Mars Opracowaa Magorzata Ambrosiewicz Mars czwarta wedug oddalenia

Mars Opracowała: Małgorzata Ambrosiewicz

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 rdzawoczerwona Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza.

Skład chemiczny ü Dwutlenek węgla 95, 32% ü Azot 2, 7% ü Tlen 0, 13% ü Gazy szlachetne

Cechy charakterystyczne planety • • Masa 6, 4185× 1023 kg (0, 105 Ziemi) Powierzchnia 1, 448× 108 km² (0, 284 Ziemi) Objętość 1, 638× 1011 km³(0, 151 Ziemi) Gęstość 3, 934 g/cm³ Przyspieszenie ziemskie 3, 69 m/s² (0, 376 g) Ciśnienie atmosferyczne 0, 7 -0, 9 k. Pa Okres obrotu 1, 025 957 d (24 h 36 min)

Klimat planety • Maksymalna temperatura powierzchni: 20 °C • Minimalna temperatura powierzchni: -140 °C

Atmosfera Zdjęcie orbitalne Marsa z niskiej orbity, nad brzegiem planety widoczna cienka, zapylona atmosfera.

Księżyce Marsa: Fobos (po lewej) i Deimos (po prawej) 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.

Sztuczne satelity Marsa • Wokół Marsa krążą trzy sztuczne satelity, 2001 Mars Odyssey, Mars Express Orbiter i Mars Reconnaissance Orbiter. • Na powierzchni jest aktywny łazik Opportunity misji Mars Exploration Rover i kilka innych, nieaktywnych, lądowników z zarówno udanych, jak i nieudanych misji.

Warunki fizyczne Mars ma o połowę mniejszy promień niż Ziemia. Jego gęstość jest też nieco mniejsza niż nasza planeta. ( Na zdjęciu: Ziemia i Mars w identycznej skali)

Geologia Mars przypomina budową Ziemię: pod skorupą znajduje się gruby płaszcz, a w głębi planety jądro, złożone głównie z żelaza.

Pole magnetyczne Na Marsie nie występuje globalne dipolowe pole magnetyczne podobne do ziemskiego. Planeta posiada natomiast słabe pole magnetyczne o lokalnym charakterze. 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.

Mapa topograficzna Marsa Wulkaniczne płaskowyże (czerwony) i baseny uderzeniowe (niebieski) dominują na mapie topograficznej Marsa.

Powstanie kraterów na Marsie Cztery miliardy lat temu w północną półkulę Marsa uderzył obiekt o średnicy od 1/10 do 2/3 Księżyca. Zderzenie to utworzyło na północnej półkuli Marsa krater o 10 600 km długości i 8500 km szerokości, czyli o powierzchni Europy, Azji i Australii razem wziętych, większy niż Basen Biegun Południowy – Aitken.

Kratery na Marsie Na powierzchni Marsa odnaleziono 43 000 kraterów uderzeniowych o średnicy co najmniej 5 km, nie licząc mniejszych. Największym potwierdzonym spośród nich jest basen Hellas. Na Marsie jest znacznie mniej kraterów niż na Księżycu, ponieważ atmosfera Marsa zapewnia ochronę przed małymi meteorami. Wygląd niektórych kraterów sugeruje, że po uderzeniu meteorytu doszło do wypływu wody.

Historia planety 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 stworzyło basen uderzeniowy Borealis, wygładzony następnie przez wylewy lawy, który obejmuje 40% powierzchni planety.

Powierzchnia planety • 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.

Regolit Skład chemiczny regolitu Marsjański regolit ma odczyn lekko zasadowy i zawiera pierwiastki takie jak magnez, sód, potas i chlor. Te składniki znajdują się także w glebach na Ziemi i są niezbędnym składnikiem odżywczym dla roślin. Na zdjęciu: skalista powierzchnia Marsa

Hydrologia Istnienie wody na Marsie Niskie ciśnienie na Marsie uniemożliwia istnienia wody w stanie ciekłym. Nie mniej jednak jest wiele dowodów na istnienie wody. Zdjęcie mikroskopijnej formacji skalnej, powstałej w obecności wody, wykonane przez łazik Opportunity

Ślady po dawnych rzekach

Czapy polarne Mars ma dwie stałe polarne czapy lodowe na obu biegunach: • północnym • południowym przy czym północna ma większy zasięg. Są one złożone z zamarzniętej wody z dodatkiem dwutlenku węgla, czyli suchego lodu.

Północna czapa lodowa na Marsie

Pory roku na Marsie Ze względu na nachylenie osi obrotu Marsa podobne do ziemskiego, na obu planetach występują podobne pory roku.

Zima na Marsie W czasie polarnej zimy czapa lodowa pozostaje w ciągłej ciemności, co prowadzi do ochłodzenia powierzchni i atmosfery, oraz wytrącenia się w grubej warstwy CO 2 w postaci suchego lodu. W północnej okolicy podbiegunowej powstaje warstwa zamarzniętego dwutlenku węgla o miąższości 1 metra, która sublimuje całkowicie w lecie; zimowa warstwa suchego lodu na południu jest osiem razy grubsza i nie znika całkowicie nawet w lecie.

Lato na Marsie Kiedy biegun zostaje ponownie wystawiony na działanie promieni słonecznych, zamrożony CO 2 sublimuje, tworząc silne wiatry (do 400 km/h) wiejące z okolicy biegunów. Burze na Marsie są największe w Układzie Słonecznym To sezonowe zjawisko transportuje duże ilości pyłu i pary wodnej, co podobnie jak na Ziemi, tworzy szron i duże chmury typu cirrus.

Erupcje zimnych płynów Sezonowe zamrażanie i rozmrażanie w południowej pokrywie lodowej tworzy pająkowate promieniowe kanały o głębokości 1 metra, wyryte w lodzie przez światło słoneczne. Następnie sublimacja CO 2 i prawdopodobnie także wody przyczynia się do wzrostu ciśnienia w ich wnętrzu, co z kolei powoduje erupcje zimnych płynów, często zmieszanych z ciemnym bazaltowym piaskiem lub błotem, podobne do gejzerów. Proces ten zachodzi szybko, w skali kilku dni, tygodni lub miesięcy.

Wielki kanion Chasma Boreale w północnej czapie Szczeliny widoczne ukazują liczne warstwy lodu i pyłu naniesionego przez burze piaskowe

Olympus Mons, najwyższa góra o wys. 27 km w Układzie Słonecznym.

Zachód Słońca na Marsie uwieczniony przez łazik Spirit z krateru Gusiewa

Miejsce lądowania Vikinga 1

Marsjańska twarz – kontrowersyjna formacja geologiczna w rejonie Cydonii, sfotografowana w 1976 roku przez sondę Viking.

Obserwacje Marsa na Ziemi Co kilkanaście lat dochodzi do Wielkiej Opozycji, kiedy Mars zbliża się do nas na minimalną odległość (ostatnia zdarzyła się w 2003 roku, następna zaś wypadnie w 2018).

Mars świeci najwyżej na tle Zodiaku, w gwiazdozbiorze Bliźniąt, stąd przy dobrej pogodzie można go podziwiać wysoko na nocnym niebie. (Mars widziany w 2003 r).

Zdjęcie Marsa wykonane przez Janusza Kosmowskiego

Zdjęcie Marsa zrobione przez Janusza Wilanda