к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Планета Марс
Планета Марс - четвёртая по порядку от Солнца большая планета Солнечной системы. Cp. расстояние от Солнца 1,524 а. е. (227,9 млн. км). Эксцентриситет орбиты 0,0934, наклон плоскости орбиты к эклиптике экватор M. наклонён к плоскости его орбиты на ,

что вызывает сезонные изменения на планете. Период обращения M. вокруг Солнца 686,98 сут (сидерический период обращения). Cp. скорость движения на орбите 24,13 км/с. Экваториальный радиус 3394 км, полярный - 3376,4 км, динамич. полярное сжатие Найдена значит, асимметрия M. вдоль полярной оси: уровень поверхности почти во всём южном полушарии лежит на 3-4 км выше, чем в северном. Период вращения M. вокруг своей оси 24 ч 37 мин 22,58 с. Расстояние в перигелии 207 млн. км, в афелии 249 млн. км. Кол-во солнечной энергии, получаемой M. при наиб, и наим. расстояниях от Солнца, различается на 20 - 30%. Масса M. 6,44^.10^23 кг (0,108 земной), ср. плотность 3950 кг/м^3, ускорение свободного падения на экваторе 3,76 м/с^2, первая космическая скорость 3,6 км/с, вторая - 5 км/с. Болометрич. сферич. альбедо ср. эффективная темп-pa поверхности 216 К.

Благоприятные условия для исследования M. наземными и космич. средствами возникают во время противостояний, происходящих с интервалом 779,94 сут (ср. синодич. период обращения). Расстояния между M. и Землёй в противостояниях не одинаковы и меняются циклами продолжительностью в 15 -17 лет. Противостояния при нахождении M. вблизи перигелия наиб, благоприятны, т. к. в этот период расстояние между планетами становится наименьшим, они происходят один раз за цикл и наз. великими противостояниями.

При наблюдении с Земли на M. выделяются светлые области красно-оранжевого цвета, занимающие ок. 75% его поверхности, к-рые исторически получили назв. "материки", и тёмные области серо-зелёного оттенка - "моря". Определ. зависимости в относительном высотном расположении "материков" и "морей" не выявлено. Перепады высот в планетарном масштабе, впервые обнаруженные радиолокац. исследованиями приэкваториальной области M., достигают 14 -16 км.

Наиб, прогресс в исследрваниях M. достигнут благодаря полётам космич. аппаратов (сов. "Марс-1-7", "Фобос-2", амер. "Маринер-4, -6, -7, -9", "Викинг-1, -2"). Отснята поверхность M. с разрешением менее 1 км. Сильно кратериров. участки поверхности M. с диаметрами кратеров от неск. км до сотен км характерны в осн. для средне- и высокоширотных районов южного полушария. Сглаженность кратеров больше, чем на Луне и Меркурии, но значительно меньше, чем на Венере. Крупным кратерам присвоены имена советских и зарубежных учёных, кратерам меньшего размера даются наименования небольших насел, пунктов на Земле.

Очевидные следы вулканизма и тектонич. деятельности на планете служат доказательством геологич. активности, завершившейся, видимо, ок. 1 млрд. лет назад. Громадные потухшие щитовые вулканы диаметрами в основании до 600 км и вые. до 27 км сосредоточены в возвышенной области Фарсида в северном полушарии. Об интенсивной тектонич. деятельности свидетельствуют многочисл. разломы и сбросы марсианской коры - грабены, утёсы, обширные ущелья с системой ветвящихся каньонов, достигающие неск. км в глубину, десятков км в ширину, сотен км в длину.

В формировании совр. облика M. важную роль сыграли также интенсивная ветровая и, по-видимому, водная эрозии, осадконакопление и гляциологич. процессы. Белые полярные шапки образуются вблизи полюсов в период с начала марсианской осени до конца весны в соответствующем полушарии за счёт конденсации углекислого газа, а их нестаивающая за лето часть (значительная у северной полярной шапки) состоит в осн. из обычного льда, возможно, с примесью клат-ратов CO_2. С динамикой сезонных изменений размеров шапок связаны изменения отражат. свойств поверхности M., включая известную "волну потемнения", распространяющуюся в целом от полярных шапок к экватору в весенний период. Тёмные области систематически на неск. градусов теплее светлых. "Волна потемнения" и периодич. изменение очертаний светлых и тёмных областей являются следствием перераспределения пыле-песчаного тонкозернистого материала вдоль поверхности при перестройке циркуляц. процессов в атмосфере и смене направлений местных ветров. Этот материал, выдуваемый из кратеров, образует характерные шлейфы позади их кромок; на поверхности и внутри кратеров часто образуются песчаные дюны. Данные о тепловой инерции поверхностных слоев M. согласуются с моделью раздробленного грунта со ср. размерами частиц 0,01-0,05 см в слое проникновения тепловой волнывследствие суточного и годового хода температуры. По результатам определения диэлектрич. проницаемости материала поверхности на глубине в неск. десятков см ср. значение плотности 1500-2000 кг/см^3. Из анализа углубления опор космич. аппарата ср. плотность 1200-1800 кг/м^3. Значит, суточно-сезонные вариации температуры, достигающие св. 100 К, и практич. отсутствие колебаний температуры уже на глубине в неск. десятков см свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности марсианского грунта

Согласно модели, отвечающей данным измерений содержаний хим. элементов в грунте, осн. соединениями являются (%, по массе): содержание щелочных металлов очень низкое.

Атмосфера M. разреженная, давление у поверхности в зависимости от рельефа изменяется от 0,18 до 1 кПа. За ср. давление, примерно соответствующее давлению на поверхности ср. уровня (от этого уровня отсчитывают высоту гор и глубину впадин), принято давление в тройной точке на фазовой диаграмме воды (0,61 кПа). Состав атмосферы (%, по объёму): Содержание водяного пара очень низкое и испытывает заметные суточно-сезонные колебания: от менее 1 мкм осаждённой воды в зимнем полушарии до почти 100 мкм осаждённой воды над полярной шапкой летом. Обнаружены отд. районы повыш. влажности в ср. широтах, а также небольшое кол-во озона, практически не влияющее на ослабление интенсивной солнечной УФ-радиации, проникающей сквозь разреженную атмосферу M. до поверхности. Cp. температура у поверхности близка к эффективной, днём температура поверхности выше, ночью ниже, чем темп-pa атмосферы. Суточно-сезонные вариации температуры составляют 100-150 К, миним. темп-pa на полярных шапках зимой опускается ниже температуры конденсации CO_2 (148 К при 0,61 кПа). Из-за больших температурных контрастов на поверхности и малой плотности атмосфера M. очень динамична, скорости ветра достигают неск. десятков м/с, а во время пылевых бурь 80-100 м/с. Периоды глобальных пылевых бурь обычно совпадают с противостояниями M. Облака пыли поднимаются до высот почти полностью сглаживая температурные контрасты на поверхности. Распределение температуры в атмосфере по вертикали стремится к изотермическому, а темп-pa поверхности падает на 20- 30 К. Число пылевых частиц в атмосфере во время бури достигает 10^12-10^13 в 1 м^3 ср. размер частиц 1-3 мкм. В спокойной атмосфере также присутствует пыль со ср. размерами частиц 0,05-0,1 мкм. В отличие от пылевых (жёлтых) облаков, белые и синие облака в атмосфере имеют конденсац. природу - в тропосфере из H_2O, в стратосфере преим. из CO_2. (Подразделение облаков по цветовому признаку обусловлено соответствующим светофильтром, через к-рый они наблюдаются.) В верх, атмосфере до 150 км преобладает CO_2, выше -О и СО, начиная с высоты ок. 400 км,- Не и H_2. Ионосфера M. менее плотная, чем земная, и более поджата к планете: дневной максимум на вые. 135- 140 км имеет электронную концентрацию N_е =  , второй, менее чёткий максимум находится на вые. ок. 110 км с . На ночной стороне максимум N_е опускается до высот 100- 110 км (TVg в нём не превышает 5*10^3 см^-3). Осн. компонентом марсианской ионосферы является ион 

Обнаружение на поверхности длинных, ветвящихся долин типа высохших речных русел, выглаженных ложбин и островов свидетельствует о водной эрозии в определённые (ранние) периоды марсианской истории. Газовый и изотопный анализы атмосферы, включая сопоставление относит, содержания инертных газов с их содержанием на Земле и в метеоритах, дают основание считать, что когда-то Марс обладал существенно (примерно в 20 раз) более плотной атмосферой и на его поверхности могла быть вода в жидком состоянии. Общее её содержание в совр. эпоху в виде подповерхностного льда и полярных шапок оценивается эфф. толщиной равномерно разлитого по поверхности слоя м (ср. глубина Мирового океана на Земле

Относительно проявлений биол. активности или возможных следов биосферы на M. ничего определённого пока сказать нельзя. Эксперименты на космич. аппарате "Викинг" дали противоречивые результаты. Возможно, что осн. препятствием к обнаружению к--л. форм жизни явилась недостаточная чувствительность (или неэффективность) использованных методов в условиях сильноокисленной среды в поверхностном слое планеты.

У M. предполагалось магн. поле с напряжённостью на экваторе, приведённой к поверхности, (в ~10^3 раз слабее земного), однако вывод о принадлежности его самой планете подвергнут сомнению измерениями KA "Фобос-2".

У M. есть два спутника: Фобос (Страх) и Деймос (Ужас). Фобос обращается вокруг M. с периодом 7 ч 39 мин (сидерич. период) на ср. расстоянии 9350 км, т. е. обгоняет планету в её суточном вращении. Сидерич. период Деймоса, обращающегося на ср. расстоянии 23 500 км,- 30 ч 17 мин. Оба спутника всегда обращены к M. одной стороной и имеют неправильную, асте-роидоподобную форму с макс, размерами соответственноПоверхность их покрыта многочисл. кратерами (плотность кратеров в 100 раз больше, чем на M.). Возможно, они сохранились со времени аккреции планеты или (что более вероятно) захвачены позднее её гравитац. полем.

Литература по планете Марс

1. Мороз В. И., Физика планеты Марс, M., 1978; 
2. Mаров M. Я., Планеты Солнечной системы, 2 изд., M., 1986. 
3. Хайдаров К.А. Строение небесных тел. - BRI, Алматы, 2004. 
4. Хайдаров К.А. Происхождение Солнца и планет. - BRI, Алматы, 2004. 
5. Хайдаров К.А. Эфирный ветер. - BRI, Алматы, 2004. 

M. Я. Маров

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ