīgām atmosfērām visā Saules sistēmā. Galvenā sastāvdaļa abās vidēs ir oglekļa dioksīds (95% Marsam, 97% Venērai), taču ir liela atšķirība – uz Marsa nav siltumnīcas efekta, tāpēc temperatūra uz planētas nepārsniedz 20°C, kontrasts ar 480°C uz Veneras virsmas. Šī milzīgā atšķirība ir saistīta ar šo planētu atmosfēru dažādo blīvumu. Ar salīdzināmu blīvumu Venēras atmosfēra ir ārkārtīgi bieza, savukārt Marsa atmosfēra ir diezgan plāna. Vienkārši sakot, ja Marsa atmosfēra būtu biezāka, tā atgādinātu Venēru.

Turklāt Marsā ir ļoti reta atmosfēra – atmosfēras spiediens ir tikai aptuveni 1% no spiediena uz Zemes. Tas ir līdzvērtīgs spiedienam 35 kilometru augstumā virs Zemes virsmas.

Viens no agrākajiem virzieniem Marsa atmosfēras izpētē ir tās ietekme uz ūdens klātbūtni uz virsmas. Neskatoties uz to, ka polārie vāciņi satur cietu ūdeni un gaiss satur ūdens tvaikus, kas rodas sala un zema spiediena rezultātā, visi mūsdienu pētījumi liecina, ka Marsa “vājā” atmosfēra neatbalsta šķidra ūdens pastāvēšanu uz virsmas planētām.

Tomēr, pamatojoties uz jaunākajiem Marsa misiju datiem, zinātnieki ir pārliecināti, ka uz Marsa pastāv šķidrs ūdens un atrodas vienu metru zem planētas virsmas.

Ūdens uz Marsa: spekulācijas / wikipedia.org

Tomēr, neskatoties uz plāno atmosfēras slāni, uz Marsa laikapstākļi ir diezgan pieņemami pēc sauszemes standartiem. Ekstrēmākie šī laikapstākļi ir vēji, putekļu vētras, sals un migla. Šādas laikapstākļu aktivitātes rezultātā dažos Sarkanās planētas apgabalos ir novērotas ievērojamas erozijas pazīmes.

Vēl viens interesants fakts par Marsa atmosfēru ir tas, ka saskaņā ar vairākiem mūsdienu zinātniskiem pētījumiem tālā pagātnē tā bija pietiekami blīva, lai uz planētas virsmas pastāvētu šķidra ūdens okeāni. Tomēr saskaņā ar tiem pašiem pētījumiem Marsa atmosfēra ir krasi mainījusies. Galvenā šādu izmaiņu versija šobrīd ir hipotēze par planētas sadursmi ar citu diezgan apjomīgu kosmisko ķermeni, kā rezultātā Marss zaudēja lielāko daļu savas atmosfēras.

Marsa virsmai ir divas būtiskas iezīmes, kuras interesantas sakritības dēļ ir saistītas ar atšķirībām planētas puslodēs. Fakts ir tāds, ka ziemeļu puslodē ir diezgan gluda topogrāfija un tikai daži krāteri, savukārt dienvidu puslode ir burtiski izraibināta ar dažāda izmēra pakalniem un krāteriem. Papildus topogrāfiskajām atšķirībām, kas norāda uz pusložu reljefa atšķirībām, ir arī ģeoloģiskās - pētījumi liecina, ka ziemeļu puslodē apgabali ir daudz aktīvāki nekā dienvidu.

Uz Marsa virsmas atrodas lielākais zināmais vulkāns Olympus Mons un lielākais zināmais kanjons Mariner. Nekas grandiozāks Saules sistēmā vēl nav atrasts. Olimpa kalna augstums ir 25 kilometri (tas ir trīs reizes augstāks par Everestu, augstāko kalnu uz Zemes), un pamatnes diametrs ir 600 kilometri. Valles Marineris garums ir 4000 kilometri, platums ir 200 kilometri, un dziļums ir gandrīz 7 kilometri.

Līdz šim nozīmīgākais atklājums par Marsa virsmu ir bijis kanālu atklāšana. Šo kanālu īpatnība ir tāda, ka, pēc NASA ekspertu domām, tie radušies, plūstot ūdenim, un tādējādi tie ir visdrošākais pierādījums teorijai, ka tālā pagātnē Marsa virsma bija ievērojami līdzīga zemes virsmai.

Slavenākais peridolijs, kas saistīts ar Sarkanās planētas virsmu, ir tā sauktā “Seja uz Marsa”. Reljefs patiesībā ļoti līdzinājās cilvēka sejai, kad 1976. gadā kosmosa kuģis Viking I uzņēma pirmo apgabala attēlu. Daudzi cilvēki tolaik uzskatīja šo attēlu par reālu pierādījumu tam, ka uz Marsa pastāv saprātīga dzīvība. Sekojošās fotogrāfijas liecināja, ka tas bija tikai apgaismojuma un cilvēka iztēles triks.

Tāpat kā citām sauszemes planētām, Marsa iekšpusei ir trīs slāņi: garoza, mantija un kodols.
Lai gan precīzi mērījumi vēl nav veikti, zinātnieki ir izteikuši noteiktas prognozes par Marsa garozas biezumu, pamatojoties uz datiem par Valles Marineris dziļumu. Dziļā, plašā ieleju sistēma, kas atrodas dienvidu puslodē, nevarētu pastāvēt, ja vien Marsa garoza nebūtu ievērojami biezāka nekā Zemes garoza. Sākotnējās aplēses liecina, ka Marsa garozas biezums ziemeļu puslodē ir aptuveni 35 kilometri, bet dienvidu puslodē – aptuveni 80 kilometri.

Diezgan daudz pētījumu ir veltīts Marsa kodolam, jo ​​īpaši, lai noteiktu, vai tas ir ciets vai šķidrs. Dažas teorijas ir norādījušas uz pietiekami spēcīga magnētiskā lauka trūkumu kā cieta kodola pazīmi. Tomēr pēdējā desmitgadē arvien lielāku popularitāti guvusi hipotēze, ka Marsa kodols ir vismaz daļēji šķidrs. Uz to norādīja uz planētas virsmas atklātie magnetizētie ieži, kas var būt zīme, ka Marsam ir vai bija šķidrs kodols.

Orbīta un rotācija

Marsa orbīta ir ievērojama trīs iemeslu dēļ. Pirmkārt, tā ekscentriskums ir otrā lielākā starp visām planētām, tikai Merkūram ir mazāk. Ar šādu eliptisku orbītu Marsa perihēlijs ir 2,07 x 108 kilometri, kas ir daudz tālāk nekā tā afēlija 2,49 x 108 kilometri.

Otrkārt, zinātniskie pierādījumi liecina, ka tik augsta ekscentriskuma pakāpe ne vienmēr bija pastāvējusi un kaut kad Marsa vēsturē tā varēja būt mazāka nekā Zemei. Zinātnieki saka, ka šo izmaiņu iemesls ir blakus esošo planētu gravitācijas spēki, kas iedarbojas uz Marsu.

Treškārt, no visām sauszemes planētām Marss ir vienīgā, uz kuras gads ilgst ilgāk nekā uz Zemes. Tas dabiski ir saistīts ar tā orbītas attālumu no Saules. Viens Marsa gads ir gandrīz 686 Zemes dienas. Marsa diena ilgst aptuveni 24 stundas un 40 minūtes, kas ir laiks, kas nepieciešams, lai planēta veiktu vienu pilnu apgriezienu ap savu asi.

Vēl viena ievērojama līdzība starp planētu un Zemi ir tās aksiālais slīpums, kas ir aptuveni 25°. Šī iezīme norāda, ka uz Sarkanās planētas gadalaiki seko viens otram tieši tāpat kā uz Zemes. Tomēr Marsa puslodēs katrai sezonai ir pilnīgi atšķirīgi temperatūras režīmi, kas atšķiras no tiem, kas atrodas uz Zemes. Tas atkal ir saistīts ar planētas orbītas daudz lielāku ekscentriskumu.

SpaceX un plāno kolonizēt Marsu

Tātad mēs zinām, ka SpaceX vēlas nosūtīt cilvēkus uz Marsu 2024. gadā, bet viņu pirmā Marsa misija būs Red Dragon kapsula 2018. gadā. Kādus pasākumus uzņēmums plāno veikt, lai sasniegtu šo mērķi?

• 2018. gads Kosmosa zondes Red Dragon palaišana, lai demonstrētu tehnoloģiju. Misijas mērķis ir sasniegt Marsu un veikt dažus apsekošanas darbus nosēšanās vietā nelielā mērogā. Iespējams, sniedzot papildu informāciju NASA vai citu valstu kosmosa aģentūrām.
• 2020. gads Mars Colonial Transporter MCT1 kosmosa kuģa palaišana (bezpilota). Misijas mērķis ir nosūtīt kravu un atdot paraugus. Liela mēroga biotopu, dzīvības uzturēšanas un enerģijas tehnoloģiju demonstrācijas.
• 2022. gads Mars Colonial Transporter MCT2 kosmosa kuģa palaišana (bezpilota). Otrā MCT iterācija. Šobrīd MCT1 būs ceļā atpakaļ uz Zemi, nesot Marsa paraugus. MCT2 piegādā aprīkojumu pirmajam pilotējamam lidojumam. MCT2 būs gatavs palaišanai, kad apkalpe ieradīsies uz Sarkanās planētas 2 gadu laikā. Problēmu gadījumā (kā filmā “Marsietis”) komanda varēs to izmantot, lai pamestu planētu.
• 2024. gads Trešā Mars Colonial Transporter MCT3 iterācija un pirmais pilotētais lidojums. Tajā brīdī visas tehnoloģijas būs pierādījušas savu funkcionalitāti, MCT1 būs ceļojis uz Marsu un atpakaļ, un MCT2 būs gatavs un pārbaudīts uz Marsa.

Marss ir ceturtā planēta no Saules un pēdējā no sauszemes planētām. Attālums no Saules ir aptuveni 227940000 kilometru.

Planēta nosaukta romiešu kara dieva Marsa vārdā. Senajiem grieķiem viņš bija pazīstams kā Ares. Tiek uzskatīts, ka Marss saņēma šo asociāciju planētas asinssarkanās krāsas dēļ. Pateicoties tās krāsai, planēta bija pazīstama arī citām senajām kultūrām. Agrīnie ķīniešu astronomi Marsu sauca par “Uguns zvaigzni”, un senie ēģiptiešu priesteri to sauca par “Ee Desher”, kas nozīmē “sarkans”.

Zemes masas uz Marsa un Zemes ir ļoti līdzīgas. Neskatoties uz to, ka Marss aizņem tikai 15% no Zemes tilpuma un 10% no masas, tā sauszemes masa ir salīdzināma ar mūsu planētu, jo ūdens klāj apmēram 70% no Zemes virsmas. Tajā pašā laikā Marsa virsmas gravitācija ir aptuveni 37% no gravitācijas uz Zemes. Tas nozīmē, ka uz Marsa teorētiski varētu uzlēkt trīs reizes augstāk nekā uz Zemes.

Tikai 16 no 39 misijām uz Marsu bija veiksmīgas. Kopš PSRS uzsāktās misijas Mars 1960A 1960. gadā uz Marsu kopumā ir nosūtīti 39 nolaišanās aparāti un roveri, taču tikai 16 no šīm misijām ir bijušas veiksmīgas. 2016. gadā Krievijas un Eiropas misijas ExoMars ietvaros tika palaista zonde, kuras galvenie mērķi būs dzīvības pazīmju meklēšana uz Marsa, planētas virsmas un topogrāfijas izpēte, kā arī potenciālo vides apdraudējumu kartēšana nākotnē. misijas uz Marsu.

Uz Zemes atrastas atlūzas no Marsa. Tiek uzskatīts, ka meteorītos, kas atlēca no planētas, tika atrastas Marsa atmosfēras pēdas. Pēc atstāšanas no Marsa šie meteorīti ilgu laiku, miljoniem gadu, lidoja pa Saules sistēmu starp citiem objektiem un kosmosa atkritumiem, taču tos satvēra mūsu planētas gravitācija, iekrita tās atmosfērā un notriecās virspusē. Šo materiālu izpēte ļāva zinātniekiem daudz uzzināt par Marsu pat pirms kosmosa lidojumu sākuma.

Nesenā pagātnē cilvēki bija pārliecināti, ka Marss ir saprātīgas dzīves mājvieta. To lielā mērā ietekmēja itāļu astronoma Džovanni Skjaparelli atklātās taisnās līnijas un rievas uz Sarkanās planētas virsmas. Viņš uzskatīja, ka šādas taisnas līnijas nevar radīt daba un tās ir saprātīgas darbības rezultāts. Tomēr vēlāk tika pierādīts, ka tā bija tikai optiska ilūzija.

Augstākais planētu kalns, kas zināms Saules sistēmā, atrodas uz Marsa. To sauc par Olympus Mons (Olympus kalnu) un paceļas 21 kilometru augstumā. Tiek uzskatīts, ka šis ir vulkāns, kas izveidojies pirms miljardiem gadu. Zinātnieki ir atraduši diezgan daudz pierādījumu, ka objekta vulkāniskās lavas vecums ir diezgan jauns, kas var liecināt, ka Olimps joprojām varētu būt aktīvs. Tomēr Saules sistēmā ir kalns, par kuru Olimps ir zemāks par augstumu - šī ir Rheasilvia centrālā virsotne, kas atrodas uz asteroīda Vesta, kura augstums ir 22 kilometri.

Putekļu vētras notiek uz Marsa – visplašākās Saules sistēmā. Tas ir saistīts ar planētas orbītas ap Sauli elipses formu. Orbitālais ceļš ir garāks nekā daudzām citām planētām, un šī ovālā orbītas forma izraisa nežēlīgas putekļu vētras, kas aptver visu planētu un var ilgt daudzus mēnešus.

Saule, skatoties no Marsa, šķiet apmēram puse no tās vizuālā Zemes izmēra. Kad Marss savā orbītā atrodas vistuvāk Saulei un tā dienvidu puslode ir vērsta pret Sauli, planēta piedzīvo ļoti īsu, bet neticami karstu vasaru. Tajā pašā laikā ziemeļu puslodē iestājas īsa, bet auksta ziema. Kad planēta atrodas tālāk no Saules un ziemeļu puslode ir vērsta uz to, Marss piedzīvo garu un maigu vasaru. Dienvidu puslodē iestājas gara ziema.

Izņemot Zemi, zinātnieki uzskata Marsu par dzīvībai piemērotāko planētu. Vadošās kosmosa aģentūras nākamajā desmitgadē plāno vairākas kosmosa misijas, lai noskaidrotu, vai uz Marsa pastāv dzīvības potenciāls un vai uz tā ir iespējams izveidot koloniju.

Marsieši un citplanētieši no Marsa jau diezgan ilgu laiku ir bijuši vadošie kandidāti citplanētiešiem, padarot Marsu par vienu no populārākajām planētām Saules sistēmā.

Marss ir vienīgā planēta sistēmā, izņemot Zemi, kurai ir polārais ledus. Zem Marsa polārajām cepurēm ir atklāts ciets ūdens.

Tāpat kā uz Zemes, arī Marsam ir gadalaiki, taču tie ilgst divreiz ilgāk. Tas ir tāpēc, ka Marss ir sasvērts ap savu asi aptuveni 25,19 grādu leņķī, kas ir tuvu Zemes aksiālajam slīpumam (22,5 grādi).

Marsam nav magnētiskā lauka. Daži zinātnieki uzskata, ka tas pastāvēja uz planētas apmēram pirms 4 miljardiem gadu.

Abi Marsa pavadoņi Foboss un Deimos ir aprakstīti Džonatana Svifta grāmatā Guliver's Travels. Tas notika 151 gadu pirms to atklāšanas.

Planētas īpašības:

• Attālums no Saules: 227,9 miljoni km
• Planētas diametrs: 6786 km*
• Diena uz planētas: 24h 37 min 23s**
• Gads uz planētas: 687 dienas***
• t° uz virsmas: -50°C
• Atmosfēra: 96% oglekļa dioksīds; 2,7% slāpekļa; 1,6% argons; 0,13% skābekļa; iespējama ūdens tvaiku klātbūtne (0,03%)
• Satelīti: Fobs un Deimos

* diametrs gar planētas ekvatoru
**rotācijas periods ap savu asi (Zemes dienās)
*** orbītas ap Sauli periods (Zemes dienās)

Planēta Marss ir ceturtā Saules sistēmas planēta, kas atrodas vidēji 227,9 miljonu kilometru attālumā no Saules jeb 1,5 reizes tālāk par Zemi. Planētai ir seklāka orbīta nekā Zemei. Marsa rotācijas ekscentrika ap sauli ir vairāk nekā 40 miljoni kilometru. 206,7 miljoni kilometru perihēlijā un 249,2 miljoni kilometru afēlijā.

Prezentācija: planēta Marss

Marsu savā orbītā ap sauli pavada divi mazi dabiski pavadoņi Foboss un Demoss. To izmēri ir attiecīgi 26 un 13 km.

Planētas vidējais rādiuss ir 3390 kilometri, kas ir apmēram puse no Zemes. Planētas masa ir gandrīz 10 reizes mazāka nekā Zemes masa. Un visa Marsa virsmas laukums ir tikai 28% no Zemes virsmas. Tas ir nedaudz vairāk nekā zemes kontinentu bez okeāniem platība. Mazās masas dēļ gravitācijas paātrinājums ir 3,7 m/s² jeb 38% no Zemes. Tas ir, astronauts, kura svars uz Zemes ir 80 kg, uz Marsa svērs nedaudz vairāk par 30 kg.

Marsa gads ir gandrīz divas reizes garāks par Zemes un ir 780 dienas. Taču diennakts ilgums uz sarkanās planētas ir gandrīz tāds pats kā uz Zemes un ir 24 stundas 37 minūtes.

Arī Marsa vidējais blīvums ir mazāks nekā Zemes blīvums un ir 3,93 kg/m³. Marsa iekšējā struktūra atgādina sauszemes planētu uzbūvi. Planētas garoza ir vidēji 50 kilometri, kas ir daudz lielāka nekā uz zemes. 1800 kilometrus biezais apvalks galvenokārt ir izgatavots no silīcija, bet planētas 1400 kilometru diametrā šķidrais kodols ir 85 procenti dzelzs.

Nebija iespējams konstatēt nekādu ģeoloģisko aktivitāti uz Marsa. Tomēr Marss agrāk bija ļoti aktīvs. Uz Marsa notika ģeoloģiski notikumi uz Zemes neredzētā mērogā. Sarkanajā planētā atrodas Olimpa kalns, lielākais kalns Saules sistēmā, kura augstums ir 26,2 kilometri. Un arī dziļākais kanjons (Valley Marineris) līdz 11 kilometru dziļumam.

Aukstā pasaule

Temperatūra uz Marsa virsmas svārstās no -155°C līdz +20°C pie ekvatora pusdienlaikā. Ļoti plānās atmosfēras un vājā magnētiskā lauka dēļ saules starojums netraucēti apstaro planētas virsmu. Tāpēc pat visvienkāršāko dzīvības formu pastāvēšana uz Marsa virsmas ir maz ticama. Atmosfēras blīvums uz planētas virsmas ir 160 reizes mazāks nekā uz Zemes virsmas. Atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda, 2,7% slāpekļa un 1,6% argona. Citu gāzu, tostarp skābekļa, īpatsvars nav būtisks.

Vienīgā parādība, kas tiek novērota uz Marsa, ir putekļu vētras, kas dažkārt iegūst globālu Marsa mērogu. Vēl nesen šo parādību būtība bija neskaidra. Tomēr jaunākajiem uz planētu nosūtītajiem Marsa roveriem izdevās fiksēt putekļu velnus, kas pastāvīgi parādās uz Marsa un var sasniegt visdažādākos izmērus. Acīmredzot, kad šo virpuļu ir pārāk daudz, tie attīstās putekļu vētrā

(Marsa virsma pirms putekļu vētras sākuma, putekļi tikai tālumā pulcējas miglā, kā to iztēlojies mākslinieks Kīss Vēnenboss)

Putekļi pārklāj gandrīz visu Marsa virsmu. Dzelzs oksīds piešķir planētai sarkano krāsu. Turklāt uz Marsa var būt diezgan liels ūdens daudzums. Uz planētas virsmas ir atklātas sausas upju gultnes un ledāji.

Planētas Marsa satelīti

Marsam ap planētu riņķo divi dabiski pavadoņi. Tie ir Foboss un Deimos. Interesanti, ka grieķu valodā viņu vārdi tiek tulkoti kā “bailes” un “šausmas”. Un tas nav pārsteidzoši, jo ārēji abi kompanjoni patiešām iedveš bailes un šausmas. To formas ir tik neregulāras, ka vairāk atgādina asteroīdus, savukārt diametri ir ļoti mazi – Foboss 27 km, Deimos 15 km. Satelīti ir veidoti no akmeņainiem akmeņiem, virsma atrodas daudzos mazos krāteros, tikai Fobos ir milzīgs krāteris ar diametru 10 km, gandrīz 1/3 no paša satelīta izmēra. Acīmredzot tālā pagātnē asteroīds to gandrīz iznīcināja. Sarkanās planētas pavadoņi pēc formas un uzbūves tik ļoti atgādina asteroīdus, ka saskaņā ar vienu versiju pats Marss savulaik tika notverts, pakļauts un pārvērsts par saviem mūžīgajiem kalpiem.