Mars

Mars

Czerwona Planeta

Co to jest?

Warunki

fizyczne

Geografi

Historia

geologic

zna

Atmosfe

Klimat

Orbita

i obrót

Księżyce

EN
D

Mars

Czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu

Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia
rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej
barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się być
rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą
wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że
powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. Mars jest
planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni
usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak
powierzchnia Księżyca. Występują tu także inne
rodzaje terenu, podobne do ziemskich: wulkany,
doliny, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu
wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i
wynosi 24,6229 godziny. Na Marsie znajduje się
najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Olympus
Mons i największy kanion – Valles Marineris. Gładki
obszar równinny Vastitas Borealis na półkuli północnej
obejmuje 40% powierzchni planety i może być
pozostałością ogromnego uderzenia. W
przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i
tektonicznie nieaktywny.

Spis
tematów

Czytaj
dalej

Do czasu pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa

w 1965 roku spekulowano na temat obecności ciekłej wody
na powierzchni planety. Podstawą spekulacji były
obserwowane okresowe zmiany jasności obszarów
powierzchni, w szczególności w pobliżu biegunów, które w
obserwacjach teleskopowych wydawały się być morzami i
kontynentami. Długie ciemne linie na powierzchni, nazwane
kanałami marsjańskimi, były interpretowane przez
niektórych jako kanały nawadniające wybudowane przez
istoty rozumne. Ich obserwacje wytłumaczono później jako
złudzenie optyczne, ale ze wszystkich planet w Układzie
Słonecznym poza Ziemią, występowanie na Marsie wody, a
tym samym warunków do życia, jest najbardziej
prawdopodobne. Badania geologiczne zebrane przez
bezzałogowe misje sugerują, że Mars posiadał kiedyś duże
zasoby wody na powierzchni, a małe wypływy wód podobne
do gejzerów mogły mieć miejsce w ciągu ostatniej dekady.
W roku 2005 dane radarowe wykazały obecność dużych
ilości lodu zarówno na biegunach, jak i na średnich
szerokościach geograficznych. Lądownik Phoenix 31 lipca
2008 roku stwierdził bezpośrednio obecność wody w próbce
regolitu, pobranej w okolicach biegunowych

Wybór

tematu

Warunki fizyczne

Mars ma promień

równy około połowy

promienia Ziemi,

około 15%

objętości Ziemi,

a przy tym 11% jej masy, co

oznacza

że jego gęstość

jest nieco mniejsza niż Ziemi.

Jego powierzchnia jest tylko nieznacznie mniejsza niż
całkowita powierzchnia lądów na Ziemi. Chociaż Mars
jest większy i bardziej masywny od Merkurego, to
Merkury ma większą gęstość. W efekcie na powierzchni
obu planet występuje niemal identyczne natężenie pola
grawitacyjnego. Rozmiary Marsa są pośrednie
pomiędzy rozmiarami Ziemi i Księżyca.
Rdzawoczerwony kolor powierzchni Marsa jest
spowodowany przez tlenek żelaza(III), bardziej znany
jako hematyt, główny składnik rdzy.

Wybór

tematu

Geografia

Na podstawie obserwacji orbitalnych oraz badań meteorytów
marsjańskich, wydaje się, że powierzchnia Marsa jest złożona
głównie z bazaltu. Niektóre dowody sugerują, że część
powierzchni jest bogatsza w krzemionkę niż bazalt i mogą ją
tworzyć skały podobne do ziemskich andezytów, jednak można
to także wytłumaczyć obecnością amorficznej krzemionki.
Znaczna część powierzchni Marsa jest pokryta pyłem tlenku
żelaza.
Na Marsie nie występuje globalne dipolowe pole magnetyczne
podobne do ziemskiego. Planeta posiada natomiast słabe pole
magnetyczne o lokalnym charakterze. Obserwacje dokonane
przez sondę Mars Global Surveyor wykazały, że w skorupie
planety znajdują się na przemian położone pasma o przeciwnej
biegunowości magnetycznej o szerokości przeważnie około 160
km i długości około 1000 km. Podobne struktury (liniowe
anomalie magnetyczne) można znaleźć na dnie ziemskich
oceanów. Istnienie pasm sugeruje występowanie w przeszłości
ruchów tektonicznych płyt oraz dipolowego pola
magnetycznego, generowanego ruchem płynnego jądra.
Obecnie we wnętrzu planety nie funkcjonuje mechanizm
dynama magnetohydrodynamicznego

Wybór

tematu

Historia geologiczna

Po utworzeniu się planet, w historii Układu Słonecznego miał
miejsce epizod Wielkiego Bombardowania. Około 60%
powierzchni Marsa tworzą wyżyny noszące liczne ślady uderzeń
z tego okresu

Znaczna część pozostałej powierzchni Marsa

powstała prawdopodobnie przez ogromne wypływy magmy po
uderzeniach. Największy taki obszar znajduje się na północnej
półkuli Marsa, ma wymiary 10600 km na 8500 km i jest około
cztery razy większy niż Basen Biegun Południowy - Aitken na
Księżycu, największy z potwierdzonych basenów uderzeniowych.
Jedna z hipotez powstania tego obszaru sugeruje, że Mars został
uderzony przez ciało wielkości Plutona około cztery miliardy lat
temu. To wydarzenie, uważane za przyczynę dychotomii półkul
Marsa, stworzyło basen uderzeniowy Borealis, wygładzony
następnie przez wylewy lawy, który obejmuje 40% powierzchni
planety

Spis
tematów

Czytaj
dalej

Historię geologiczną Marsa można podzielić na wiele epok i na kilka różnych

sposobów, ale poniższe trzy epoki są najczęściej uznawane za podstawowe

Epoka noachijska – najstarsza epoka w geologii Marsa.
Obejmuje okres pomiędzy 4,6 a 3,5 miliarda lat temu, kiedy
północne równiny Marsa przez dziesiątki, a może nawet setki
milionów lat, pokrywał głęboki ocean. Oceany znikły z
powierzchni planety przed nastaniem epoki hesperyjskiej,
pomiędzy 4 a 3,8 miliardów lat temu.
Epoka hesperyjska – średnia epoka w geologii Marsa. Miała
miejsce pomiędzy 3,5 a 1,8 miliarda lat temu, kiedy z północnych
równin Marsa zniknął już ocean, ale w rejonach okołorównikowych
istniały jeszcze jeziora powstałe ze stopionego lodu, o średnicach
około 20 km.
Epoka amazońska – najmłodsza epoka w geologii Marsa, która
rozpoczęła się 1,8 miliarda lat temu i trwa do dziś. Epoka ta była
uważana za zimną i suchą. Jednak ostatnie obserwacje wskazują
na istnienie miejsc, z których wypływała woda z lodowców
położonych na średnich szerokościach geograficznych Marsa w
ciągu zaledwie ostatnich kilkuset milionów lat.

Wybór

tematu

Atmosfera

Mars utracił magnetosferę 4 miliardy lat temu, od tego czasu cząstki

wiatru

słonecznego docierają bezpośrednio do jonosfery planety, gdzie

zderzając się z cząsteczkami

cienkiej atmosfery nadają im dużą prędkość,

umożliwiając ucieczkę z jej pola grawitacyjnego.

Mars Global Surveyor i

Mars Express wykryły te zjonizowane cząsteczki, uciekające w przestrzeń
kosmiczną. W porównaniu do Ziemi, atmosfera Marsa jest bardzo cienka.
Ciśnienie na powierzchni osiąga zaledwie 30 Pa (0,30 hPa) na szczycie
Olympus Mons, zaś na dnie basenu Hellas sięga 1155 Pa (11,55 hPa);
średnie ciśnienie atmosferyczne na Marsie to 600 Pa. Na Ziemi takie
ciśnienie panuje na wysokości 35 km nad powierzchnią morza; stanowi to
mniej niż 1% ciśnienia przy powierzchni Ziemi (1013 hPa). Ciśnienie w
atmosferze Marsa spada wraz z wysokością wolniej niż na Ziemi,
względny spadek „e” razy (w przybliżeniu 2,7 razy) następuje co około
10,8 km (na Ziemi co około 6 km). Różnica wynika z mniejszego
przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni Marsa (około 38%
ziemskiego), niższej temperatury i wyższego o około 50% średniego
ciężaru cząsteczkowego atmosfery.

Spis
tematów

Czytaj
dalej

Atmosfera Marsa zawiera 95% dwutlenku węgla, 3% azotu, 1,6%
argonu oraz śladowe ilości tlenu i wody

[10]

. Jest także silnie zapylona,

pył tworzą cząstki o średnicy około 1,5 mikrometra, nadające
marsjańskiemu niebu płowy kolor przy obserwacji z powierzchni.
Metan został wykryty w marsjańskiej atmosferze w stężeniu
objętościowym około 30 ppb; tworzy on rozszerzone pióropusze, co
oznacza, że jest uwalniany z oddzielnych, niewielkich pod względem
powierzchni źródeł. Podczas lata na północnej półkuli, główny pióropusz
zawiera 19 000 ton metanu, a wydajność źródła szacowana jest na 0,6
kilograma na sekundę. Profile sugerują, że mogą istnieć dwa źródła
metanu, pierwsze skupione w pobliżu 30°N, 260°W, a drugie w pobliżu
0°, 310°W. Czas życia metanu w atmosferze Marsa jest szacowany na 4
lata ziemskie, dla porównania w atmosferze Ziemi jest to około 0,6
roku. Tak szybka wymiana wskazuje na aktywne uwalnianie gazu na
planecie; wśród możliwych źródeł wymienia się: działalność
wulkaniczną, upadki komet, oraz obecność metanogennych form życia.
Metan może być również wytwarzany w procesie niebiologicznym
nazywanym serpentynizacją, z udziałem wody, dwutlenku węgla i
oliwinu, które występują na Marsie

Szacuje się, że Mars musi uwalniać

270 ton metanu na rok.

Wybór

tematu

Klimat

• Spośród wszystkich planet w Układzie Słonecznym, pory roku na Marsie są

najbardziej podobne do ziemskich, a to ze względu na podobne nachylenie osi
obrotu obydwu planet do płaszczyzny orbity. Jednak z powodu większej odległości
Marsa od Słońca, pory roku na nim są około dwa razy dłuższe niż na Ziemi.
Temperatura powierzchni Marsa waha się, spadając do około -87 °C podczas zimy
i dochodząc do -5 °C w lecie. Niższe temperatury wynikają z tego, że planeta jest
1,52 razy dalej od Słońca niż Ziemia, w wyniku czego na jego powierzchnię
dociera 43 procent energii padającej na taką samą powierzchnię na Ziemi. Duże
zmiany z kolei wynikają z małej pojemności cieplnej cienkiej atmosfery (ze
względu na niskie ciśnienie) i bezwładności cieplnej marsjańskiego gruntu, który
nie może na długo gromadzić ciepła słonecznego.

• Wpływ na klimat na Marsie na także stosunkowo duży mimośród jego orbity. Mars

znajduje się w pobliżu peryhelium, gdy na półkuli południowej jest lato, a na
północnej zima, zaś w pobliżu aphelium na półkuli południowej jest zima, a na
północnej lato. W rezultacie, pory roku na półkuli południowej są bardziej surowe
niż na półkuli północnej, gdzie różnice między latem a zimą są mniejsze.
Temperatura latem na południu może być do 30 °C wyższa niż w lecie na
północy, na tej samej szerokości areograficznej.

• Na Marsie występują największe burze piaskowe w Układzie Słonecznym. Mogą

one mieć zarówno zasięg lokalny, jak też obejmować całą planetę. Występują
częściej, gdy Mars jest najbliżej Słońca, w wyniku czego jego powierzchnia jest
silniej ogrzewana. W ich trakcie wiatr może osiągać nawet 300 km/h.

Wybór

tematu

Orbita i obrót

• Średnia odległość Marsa od Słońca to około 230 000 000 km (1,52 AU), a czas obiegu

wokół Słońca (rok marsjański) jest równy 687 dni ziemskich, co odpowiada 1,8809 roku
ziemskiego (1 rok, 320 dni i 18,2 godziny). Doba słoneczna na Marsie jest niewiele dłuższa
niż ziemska i ma 24 godziny, 39 minut i 35,244 sekundy

• Nachylenie osi obrotu Marsa (odchylenie od prostej prostopadłej do płaszczyzny orbity) to

25,19 stopnia, jest ono podobne do nachylenia osi obrotu Ziemi. W rezultacie pory roku na
Marsie są podobne do ziemskich, choć prawie dwa razy dłuższe z uwagi na dłuższy rok. W
obecnej orientacji biegun północny Marsa znajduje się w pobliżu gwiazdy Deneb. Mars
ostatnio przeszedł przez aphelium w marcu 2010 roku, a peryhelium osiągnie w marcu
2011 roku; następne przejście przez aphelium przypada w lutym 2012 roku.

• Orbita Marsa ma stosunkowo duży mimośród, równy około 0,09; wśród planet Układu

Słonecznego tylko orbita Merkurego ma większą ekscentryczność. W przeszłości orbita
Marsa była bardziej kołowa niż obecnie, jej mimośród zmienia się w wyniku oddziaływania
grawitacyjnego z innymi planetami. 1,35 miliona lat temu (lat ziemskich) ekscentryczność
orbity Marsa wynosiła około 0,002, dużo mniej niż dzisiaj ma orbita Ziemi. Okres zmian
mimośrodu Marsa to 96000 lat ziemskich, w porównaniu analogiczny cykl dla Ziemi ma
okres 100000 lat

[

. Mars ma też znacznie dłuższy cykl zmian ekscentryczności o okresie 2,2

mln lat ziemskich, ale ma on mniejszą amplitudę i na wykresie zmian ekscentryczności
jest zakrywany przez cykl 96000-letni. Przez ostatnie 35000 lat mimośród jego orbity był
nieco większy niż dziś, ze względu na efekty grawitacyjne innych planet. Minimalna
odległość między Ziemią a Marsem będzie nadal powoli zmniejszała się przez następne
25000 lat.

Wybór

tematu

Księżyce

• Mars posiada dwa małe księżyce o nieregularnych kształtach, których

orbity są bardzo bliskie planety: Fobosa i Deimosa. Mogą być one
przechwyconymi planetoidami lub ciałami utworzonymi z materii
wyrzuconej przez uderzenia z powierzchni planety.

• Oba zostały odkryte w 1877 roku przez Asapha Halla. Ich nazwy pochodzą

od imion synów greckiego boga wojny Aresa, Fobosa (jego imię znaczy
"strach") i Dejmosa ("trwoga"), którzy w mitologii greckiej towarzyszyli
ojcu w bitwach. Odpowiednikiem Aresa w mitologii Rzymian był Mars.

• Obserwowany z powierzchni Marsa ruch Fobosa i Deimosa bardzo różni

się od ruchu naszego Księżyca. Fobos znajduje się bardzo blisko planety i
jego okres obiegu to zaledwie 7,66 godziny, znacznie mniej niż czas
obrotu Marsa wokół własnej osi, przez co jego pozorny ruch na niebie jest
przeciwny do ruchu Słońca. Fobos wschodzi na zachodzie, a zachodzi na
wschodzie, a jego pozorny czas obiegu to około 11 godzin, przez co
wschód następuje częściej niż 2 razy na dobę marsjańską. Deimos krąży
nieznacznie dalej niż orbita synchroniczniczna, jego pozorny ruch jest
zgodny z ruchem Słońca, ale bardzo powolny. Obiega on planetę w 30
godzin, ale do czasu, gdy ponownie znajdzie się w tym samym miejscu na
nieboskłonie, mija aż 5,28 marsjańskiego dnia. Oba satelity wykazują
obrót synchroniczny z obiegiem, podobnie jak Księżyc ziemski, przez co z
powierzchni Marsa widoczna jest zawsze ta sama strona księżyców.

Wybór

tematu

Document Outline