На скільки марс більше землі. Яка планета більша - Марс чи Земля? Планети Сонячної системи та їх розміри

Земля- Третя планета від Сонця. Це п'ята за розміром серед усіх планет Сонячної системи. Земля найбільша за діаметром, масою та щільністю серед планет земної групи.

Марс- Четверта за віддаленістю від Сонця планета. За параметрами вона посідає сьоме місце серед планет Сонячної системи. Марс помітно менший за Землю, його маса складає всього 10,7 % від земної. Планету назвали Марс на честь давньоримського бога війни, що відповідає давньогрецькому Аресу.

Земля та Марс – порівняння параметрів

Середній радіус

Земля – 6371 км

Марс – 3389,5 км

(53% від земного)

Довжина екватора

Земля – 40076 км

Марс – 21296 км

Площа поверхні

Земля – 510 000 000 кв. км

Марс – 144 000 000 кв. км

(0,283 земний)

Поверхня світового океану

Земля – 361 млн кв. км (70,8%)

Марс – океан не виявлено

Поверхня суші

Земля - ​​149000000 кв. км (29,2%)

Марс – 144 000 000 кв. км

Земля – 1.083.320 млн. куб.

Марс – 163.180 млн. куб.

(0,151 земних)

Земля – 5975*10 у вісімнадцятому ступені тонн (7% - вода)

Марс – 642*10 у вісімнадцятому ступені тонн

(0,107 земних)

Середня щільність

Земля – 5520 кг/кубометр

Марс - 3933 кг/кубометр

(0,714 земний)

Прискорення вільного падіння

Земля – 9,81 м/сек(кв) (g)

Марс – 3,71 м/сек(кв)

(0,378 від земного)

Перша та друга космічні швидкості

Земля - ​​7,91/11,18 км/сек

Марс – 3,6/5,03 км/с

Астрономічні параметри

Середня відстань до Сонця

Земля – 149 509 000 км

Марс - 227 990 000 км

(хв 206,6 макс 249,2 млн км)

Час проходження світла від Сонця до

Землі ~ 8 хвилин

Марса ~ 12 хвилин

Період звернення навколо Сонця

Земля – 365 днів 5 год 48 хв 46 сек

Марс – 686,98 земної доби

(~1,88 земних років)

Довжина орбіти

Земля - ​​939120000 км

Марс – 1 432 461 000 км

Середня швидкість руху по орбіті

Земля – 29,76 км/сек

Марс – 24,13 км/сек

Нахил осі обертання до площини орбіти

Землі ~ 23,5 градусів

Марса ~ 25,2 градусів

Повний оберт навколо своєї осі (доба)

Земля – 24 години 00 хвилин 00 сек Марс - 24 години 37 хвилин 22,6 сек

(24,6597 години)

Швидкість руху точки на екваторі

Земля – 465 метрів/сек

Марс - 241 метрів/сек

Супутники

Земля – 1 супутник Місяць

Відстань від Землі 384395 км, діаметр Місяця – 3476,28 км

(0,273 земних)

Марс - 2 супутники Фобос (Страх) та Деймос (Жах)

Фобос рухається навколо Марса орбітою із середнім радіусом 9350 км за 7 год 39 хв.

Розміри – макс. - 26 км завдовжки та 21 км завширшки.

Деймос облітає Марс орбітою з радіусом 23500 км за 30 год 17 хв.

Розміри – 13x12 км.

Супутники звернені до Марса однією і тією ж стороною, мають неправильну форму.

Хімічний склад земної кори

Кисень - 46,8%, Кремній - 27,3%, Алюміній - 8,7%, Залізо - 5,1%, Кальцій -3,6%, Натрій - 2,6%, Калій - 2,6%, Магній – 2,1%, Інші – 1,2.

Нехай дізнаються про це і ваші друзі:

Схожі матеріали

Вага Марса – близько 6,4169 х 10 23 кг, що приблизно 10 разів менше земної маси.

Планета Марс носить ім'я давньоримського бога війни Марса - згідно з легендами, саме через свій червонувато-кривавого кольору. По відношенню до Сонця Марс знаходиться на четвертому місці – між найближчими сусідами Землею та Юпітером. Довжина «шляху» між Марсом та Сонцем становить близько 228 млн кілометрів. За своїми габаритами ця червона планета під сьомим номером серед інших планет. Сьогодні ми дізнаємося, скільки важить Марс порівняно з рештою планет, а також інші цікаві факти «з життя» цього небесного тіла.

Трохи про Марса

З давніх-давен Марс викликає живий інтерес у світових учених, оскільки його «темперамент» дуже схожий на земний. Справді, марсіанська поверхня покрита шаром пухких порід (реголіти), у складі яких багато заліза, мінерального пилу та каміння. Склад ґрунту Землі майже аналогічний, - хіба що містить набагато більше органічних речовин.

Вага Марса складає 6,4169 х 1023 кг

Згідно з дослідженнями, минулого на Марсі були річки, озера і навіть цілі океани. Однак згодом вода повністю випарувалася, і на сьогоднішній день рідина на Червоній планеті зберігається лише під землею та на полярних «шапках» – у вигляді льоду.

Атмосфера Марса містить 95% вуглекислого газу та сильно розряджена. Крім того, марсіанське «повітря» наповнене дрібними частинками пилу, що надають їй червонуватий відтінок. Для марсіанського клімату характерні пилові бурі. Існує теорія, що ці небезпечні погодні явища виникають внаслідок поглинання дрібними частинками пилу сонячного світла. Як наслідок – атмосфера Марса нагрівається і над планетою здіймається глобальний шторм.

Марс і Земля – порівняльні характеристики та параметри

• Розмір. Діаметр Червоної планети 6792 км (за екватором), що вдвічі менше земного – цей показник у Землі дорівнює 12756 км. Отже, Земля більша за Марс приблизно в 1,877539 разів. Якщо ж зіставити всю площу земної суші і поверхню Марса, ці цифри виявляться майже рівними між собою.
• Маса. Марс має порівняно невелику масу, що становить близько 10 відсотків земної маси. Для порівняння: Марс важить 6,4169 х 1023 кг, а вага Землі – 5,9722 х 10 24 кг. До того ж, сила тяжіння на марсіанській поверхні менша за земну приблизно на 38%. Тому всі предмети на Марсі важитимуть менше, ніж Землі. Наприклад, якщо дитина на «рідній» планеті важить 32 кг, то на Марсі її вага складатиме лише 12 кг.
• Об'єм та щільність. Відомо, що середня щільність Марса дорівнює 3,94 г/см 3 а Землі - приблизно 5,52 г/см 3 . Як бачимо, порівняно із Землею, у Червоної планети щільність досить низька. Адже цей показник безпосередньо залежить від маси, а маса Марса складає лише 10% земної. Що ж до обсягу Марса, він дорівнює лише 15% земного обсягу. Якщо уявити Землю у вигляді порожньої кулі, то для її заповнення знадобиться шість таких маленьких «кульок», як Марс.
• Довжина орбіти та швидкість руху планет по орбіті. Земна орбіта становить 939 120 000 км, а Марса – 1 432 461 000 км. Швидкість руху Марса орбітою дорівнює 107 218 км/год, а Землі – 86 676 км/год. Отже, тривалість одного повного обороту Марса близько 687 земних днів.
• Сезони. Науково доведено, що марсіанський день триває на 40 хвилин більше, ніж земний. Кількість сезонів на двох планетах однакова, оскільки нахили осі майже збігаються (У Землі - 23,5 ˚, у Марса - 25 ˚). Однак тривалість року на Марсі приблизно вдвічі більша, ніж на Землі, так що сезони також довші.

Маса Марса та інших планет Сонячної системи – порівняльний аналіз

Як видно з таблиці, у Сонячній системі Марс є досить маленькою за масою планетою, меншою за яку тільки Меркурій.

Чи є життя на Марсі?

Це питання хвилювало багато поколінь землян. Адже Марс містить усі необхідні складові для зародження життя – хімічні елементи (вуглець, водень, кисень, азот), джерело енергії та воду.

До того ж, ще в 1996 році вчені знайшли докази життя на Марсі на рівні мікроорганізмів, що включають різні складні органічні молекули, зерна мінералу магнетиту і мікроскопічні сполуки, що нагадують скам'янілі мікроби. Звичайно, думки вчених у цьому питанні розходяться, проте досі не було знайдено доказів повної відсутності життя на Марсі.

Отже, тепер ми знаємо, скільки важить Марс, його порівняльні характеристики з рештою небесних «жителів» Сонячної системи, а також інші цікаві факти.

Марс - четверта за віддаленістю від Сонця і сьома за розмірами планета Сонячної системи, названа на честь Марса - давньоримського бога війни, що відповідає давньогрецькому Аресу. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червоний відтінок поверхні, що надається їй оксидом заліза.

Марс – планета земної групи з розрідженою атмосферою. Особливостями поверхневого рельєфу Марса можна вважати ударні кратери на кшталт місячних, а також вулкани, долини, пустелі та полярні льодовикові шапки на зразок земних.

Марс має двох природних супутників, Фобос і Деймос (у перекладі з давньогрецької — «страх» і «жах» — імена двох синів Ареса, які супроводжували його в бою), які відносно малі і мають неправильну форму. Вони можуть бути захопленими гравітаційним полем Марса астероїдами, подібними до астероїда (5261) Евріка з Троянської групи.

Рельєф Марса має багато унікальних рис. Марсіанський згаслий вулкан гора Олімп - найвища гора в Сонячній системі, а долини Марінер - найбільший каньйон. Крім цього, у червні 2008 року три статті, опубліковані в журналі Nature, представили докази існування у північній півкулі Марса найбільшого відомого ударного кратера в Сонячній системі. Його довжина 10600 км, а ширина 8500 км, що приблизно в чотири рази більше, ніж найбільший ударний кратер, до того також виявлений на Марсі, поблизу його південного полюса. На додаток до схожості поверхневого рельєфу, Марс має період обертання і зміну пори року аналогічні земним, але його клімат значно холодніший і сухіший за земний.

Аж до першого прольоту Марса космічного апарату «Марінер-4» (англ. «Mariner 4») у 1965 році багато дослідників вважали, що на його поверхні є вода в рідкому стані. Ця думка була заснована на спостереженнях за періодичними змінами у світлих та темних ділянках, особливо у полярних широтах, які були схожі на континенти та моря. Темні борозни поверхні Марса інтерпретувалися деякими спостерігачами як іригаційні канали для рідкої води. Пізніше було підтверджено, що ці борозни були оптичною ілюзією.

Через низький тиск вода не може існувати в рідкому стані на поверхні Марса, але цілком імовірно, що в минулому умови були іншими, тому наявність примітивного життя на планеті виключати не можна. 31 липня 2008 року воду в стані льоду було виявлено на Марсі космічним апаратом НАСА «Фенікс» (англ. «Phoenix»).

У лютому 2009 року орбітальне дослідницьке угруповання на орбіті Марса налічувало три функціонуючі космічні апарати: «Марс Одіссей», «Марс-експрес» та «Марсіанський розвідувальний супутник», це більше, ніж біля будь-якої іншої планети, крім Землі. Поверхню Марса зараз досліджували два марсоходи: «Спіріт» та «Опортьюніті». На поверхні Марса знаходяться також кілька неактивних посадкових модулів та марсоходів, які завершили дослідження. Зібрані ними геологічні дані дозволяють припустити, що більшість поверхні Марса раніше покривала вода. Спостереження протягом останнього десятиліття дозволили виявити у деяких місцях на поверхні Марса слабку гейзерну активність. За спостереженнями з космічного апарату НАСА Марс Глобал Сервейор, деякі частини південної полярної шапки Марса поступово відступають.

Марс можна побачити із Землі неозброєним оком. Його видима зоряна величина досягає -2,91m (при максимальному зближенні із Землею), поступаючись яскравістю лише Юпітеру (і то далеко не завжди під час великого протистояння) і Венері (але лише вранці або ввечері). Як правило, під час великого протистояння, помаранчевий Марс є найяскравішим об'єктом нічного земного неба, але це відбувається лише один раз на 15-17 років протягом одного — двох тижнів.

За розміром Марс майже вдвічі менший за Землю — його екваторіальний радіус дорівнює 3396,9 км (53,2 % земного). Площа поверхні Марса приблизно дорівнює площі суші на Землі. Полярний радіус Марса приблизно на 20 км менше екваторіального, хоча період обертання у планети більший, ніж у Землі, що дає привід припустити зміну швидкості обертання Марса з часом. Маса планети - 6,418 1023 кг (11% маси Землі). Прискорення вільного падіння на екваторі дорівнює 3,711 м/с (0,378 земного); перша космічна швидкість становить 3,6 км/сек і друга — 5,027 км/сек. Марс обертається навколо осі, нахиленої до перпендикуляру площині орбіти під кутом 24°56′. Період обертання планети – 24 години 37 хвилин 22,7 секунд. Таким чином, марсіанський рік складається з 668,6 марсіанської сонячної доби (званої солами). Нахил осі обертання Марса забезпечує зміну пори року. При цьому витягнутість орбіти призводить до великих відмінностей у їхній тривалості. Так, північна весна та літо, разом узяті, тривають 371 сол, тобто помітно більше половини марсіанського року. У той же час вони припадають на ділянку орбіти Марса, віддалену від Сонця. Тому на Марсі північне літо довге та прохолодне, а південне – коротке та спекотне.

Температура на планеті коливається від -153 ° C на полюсі взимку і до +20 ° C на екваторі опівдні. Середня температура становить –50 °C.

Атмосфера Марсу.

Атмосфера Марса, що складається переважно з вуглекислого газу, дуже розріджена. Тиск на поверхні Марса в 160 разів менше земного - 6,1 мбар на середньому рівні поверхні. Через великий перепад висот на Марсі тиск біля поверхні сильно змінюється. Максимальне значення досягає 10-12 мбар у басейні Еллада на глибині 8 км. На відміну від Землі, маса марсіанської атмосфери сильно змінюється протягом року через танення і намерзання полярних шапок, що містять вуглекислий газ.

Атмосфера складається з 95 % з вуглекислого газу; також у ній міститься 2,7% азоту, 1,6% аргону, 0,13% кисню, 0,1% водяної пари, 0,07% чадного газу. Є сліди метану.

Марсіанська іоносфера тягнеться в межах від 110 до 130 км над поверхнею планети.

Існують відомості, що у минулому атмосфера могла бути щільнішою, а клімат — теплим і вологим, і поверхні Марса існувала рідка вода і йшли дощі. Орбітальний зонд "Марс Одіссей" виявив, що під поверхнею червоної планети є поклади водяного льоду. Пізніше це припущення було підтверджено іншими апаратами, але остаточно питання про наявність води на Марсі було вирішено в 2008 році, коли зонд «Фенікс», що сів поблизу північного полюса планети, отримав воду з марсіанського грунту.

Клімат, як і Землі, носить сезонний характер. У холодну пору року навіть поза полярними шапками на поверхні може утворюватися світла іня. Апарат "Фенікс" зафіксував снігопад, проте сніжинки випаровувалися, не досягаючи поверхні.

За даними дослідників із Центру імені Карла Сагана, в останні десятиліття на Марсі триває процес потепління. Інші фахівці вважають, що такі висновки робити поки що зарано.

Марсоходом «Опортьюніті» було зафіксовано численні курні вихори. Це повітряні завихрення, що виникають біля поверхні планети і піднімають у повітря велику кількість піску та пилу. Вони часто спостерігаються і на Землі, проте на Марсі можуть досягати значно більших розмірів.

Дві третини поверхні Марса займають світлі області, що отримали назву материків, близько третини — темні ділянки, які називають морами. Моря зосереджена, в основному, у південній півкулі планети, між 10 і 40 ° широти. У північній півкулі є лише два великі моря — Ацидалійське та Великий Сирт.

Характер темних ділянок досі залишається предметом суперечок. Вони зберігаються, незважаючи на те, що на Марсі вирують пилові бурі. Свого часу це служило доказом на користь припущення, що темні ділянки покриті рослинністю. Наразі вважають, що це просто ділянки, з яких, через їхній рельєф, легко видувається пил. Великомасштабні знімки показують, що насправді темні ділянки складаються з груп темних смуг і плям, пов'язаних з кратерами, пагорбами та іншими перешкодами на шляху вітрів. Сезонні та довготривалі зміни їх розміру та форми пов'язані, мабуть, зі зміною співвідношення ділянок поверхні, покритих світлою та темною речовиною.

Півкулі Марса досить сильно відрізняються характером поверхні. У південній півкулі поверхня знаходиться на 1-2 км над середнім рівнем і густо усіяна кратерами. Ця частина Марса нагадує місячні материки. На півночі більша частина поверхні знаходиться нижче середнього рівня, тут мало кратерів, і основну частину займають відносно гладкі рівнини, які, ймовірно, утворилися в результаті затоплення лавою та ерозією. Така різниця півкуль залишається предметом дискусій. Кордон між півкулями слід приблизно великому колу, нахиленому на 30° до екватору. Кордон широка і неправильна і утворює схил у напрямі північ. Уздовж неї зустрічаються найеродованіші ділянки марсіанської поверхні.

Висунуто дві альтернативні гіпотези, що пояснюють асиметрію півкуль. Згідно з однією з них, на ранньому геологічному етапі літосферні плити «з'їхалися» (можливо, випадково) в одну півкулю, подібно до континенту Пангея на Землі, а потім «застигли» в цьому положенні. Інша гіпотеза передбачає зіткнення Марса з космічним тілом розміром із Плутон.

Велика кількість кратерів у південній півкулі припускає, що поверхня тут давня — 3—4 млрд. років. Виділяють кілька типів кратерів: великі кратери з плоским дном, дрібніші і молоді чашоподібні кратери, схожі на місячні, кратери, оточені валом, і піднесені кратери. Останні два типи унікальні для Марса — кратери з валом утворилися там, де поверхнею текли рідкі викиди, а піднесені кратери утворилися там, де покривало викидів кратера захистило поверхню від вітрової ерозії. Найбільшою деталлю ударного походження є рівнина Еллада (приблизно 2100 км у поперечнику).

В області хаотичного ландшафту поблизу межі півкуль поверхня зазнала розломів і стисків великих ділянок, за якими іноді йшла ерозія (внаслідок зсувів або катастрофічного вивільнення підземних вод), а також затоплення рідкою лавою. Хаотичні ландшафти часто знаходяться на початку великих каналів, прорізаних водою. Найбільш прийнятною гіпотезою їхньої спільної освіти є раптове танення підповерхневого льоду.

У північній півкулі, крім великих вулканічних рівнин, знаходяться дві області великих вулканів — Фарсида і Елізій. Фарсида - велика вулканічна рівнина протяжністю 2000 км, що досягає висоти 10 км над середнім рівнем. На ній знаходяться три великі щитові вулкани — гора Арсія, гора Павлина та гора Аскрійська. На краю Фарсиди знаходиться найвища на Марсі та в Сонячній системі гора Олімп. Олімп досягає 27 км висоти по відношенню до його основи і 25 км по відношенню до середнього рівня поверхні Марса, і охоплює площу 550 км діаметром, оточену урвищами, що місцями досягають 7 км висоти. Обсяг Олімпу в 10 разів перевищує обсяг найбільшого вулкана Землі Мауна-Кеа. Тут розташовано кілька менш великих вулканів. Елізій – височина до шести кілометрів над середнім рівнем, з трьома вулканами – купол Гекати, гора Елізій та купол Альбор.

Височина Фарсида також перетнута безліччю тектонічних розломів, часто дуже складних і протяжних. Найбільший із них — долини Марінер — тягнеться у широтному напрямі майже 4000 км (чверть кола планети), досягаючи ширини 600 км і глибини 7—10 км; за розмірами цей розлом можна порівняти зі Східноафриканським рифтом на Землі. На його крутих схилах відбуваються найбільші у Сонячній системі зсуви. Долини Марінер є найбільшим відомим каньйоном у Сонячній системі. Каньйон, відкритий космічним апаратом «Марінер-9» 1971 року, міг би зайняти всю територію США, від океану до океану.

Зовнішній вигляд Марса сильно змінюється в залежності від пори року. Насамперед, кидаються у вічі зміни полярних шапок. Вони розростаються та зменшуються, створюючи сезонні явища в атмосфері та на поверхні Марса. Південна полярна шапка може досягати широти 50 °, північна - також 50 °. Діаметр постійної частини північної полярної шапки становить 1000 км. У міру того, як навесні полярна шапка в одній із півкуль відступає, деталі поверхні планети починають темніти. Для земного спостерігача здається, що хвиля потемніння поширюється від полярної шапки до екватора, хоча орбітальні апарати не фіксують будь-яких істотних змін.

Полярні шапки складаються з двох складових: сезонної – вуглекислого газу та вікової – водяного льоду. За даними з супутника Марс Експрес, товщина шапок може становити від 1 м до 3,7 км. Апарат Марс Одіссей виявив на південній полярній шапці Марса діючі гейзери. Як вважають фахівці НАСА, струмені вуглекислого газу з весняним потеплінням вириваються вгору на велику висоту, несучи із собою пил та пісок.

Весняне танення полярних шапок призводить до різкого підвищення тиску атмосфери та переміщення великих мас газу в протилежну півкулю. Швидкість вітрів, що дме при цьому, становить 10—40 м/с, іноді до 100 м/с. Вітер піднімає з поверхні велику кількість пилу, що призводить до пилових бур. Сильні пилові бурі майже повністю приховують поверхню планети. Пилові бурі помітно впливають на розподіл температури в атмосфері Марса.

Дані апарату "Марсіанський розвідувальний супутник" дозволили виявити під кам'янистими осипами біля підніжжя гір значний шар льоду. Льодовик завтовшки в сотні метрів займає площу тисячі квадратних кілометрів, і його подальше вивчення здатне дати інформацію про історію марсіанського клімату.

На Марсі є безліч геологічних утворень, що нагадують водну ерозію, зокрема висохлі русла рік. Згідно з однією з гіпотез, ці русла могли сформуватися внаслідок короткочасних катастрофічних подій і не є доказом тривалого існування річкової системи. Проте останні дані свідчать, що річки текли протягом геологічно значимих проміжків часу. Зокрема, виявлено інвертовані русла (тобто русла, підняті над навколишньою місцевістю). На Землі подібні утворення формуються завдяки тривалому накопиченню щільних донних відкладень з подальшим висиханням та вивітрюванням навколишніх порід. Крім того, є свідчення зміщення русел у дельті річки при поступовому піднятті поверхні.

Дані марсоходів НАСА «Спірит» та «Опортьюніті» також свідчать про наявність води в минулому (знайдено мінерали, які могли утворитися лише внаслідок тривалого впливу води). Апарат "Фенікс" виявив поклади льоду безпосередньо в ґрунті.

На вулканічній височині Фарсида виявлено кілька незвичайних глибоких колодязів. Судячи з знімку апарату «Марсіанський розвідувальний супутник», зробленому в 2007 році, один із них має діаметр 150 метрів, а освітлена частина стінки сягає не менше, ніж на 178 метрів. Висловлено гіпотезу про вулканічне походження цих утворень.

Елементний склад поверхневого шару марсіанського грунту за даними посадкових апаратів неоднаковий у різних місцях. Основна складова грунту - кремнезем (20-25%), що містить домішка гідратів оксидів заліза (до 15%), що надають грунту червоний колір. Є значні домішки сполук сірки, кальцію, алюмінію, магнію, натрію (одиниці відсотків кожного).

Згідно з даними зонда НАСА «Фенікс» (посадка на Марс 25 травня 2008 року), співвідношення pH та деякі інші параметри марсіанських ґрунтів близькі до земних, і на них теоретично можна було б вирощувати рослини. «Фактично, ми виявили, що ґрунт на Марсі відповідає вимогам, а також містить необхідні елементи для виникнення та підтримання життя як у минулому, так і в сьогоденні та майбутньому». «Ми були приємно вражені отриманими даними. Такий тип ґрунту широко представлений і у нас на Землі — будь-який сільський житель щодня має з ним справу на городі. У ньому відзначено високий (значно більший, ніж передбачалося) вміст лугів, виявлено кристали льоду. Такий ґрунт цілком придатний для вирощування різних рослин, наприклад, спаржі. Тут немає нічого, що робило б життя неможливим. Навіть навпаки: з кожним новим дослідженням ми знаходимо додаткові підтвердження на користь можливості її існування», – повідомив провідний дослідник-хімік проекту Сем Кунейвс.

У місці посадки апарата в ґрунті є також значна кількість водяного льоду.

На відміну від Землі, на Марсі немає руху літосферних плит. В результаті вулкани можуть існувати набагато триваліший час і досягати гігантських розмірів.

Сучасні моделі внутрішньої будови Марса припускають, що Марс складається з кори із середньою товщиною 50 км (і максимальною до 130 км), силікатною мантією завтовшки 1800 км та ядра радіусом 1480 км. Щільність у центрі планети має досягати 8,5 г/см³. Ядро частково рідке і складається з заліза з домішкою 14—17 % (за масою) сірки, причому вміст легких елементів удвічі вище, ніж у ядрі Землі. Згідно з сучасними оцінками, формування ядра збіглося з періодом раннього вулканізму і тривало близько мільярда років. Приблизно той самий час зайняло часткове плавлення мантійних силікатів. Через меншу силу тяжкості на Марсі діапазон тисків у мантії Марса набагато менше, ніж Землі, отже у ній менше фазових переходів. Передбачається, що фазовий перехід олівіну в шпинелеву модифікацію починається на досить великих глибинах – 800 км (400 км на Землі). Характер рельєфу та інші ознаки дозволяють припустити наявність астеносфери, що з зон частково розплавленого речовини. Для деяких районів Марса складено докладну геологічну карту.

Відповідно до спостережень з орбіти та аналізу колекції марсіанських метеоритів поверхня Марса складається головним чином з базальту. Є деякі підстави припускати, що на частині марсіанської поверхні матеріал є більш кварцовмісним, ніж звичайний базальт і може бути подібний до андезитних каменів на Землі. Однак ці спостереження можна тлумачити на користь наявності кварцового скла. Значна частина більш глибокого шару складається із зернистого пилу оксиду залоз.

Марс має магнітне поле, але воно слабке і вкрай нестійке, в різних точках планети його напруженість може відрізнятися від 1,5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з фізичними. Це говорить про те, що залізне ядро ​​Марса перебуває у порівняльній нерухомості по відношенню до його кори, тобто механізм планетарного динамо, відповідальний за магнітне поле Землі, на Марсі не працює. Хоча на Марсі немає стійкого всепланетного магнітного поля, спостереження показали, що частини планетної кори намагнічені і що спостерігалася зміна магнітних полюсів цих частин у минулому. Намагніченість цих елементів виявилася схожою на смугові магнітні аномалії у світовому океані.

За однією теорією, опублікованою в 1999 році і перевіреною в 2005 році (за допомогою безпілотної станції Марс Глобал Сервейор), ці смуги демонструють тектоніку плит 4 мільярди років тому до того, як динамо-машина планети припинила виконувати свою функцію, що спричинило різке ослаблення. магнітного поля. Причини такого різкого послаблення не зрозумілі. Існує припущення, що функціонування динамо-машини 4 млдр. років тому пояснюється наявністю астероїда, який обертався на відстані 50-75 тисяч кілометрів навколо Марса та викликав нестабільність у його ядрі. Потім астероїд знизився до краю Роша і зруйнувався. Тим не менш, це пояснення саме містить неясні моменти і заперечується в науковому співтоваристві.

Можливо, у минулому внаслідок зіткнення з великим небесним тілом сталася зупинка обертання ядра, а також втрата основного об'єму атмосфери. Вважається, що втрата магнітного поля сталася близько 4 млрд. років тому. Внаслідок слабкості магнітного поля сонячний вітер практично безперешкодно проникає в атмосферу Марса, і багато фотохімічних реакцій під дією сонячної радіації, які на Землі відбуваються в іоносфері і вище, на Марсі можуть спостерігатися практично біля самої його поверхні.

Геологічна історія Марса містить у собі три наступні епохи:
Ноачіанська епоха (названа на честь «Ноачиської землі», району Марса): Формування найбільш старої поверхні Марса, що збереглася до наших днів. Тривала у період 4,5 млрд - 3,5 млрд років тому. У цю епоху поверхня була порубана численними ударними кратерами. Плато провінції Фарсіда було ймовірно сформоване в цей період з інтенсивним обтіканням водою пізніше.
Хесперіанська епоха: від 3,5 млрд. років тому до 2,9 — 3,3 млрд. років тому. Ця епоха відзначена освітою величезних лавових полів.
Амазонська епоха (названа на честь "Амазонської рівнини" на Марсі): від 2,9 - 3,3 млрд років тому до наших днів. Райони, що утворилися в цю епоху, мають дуже мало метеоритних кратерів, але в іншому вони повністю різняться. Гора Олімп сформована у цей період. В цей час в інших частинах Марсу розливалися лавові потоки.

Природними супутниками Марса є Фобос та Деймос. Обидва вони відкриті американським астрономом Асафом Холлом у 1877 році. Фобос та Деймос мають неправильну форму та дуже маленькі розміри. За однією з гіпотез, вони можуть бути захоплені гравітаційним полем Марса астероїди на кшталт (5261) Евріка з Троянської групи астероїдів. Супутники названі на честь персонажів, які супроводжують бога Ареса (тобто Марса), — Фобоса та Деймоса, які уособлюють страх і жах, які допомагали богові війни у ​​битвах.

Обидва супутники обертаються навколо своїх осей з тим самим періодом, що й навколо Марса, тому завжди повернуті до планети однією і тією ж стороною. Припливна дія Марса поступово уповільнює рух Фобоса, і врешті-решт призведе до падіння супутника на Марс (при збереженні поточної тенденції) або його розпаду. Навпаки, Деймос віддаляється від Марса.

Фобос (згори) та Деймос (знизу).

Обидва супутники мають форму, що наближається до триосного еліпсоїда, Фобос (26,6×22,2×18,6 км) дещо більший за Деймоса (15×12,2×10,4 км). Поверхня Деймоса виглядає набагато гладкішою за рахунок того, що більшість кратерів покрита тонкозернистою речовиною. Очевидно, на Фобосі, ближчому до планети і масивнішому, речовина, викинута при ударах метеоритів, або завдавала повторних ударів по поверхні, або падала на Марс, у той час як на Деймосі вона довгий час залишалася на орбіті навколо супутника, поступово осаджуючи і приховуючи нерівності рельєфу.

Популярна ідея, що Марс населений розумними марсіанами, поширилася наприкінці ХІХ століття. Спостереження Скіапареллі так званих каналів, у поєднанні з книгою Персіваля Лоуелла з тієї ж теми зробили популярною ідею про планету, клімат якої ставав все суші, холодніше, яка вмирала і в якій існувала давня цивілізація, яка провадить іригаційні роботи.

Інші численні спостереження та оголошення відомих осіб породили навколо цієї теми так звану Марсіанську лихоманку (Mars Fever). У 1899 році, під час вивчення атмосферних перешкод у радіосигналі, використовуючи приймачі в Колорадській обсерваторії, винахідник Нікола Тесла спостерігав сигнал, що повторюється. Потім він висловив здогад, що це може бути радіосигнал з інших планет, наприклад Марса. В інтерв'ю 1901 року Тесла сказав, що йому спало на думку думка про те, що перешкоди можуть бути викликані штучно. Хоча він не зміг розшифрувати їхнє значення, для нього було неможливим те, що вони виникли випадково. На його думку, це було привітання однієї планети до іншої.

Теорія Тесли викликала гарячу підтримку Лорда Кельвіна, який, відвідавши США в 1902 році, сказав, що на його думку Тесла піймав сигнал марсіан, надісланий до США. Однак потім Кельвін став рішуче заперечувати цю заяву перед тим, як залишив Америку: «Насправді я сказав, що жителі Марса, якщо вони існують, безперечно, можуть бачити Нью-Йорк, зокрема світло від електрики».

На сьогоднішній день умовою для розвитку та підтримки життя на планеті вважається наявність рідкої води на її поверхні. Також існує вимога, щоб орбіта планети знаходилася в так званій населеній зоні, яка для Сонячної системи починається за Венерою і закінчується великою піввіссю орбіти Марса. Під час перигелію Марс знаходиться всередині цієї зони, проте тонка атмосфера з низьким тиском перешкоджає появі рідкої води на значній території на тривалий період. Нещодавні свідчення говорять про те, що будь-яка вода на поверхні Марса є надто солоною та кислотною для підтримки постійного земноподібного життя.

Відсутність магнітосфери та вкрай тонка атмосфера Марса також є проблемою підтримки життя. На поверхні планети йде дуже слабке переміщення теплових потоків, вона погано ізольована від бомбардування частинками сонячного вітру, крім того, при нагріванні вода миттєво випаровується, минаючи рідкий стан через низький тиск. Марс також знаходиться на порозі т.з. "Геологічної смерті". Закінчення вулканічної активності, мабуть, зупинило кругообіг мінералів і хімічних елементів між поверхнею і внутрішньою частиною планети.

Свідчення говорять про те, що планета раніше була значно схильнішою до наявності життя, ніж тепер. Однак на сьогоднішній день залишків організмів на ній не виявлено. Згідно з програмою «Вікінг», здійсненою в середині 1970-х років, було проведено серію експериментів для виявлення мікроорганізмів у марсіанському ґрунті. Вона дала позитивні результати, наприклад, тимчасове збільшення виділення CO2 при поміщенні частинок ґрунту у воду та живильне середовище. Однак потім це свідчення життя на Марсі було оскаржене деякими вченими. Це призвело до їх тривалих суперечок із вченим із NASA Гільбертом Левіним, який стверджував, що «Вікінг» виявив життя. Після переоцінки даних «Вікінга» у світлі сучасних наукових знань про екстремофіли було встановлено, що проведені експерименти були недостатньо досконалі виявлення цих форм життя. Більше того, ці випробування могли навіть вбити організми, навіть якщо вони містилися в пробах. Тести, проведені в рамках програми Фенікс, показали, що грунт має дуже лужний pH фактор і містить магній, натрій, калій і хлорид. Поживних речовин у грунті достатньо підтримки життя, проте життєві форми повинні мати захист від інтенсивного ультрафіолетового світла.

Цікаво, що в деяких метеоритах марсіанського походження виявлено утворення, що формою нагадують найпростіших бактерій, хоча й поступаються найдрібнішим земним організмам за розмірами. Одним із таких метеоритів є ALH 84001, знайдений в Антарктиді у 1984 році.

За результатами спостережень із Землі та даних космічного апарату «Марс Експрес» в атмосфері Марса виявлено метан. В умовах Марса цей газ досить швидко розкладається, тому має існувати постійне джерело його поповнення. Таким джерелом може бути або геологічна активність (але вулкани, що діють, на Марсі не виявлені), або життєдіяльність бактерій.

Після посадок автоматичних апаратів на поверхню Марса з'явилася можливість проводити астрономічні спостереження безпосередньо з поверхні планети. Внаслідок астрономічного положення Марса в Сонячній системі, характеристик атмосфери, періоду звернення Марса та його супутників картина нічного неба Марса (і астрономічних явищ, що спостерігаються з планети) відрізняється від земної та багато в чому видається незвичайною та цікавою.

Під час сходу та заходу Сонця марсіанське небо в зеніті має червонувато-рожевий колір, а в безпосередній близькості до диска Сонця – від блакитного до фіолетового, що протилежно картині земних зір.

Опівдні небо Марса жовто-жовтогаряче. Причина таких відмінностей від гами кольорів земного неба — властивості тонкої, розрідженої, що містить зважений пил атмосфери Марса. На Марсі Релеєвське розсіювання променів (яке Землі і є причиною блакитного кольору неба) грає незначну роль, ефект його слабкий. Імовірно, жовто-жовтогаряче забарвлення піднебіння також викликається присутністю 1% магнетиту в частках пилу, постійно зваженого в марсіанській атмосфері і піднімається сезонними пиловими бурями. Сутінки починаються задовго до сходу Сонця і тривають довго після його заходу. Іноді колір марсіанського неба набуває фіолетового відтінку внаслідок розсіювання світла на мікрочастинках водяного льоду в хмарах (останнє — досить рідкісне явище).

Земля по відношенню до Марса є внутрішньою планетою, як і Венера для Землі. Відповідно, з Марса Земля спостерігається як ранкова чи вечірня зірка, висхідна перед світанком чи видима на вечірньому небі після заходу Сонця.

Максимальна елонгація Землі на небі Марса становитиме 38 градусів. Для неозброєного ока Земля буде видно як яскрава (максимальна видима зоряна величина близько -2,5) зелена зірка, поряд з якою буде легко помітна жовта і більш тьмяна (близько 0,9) зірочка Місяця. У телескоп обидва об'єкти покажуть однакові фази. Звернення Місяця навколо Землі буде спостерігатися з Марса наступним чином: на максимальному кутовому віддаленні Місяця від Землі неозброєне око легко розділить Місяць і Землю: через тиждень «зірочки» Місяця та Землі зіллються в нероздільну оком єдину зірку, ще через тиждень Місяць буде знову видно на максимальному на відстані, але вже з іншого боку від Землі. Періодично спостерігач на Марсі зможе бачити прохід (транзит) Місяця диском Землі або, навпаки, покриття Місяця диском Землі. Максимальне видиме віддалення Місяця від Землі (і їхня видима яскравість) при спостереженні з Марса значно змінюватиметься залежно від взаємного становища Землі та Марса, і, відповідно, відстані між планетами. В епохи протистоянь воно становитиме близько 17 хвилин дуги, на максимальному видаленні Землі та Марса – 3,5 хвилини дуги. Земля, як і інші планети, спостерігатиметься у смузі сузір'їв Зодіаку. Астроном на Марсі також зможе спостерігати проходження Землі диском Сонця, найближчим часом відбудеться 10 листопада 2084 року.

Кутовий розмір Сонця, що спостерігається з Марса, менший за видимий із Землі і становить 2/3 від останнього. Меркурій з Марса буде практично недоступним для спостережень неозброєним оком через надзвичайну близькість до Сонця. Найяскравішою планетою на небі Марса є Венера, на другому місці — Юпітер (його чотири найбільші супутники можна спостерігати без телескопа), на третьому — Земля.

Фобос при спостереженні з Марса має видимий діаметр близько 1/3 від диска Місяця на земному небі і видиму зоряну величину порядку −9 (приблизно як Місяць у фазі першої чверті). Фобос сходить на заході і сідає на сході, щоб знову зійти через 11 годин, таким чином двічі на добу перетинаючи небо Марса. Рух цього швидкого місяця по небу буде легко помітним протягом ночі, так само, як і зміна фаз. Неозброєне око розрізнить найбільшу деталь рельєфу Фобоса — кратер Стікні. Деймос сходить на сході і заходить на заході, виглядає як яскрава зірка без помітного видимого диска, зоряною величиною близько -5 (трохи яскравіше за Венеру на земному небі), що повільно перетинає небо протягом 2.7 марсіанської доби. Обидва супутники можуть спостерігатися на нічному небі одночасно, у цьому випадку Фобос рухатиметься назустріч Деймосу.

Яскравість і Фобоса, і Деймоса достатня у тому, щоб предмети лежить на поверхні Марса вночі відкидали чіткі тіні. Обидва супутники мають відносно малий нахил орбіти до екватора Марса, що виключає їх спостереження у високих північних і південних широтах планети: так, Фобос ніколи не сходить над горизонтом на північ від 70,4 ° с. ш. або південніше 70,4 ° пд. ш.; для Деймоса ці значення становлять 82,7° пн. ш. і 82,7 ° пд. ш. На Марсі може спостерігатися затемнення Фобоса і Деймоса під час їхнього входу в тінь Марса, і навіть затемнення Сонця, яке буває лише кільцеподібним через малого кутового розміру Фобоса проти диском Сонця.

Північний полюс на Марсі, внаслідок нахилу осі планети, знаходиться в сузір'ї Лебедя (екваторіальні координати: пряме сходження 21h 10m 42s, відмінювання +52° 53.0′ і не відзначений яскравою зіркою: найближча до полюса — тьмяна зірка шостої величини2 її позначення - HR 8106, HD 201834, SAO 33185. Південний полюс світу (координати 9h 10m 42s і -52 ° 53,0) знаходиться в парі градусів від зірки Каппа Парусов (видима зоряна величина 2,5) - її, в принципі , можна вважати Південною Полярною зіркою Марса

Зодіакальні сузір'я марсіанської екліптики аналогічні спостерігаються з Землі, з однією відмінністю: при спостереженні річного руху Сонця серед сузір'їв воно (як і інші планети, включаючи Землю), вийшовши зі східної частини сузір'я Риб, проходитиме протягом 6 днів через північну частину сузір'я Кита перед тим, як знову вступити до західної частини Риб.

Зважаючи на близькість Марса до Землі, його колонізація в найближчому майбутньому є важливим завданням для людства. Відносно близькі до земних природні умови полегшують виконання цього завдання. Зокрема, на Землі є такі розвідані людиною місця, де природні умови багато в чому схожі на марсіанські. Атмосферний тиск на висоті 34 668 метрів — рекордна за висотою точка, якою досягла повітряна куля з командою на борту (травень 1961 р.) — приблизно відповідає тиску на поверхні Марса. Вкрай низькі температури в Арктиці та Антарктиді можна порівняти навіть із найнижчими температурами на Марсі, а на екваторі Марса в літні місяці буває також тепло (+30 °C) як і на Землі. Також на Землі є пустелі, схожі на вигляд з марсіанським ландшафтом.

Проте між Землею та Марсом є кілька суттєвих відмінностей. Зокрема, магнітне поле Марса слабше земного приблизно в 800 разів. Разом з розрідженою атмосферою це збільшує кількість іонізуючого випромінювання, що досягає його поверхні. Радіаційні вимірювання, проведені американським безпілотним космічним апаратом The Mars Odyssey, показали, що радіаційне тло на орбіті Марса в 2,2 рази перевищує радіаційне тло на Міжнародній космічній станції. Середня доза склала приблизно 220 міліраді на день (2,2 мілігрею на день або 0,8 грію на рік). Обсяг опромінення, отриманого в результаті перебування на такому фоні протягом трьох років, наближається до встановлених меж безпеки для космонавтів. На поверхні Марса радіаційний фон буде, швидше за все, дещо нижчим і може значно змінюватись в залежності від місцевості, висоти та локальних магнітних полів.

Марс має певний економічний потенціал колонізації. Зокрема, південна півкуля Марса розплавленню не піддавалася, на відміну від усієї поверхні Землі, тому гірські породи південної півкулі успадкували кількісний склад нелетючої компоненти протопланетної хмари. За розрахунками воно має бути збагачене тими елементами (щодо Землі), які Землі «потонули» у її ядрі під час розплавлення планети: метали групи міді, заліза і платинові, вольфрам, реній, уран. Вивіз на Землю ренію, платинових металів, срібла, золота та урану (у разі зростання цін на нього до рівня цін на срібло) має гарні перспективи, але вимагає для своєї реалізації наявності поверхневого водоймища з рідкою водою для збагачувальних процесів.

Час польоту із Землі до Марса (за нинішніх технологій) складає 259 діб за напівеліпсом і 70 - за параболою. Для спілкування з потенційними колоніями може використовуватися радіозв'язок, який має затримку 3-4 хв у кожному напрямку під час максимального зближення планет (протистояння Марса, з земної точки зору, яке повторюється кожні 780 днів), і близько 20 хв. при максимальному видаленні планет (з'єднання Марса із Сонцем); див. Конфігурація (астрономія).

Однак досі ніяких практичних кроків у напрямку колонізації Марса не зроблено.

Дослідження Марса почалося давно, ще 3,5 тисячі років тому, у Стародавньому Єгипті. Перші докладні звіти про становище Марса було складено вавілонськими астрономами, які розробили низку математичних методів передбачення становища планети. Користуючись даними єгиптян та вавилонян давньогрецькі (елліністичні) філософи та астрономи розробили докладну геоцентричну модель для пояснення руху планет. Через кілька століть індійськими та ісламськими астрономами було оцінено розмір Марса та відстань до нього від Землі. У XVI столітті Микола Коперник запропонував геліоцентричну модель для опису Сонячної системи із круговими планетарними орбітами. Його результати були переглянуті Йоганном Кеплером, який ввів більш точну еліптичну орбіту Марса, що збігається з спостережуваною.

Топографічні карти Марса.

У 1659 Франческо Фонтану, розглядаючи Марс в телескоп, зробив перший малюнок планети. Він зобразив чорну пляму у центрі чітко окресленої сфери. У 1660 році до чорної плями додалися дві полярні шапки, додані Жаном Домініком Кассіні. У 1888 році Джованні Скіапареллі, який навчався в Росії, дав перші імена окремим деталям поверхні: моря Афродіти, Ерітрейське, Адріатичне, Кіммерійське; озера Сонця, Місячне та Фенікс.

Розквіт телескопічних спостережень Марса припав кінець XIX — середину ХХ століття. Багато в чому він обумовлений суспільним інтересом і відомими науковими суперечками навколо марсіанських каналів, що спостерігалися. Серед астрономів докосмічної ери, які проводили телескопічні спостереження Марса в цей період, найбільш відомі Скіапареллі, Персіваль Ловелл, Слайфер, Антоніаді, Барнард, Жаррі-Делож, Тихів, Вокулер. Саме ними було закладено основи ареографії та складено перші докладні карти поверхні Марса – хоча вони й виявилися практично повністю невірними після польотів до Марсу автоматичних зондів.

Орбітальні характеристики:
Перигелій
206,62×106 км
1,3812 а. е.
Афелій
249,23×106 км
1,6660 а. е.
Велика піввісь (a)
227,92×106 км
1,5236 а. е.
Ексцентриситет орбіти (e)
0,093315
Сидеричний період звернення
686,971 днів
1,8808 земного року
668,5991 сол
Синодичний період звернення
779,94 днів
Орбітальна швидкість (v)
24,13 км/с (середн.)
Нахил (i)
1,85061° (щодо площини екліптики)
5,65° (щодо сонячного екватора)
Довгота висхідного вузла (Ω)
49,57854°
Аргумент перицентру (ω)
286,46230°

Супутники:
2 (Фобос та Деймос)
Фізичні характеристики
Плюсність
0,00589
Екваторіальний радіус
3396,2 км
Полярний радіус
3376,2 км
Середній радіус
3386,2 км
Площа поверхні (S)
144 798 465 км²
Об'єм (V)
1,6318×1011 км³
0,151 Земних
Маса (m)
6,4185×1023 кг
0,107 Земних
Середня щільність (ρ)
3,9335 г/см³
Прискорення вільного падіння на екваторі (g)
3,711 м/с² (0,378 g)
Друга космічна швидкість (v2)
5,027 км/с
Екваторіальна швидкість обертання
868,22 км/год
Період обертання (T)
24 години 39 хвилин та 36 секунд
Нахил осі
24,94°
Пряме сходження північного полюса (α)
21 год 10 хв 44 с
317,68143°
Відмінювання північного полюса (δ)
52,88650 °
Альбедо
0,250 (Бонд)
0,150 (геом.альбедо)

Температура:

хв. середовищ. макс.

По всій планеті 186 К 227 К 268 К

Атмосфера:
Атмосферний тиск
0,6-1,0 кПа (0,006-0,01 атм)
Склад:
95,32% Угл. газ

2,7% Азот
1,6% Аргон
0,2% Кисень
0,07 % Чадний газ
0,03 % Водяна пара
0,01 % Окис азоту

Якщо спостерігати Землю і Марс з певної відстані, стає очевидно, що демонструють деякі разючі відмінності. У першому випадку переважаючі кольори – це білі та сині, що відповідають хмарам та океанам, з коричневими відтінками континентів. Таким чином, існування води на її різних станах (твердому в полярних льодовиках, рідкому в океанах і морях і в газоподібному стані в атмосфері) очевидне. А присутність води передбачає існування життя.

Фактично навіть із орбітальних супутників можна побачити інтенсивну біологічну активність планети. Це видно з антарктичного морського льоду або сезонних змін кольорів лісових масивів.

Земля (перша повна фотографія планети, отримана від Аполлона 17, з Антарктидою нагорі) та Марс (зображення, зроблене HST). Зверніть увагу, зображення наведені не в реальному масштабі, оскільки Марс значно менший за нашу планету (екваторіальні діаметри 12 756,28 і 6 794,4 кілометра відповідно).

Червона планета

Марс зовсім інший. На поверхні переважають різні відтінки оранжевого кольору, викликані високим вмістом оксиду заліза. Залежно від сезону та положення Червоної Планети щодо Землі, один із полюсів Марса може бути видно астрономам, і в цьому випадку білий колір йому надає сухий лід (твердий вуглекислий газ). Проте кілька досліджень, проведених останніми роками, дали вченим зрозуміти, що є вода і що динаміка життєвого циклу цієї сполуки планети досить складна.

Марс має тонку атмосферу, що складається переважно з двоокису вуглецю (95,32%), азоту (2,7%), аргону (1,4%) та слідів кисню (0,13%). Атмосфера Землі складається в основному з азоту (78,1%), кисню (20,94%), аргону (0,93%) і змінної кількості двоокису вуглецю (становить близько 0,035% і швидко зростає). Середні температури на планетах сильно різняться: -55 градусів за Цельсієм (ºC) у випадку з Марсом з мінімумами близько -133 ºC та максимумами близько +27 ºC; і в середньому близько +15 ºC у разі Землі з мінімумами -89,4 ºC (позначена в Антарктиді, хоча нещодавно була зареєстрована температура -93,2 ºC при проведенні вимірювань, зроблених супутником) та максимуми +58 ºC, виміряна в Ель-Азізі , Лівія.

Середня температура Землі залежить від парникового ефекту, викликаного газами, що знаходяться в атмосфері, головним чином двоокисом вуглецю, водяною парою, озоном (молекулами кисню з трьома атомами кисню замість двох, яким ми дихаємо) та метаном. В іншому випадку середня температура на Землі була б приблизно на 33 ºC нижче, близько -18 ºC, і тому вода була б у твердому стані на більшій території планети.

Внутрішня будова

У разі Марса та Землі їхня внутрішня структура ділиться на три добре диференційовані області: кору, мантію та ядро. Проте, на відміну Землі, ядро ​​Марса суцільне і створює своє власне магнітне полі. При цьому Марс має локальні магнітні поля, які є реліктовими залишками глобального поля, що існувало, можливо, коли Марс володів частково рідким ядром. Фактична відсутність на Червоній планеті тектоніки плит, яку ми знаємо на Землі, що викликає сильну вулканічну активність і орогенез (гороутворення), означає, що марсіанська грунт набагато старше, ніж океанське дно і континенти Землі. Наприклад, велика рівнинна низовина південної півкулі, Рівнина Еллада, була утворена впливом великого небесного тіла близько 3900 мільйонів років тому. У разі Землі свідчення про подію такого віку давно зникли б у її особи.

Порівняння профілів висот обох планет показує, що вони дуже різні: у той час як більша частина континентальної сухопутної маси Землі зосереджена в північній півкулі, де до того ж відсутня полярний континент, у північній півкулі на Марсі домінують велика північна рівнинна низовина, знаходячи метрів нижче за нульову позначку висот Марса. Вона розташована на висоті, де тиск атмосфери становить 6,1 мілібар і знаходиться потрійна точка води, при якій речовина співіснує у твердому, рідкому та газоподібному одночасно. У разі води точне значення становить 273,16 К (0,01 °С) при тиску 6,1173 мілібар. Отже, нижче за точку відліку висот Марса (наприклад, на рівні Hellas Planitia), можна було б знайти рідку воду, якби температура там була досить високою.

На відміну від того, як це виглядає на Марсі, у південній півкулі Землі переважають океани та моря, хоча в топографічному профілі нашої планети виділяються кілька континентальних масивів, які піднімаються на значні висоти над рівнем моря (наприклад, Антарктичне плато). Ситуація на Марсі однорідніша. Найбільша різниця між планетами полягає в тому, що велика кількість води у твердому стані зосереджена на Південному полюсі Землі. Вона займає площу близько 14 мільйонів квадратних кілометрів влітку, але, включно з морським лідом, може збільшитися до 30 мільйонів. Розмір же, досягнутий марсіанською Антарктидою, набагато менший — близько 140 000 квадратних кілометрів, і її склад дуже відрізняється від земного. Як згадувалося раніше, у ній переважає сухий лід.

Цікаво, що в Антарктиді ми знаходимо деякі близькі подібності з Марсом, а саме наявність низьких температур і знижену вологість. Це стосується системи долини Мак-Мердо, розташованої дуже близько до узбережжя, яка геологічно може мати еквіваленти на Марсі.

Чи є життя на Марсі?

Чи існує життя на Марсі чи ні, чи там колись була якась біологічна діяльність, залишається відкритим питанням. Деякі дослідження показують, що марсіанська земля надто солона для життя, щоб вона могла там розвиватися. Однак на нашій планеті існує безліч прикладів живих істот, які розвиваються у ворожих умовах. Вони відомі як .

Сонце утримує своїм тяжінням планети та інші тіла, що належать до Сонячної системи.

Інші тіла – це планети та їх супутники, карликові планети та їх супутники, астероїди, метеороїди, комети та космічний пил. Але в цій статті ми говоритимемо лише про планети Сонячної системи. Саме вони становлять більшу частину маси об'єктів, пов'язаних із Сонцем гравітацією (тяжінням). Їх всього вісім: Меркурій, Венера, Земля Марс, Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун . Планети названі як видалення їх від Сонця. Донедавна до планет Сонячної системи входив також Плутон, найменша планета, але у 2006 р. Плутон був позбавлений статусу планети,т.к. у зовнішній частині Сонячної системи було відкрито безліч об'єктів, масивніших за Плутон. Після перекласифікації Плутон був доданий до списку малих планет і отримав №134340 за каталогом Центру малих планет. Але деякі вчені з цим не згодні і продовжують вважати, що Плутон має бути перекласифіковано назад у планету.

Чотири планети Меркурій, Венера, Земля та Марс - називаються планетами земної групи. Їх також називають внутрішніми планетами, т.к. їх орбіти лежать усередині орбіти Землі. Планети земної групи поєднує те, що вони складаються з силікатів (мінералів) та металів.

Чотири інші планети Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун – називають газовими гігантами, тому що вони в основному складаються з водню і гелію і набагато масивніші, ніж планети земної групи. Їх ще називають зовнішніми планетами.

Подивіться на зображення планет земної групи в масштабі їх розмірів щодо один одного: Земля і Венера мають приблизно однаковий розмір, а Меркурій - найменша планета серед планет земної групи (зліва направо: Меркурій, Венера, Земля, Марс).

Об'єднують планети земної групи, як ми вже сказали, їхній склад, а також те, що вони мають малу кількість супутників, що у них немає кільця. У трьох внутрішніх планет (Венери, Землі та Марса) є атмосфера (газова оболонка навколо небесного тіла, яка утримується гравітацією); у всіх є ударні кратери, рифтові западини та вулкани.

Розглянемо зараз кожну із планет земної групи.

Меркурій

Він розташований найближче до Сонця і є найменшою планетою Сонячної системи, його маса дорівнює 3,3 · 10 23 кг, що становить 0,055 маси Землі. Радіус Меркурія – всього 2439,7±1,0 км. Середня щільність Меркурія досить велика - 5,43 г/см³, що трохи менше за щільність Землі. Враховуючи, що Земля більше за розмірами, значення щільності Меркурія вказує на підвищений вміст його надрах металів.

Свою назву планета отримала на честь давньоримського бога торгівлі Меркурія: він був швидконогий, а планета рухається небом швидше за інші планети. Меркурій не має супутників. Його єдиними відомими геологічними особливостями, крім ударних кратерів, є численні зубчасті укоси, що сягають сотні кілометрів. Меркурій має вкрай розріджену атмосферу, відносно велике залізне ядро ​​і тонку кору, походження яких нині поки що є загадкою. Хоча є гіпотеза: зовнішні шари планети, що складаються з легких елементів, були зірвані внаслідок гігантського зіткнення, яке зменшило розміри планети, а також запобігло повному поглинанню Меркурія молодим Сонцем. Гіпотеза дуже цікава, але потребує підтвердження.

Меркурій звертається навколо Сонця за 88 земних діб.

Меркурій ще недостатньо вивчений, лише у 2009 р. було складено його повну карту на основі знімків апаратів «Марінер-10» та «Месенджер». Природних супутників у планети поки не виявлено, а на небосхилі його нелегко помітити через невелику кутову відстань від Сонця.

Венера

Це друга внутрішня планета Сонячної системи. Вона звертається навколо Сонця за 224,7 земної доби. Планета близька за розміром до Землі, її маса 4,8685 10 24 кг, що є 0,815 земної маси. Як і Земля, вона має товсту силікатну оболонку навколо залізного ядра та атмосферу. Венера є третім за яскравістю об'єктом на небі Землі після Сонця та Місяця. Припускають, усередині планети відбувається внутрішня геологічна активність. Кількість води на Венері набагато менша за земну, а її атмосфера в дев'яносто разів щільніша. Венера не має супутників. Це найгарячіша планета, температура її поверхні перевищує 400 °C. Найбільш ймовірною причиною такої високої температури астрономи вважають парниковий ефект, що виникає через щільну атмосферу, багату на вуглекислий газ, який становить приблизно 96, 5 %. Атмосферу на Венері відкрив М. В. Ломоносов у 1761 році.

Свідоцтв геологічної діяльності на Венері не виявлено, але, оскільки вона не має магнітного поля, яке запобігло б виснаження її істотної атмосфери, це дозволяє припустити, що її атмосфера регулярно поповнюється вулканічними виверженнями. Венеру іноді називають « сестрою Землі»- У них і справді багато спільного: схожі розміри, сила тяжіння і склад. Але відмінностей все-таки більше. Поверхня Венери покрита густою хмарністю із хмар сірчаної кислоти з високими відбивними характеристиками, тому її поверхню неможливо побачити у видимому світлі. Але радіохвилі змогли проникнути крізь її атмосферу, з допомогою і було досліджено її рельєф. Довго тривали суперечки вчених про те, що перебуває під хмарністю Венери. І лише у XX столітті наука планетологія встановила, що атмосфера Венери, що складається в основному з вуглекислого газу, пояснюється тим, що на Венері немає кругообігу вуглецю та життя, яке могло б переробляти його в біомасу. Вчені вважають, що колись, дуже давно, на Венері існували океани, подібні до земних, але вони повністю випарувалися через сильне розігрів планети.

Атмосферний тиск на поверхні Венери у 92 рази більший, ніж на Землі. Деякі астрономи вважають, що вулканічна діяльність на Венері продовжується і зараз, але явних доказів цього не було знайдено. Поки не знайдено… Вважається, що Венера – відносно молода планета, за астрономічними мірками, звісно. Їй приблизно лише... 500 мільйонів років.

Температуру на Венері розрахували, вона становить приблизно +477 °C, але вчені вважають, що Венера поступово втрачає внутрішню високу температуру. Спостереження з автоматичних космічних станцій виявили у атмосфері планети грози.

Планета отримала свою назву на честь давньоримської богині кохання Венери.

Венера активно досліджувалась за допомогою космічних апаратів. Першим космічним апаратом була радянська Венера-1. Потім були радянські "Вега", американські "Марінер", "Піонер-Венера-1", "Піонер-Венера-2", "Магеллан", європейський "Венера-експрес", японський "Акацукі". У 1975 році космічні апарати Венера-9 і Венера-10 передали на Землю перші фотографії поверхні Венери, але умови на поверхні Венери такі, що жоден з космічних апаратів не пропрацював на планеті більше двох годин. Але дослідження Венери продовжуються.

Земля

Наша Земля є найбільшою і найщільнішою із внутрішніх планет Сонячної системи. Серед планет земної групи Земля унікальна у зв'язку зі своєю гідросферою (водною оболонкою). Атмосфера Землі відрізняється від інших планет тим, що містить вільний кисень. Земля має один природний супутник - Місяць, єдиний великий супутник планет земної групи Сонячної системи.

Але про планету Земля у нас докладніша розмова в окремій статті. Тому ми продовжимо далі розповідь про планети Сонячної системи.

Марс

Ця планета менша за Землю і Венеру, її маса - 0,64185·10 24 кг, що становить 10,7 % маси Землі. Марс ще називають « червоною планетою»- через оксид заліза на її поверхні. Його розріджена атмосфера складається головним чином із вуглекислого газу (95,32 %, решта - азот, аргон, кисень, чадний газ, водяна пара, окис азоту), а тиск на поверхні в 160 разів менше земного. Ударні кратери на кшталт місячних, а також вулкани, долини, пустелі і полярні льодовикові шапки на зразок земних – все це дозволяє зарахувати Марс до планет земної групи.

Планета отримала свою назву на честь Марса - давньоримського бога війни (що відповідає давньогрецькому Аресу). У Марса є два природні, щодо малих супутника - Фобос і Деймос (у перекладі з давньогрецької - "страх" і "жах" - так звали двох синів Ареса, які супроводжували його в бою).

Вивчали Марс СРСР, США та Європейське космічне агентство (ЄКА). СРСР/Росія, США, ЄКА та Японія відправляли до Марса для його вивчення Автоматичну міжпланетну станцію (АМС), було кілька програм вивчення цієї планети: "Марс", "Фобос", "Марінер", "Вікінг", "Mars Global Surveyor" та інші.

Встановлено, що через низький тиск вода не може існувати в рідкому стані на поверхні Марса, але вчені припускають, що в минулому умови на планеті були іншими, тому не виключають примітивного життя на планеті. У 2008 році воду в стані льоду було виявлено на Марсі космічним апаратом НАСА «Фенікс». Поверхня Марса досліджують марсоходи. Зібрані ними геологічні дані свідчать, що раніше більшість поверхні Марса була вкрита водою. На Марсі виявили навіть щось на кшталт гейзерів – джерел гарячої води та пари.

Марс можна побачити із Землі неозброєним оком.

Мінімальна відстань від Марса до Землі становить 55,76 млн км (коли Земля знаходиться точно між Сонцем і Марсом), максимальна - близько 401 млн км (коли Сонце точно між Землею і Марсом).

Середня температура на Марсі –50 °С. Клімат, як і Землі, носить сезонний характер.

Пояс астероїдів

Між Марсом та Юпітером знаходиться пояс астероїдів – малих тіл Сонячної системи. Вчені припускають, що це залишки формування Сонячної системи, які не змогли об'єднатися у велике тіло через гравітаційні обурення Юпітера. Розміри астероїдів різні: від кількох метрів до сотень кілометрів.

Зовнішня Сонячна система

У зовнішній області Сонячної системи знаходяться газові гіганти ( Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун ) та їх супутники. Тут же знаходяться орбіти багатьох короткоперіодичних комет. Через їх більшу відстань від Сонця, а отже, набагато нижчу температуру, тверді об'єкти цієї області містять льоди води, аміаку і метану. На фотографії ви можете порівняти їх розміри (зліва направо Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун).

Юпітер

Це величезна планета масою в 318 мас Землі, що в 2,5 рази масивніше за решту планет, разом узятих, а екваторіальний радіус - 71 492 ± 4 км. Він складається в основному з водню та гелію. Юпітер - найпотужніший (після Сонця) радіоджерело Сонячної системи. Середня відстань між Юпітером та Сонцем складає 778,57 млн. км. Наявність життя на Юпітері є малоймовірним через низьку концентрацію води в атмосфері, відсутність твердої поверхні і т. д. Хоча вчені не виключають можливість існування на Юпітері водно-вуглеводневого життя у вигляді деяких невизначених організмів.

Юпітер був відомий людям з давнини, що відбилося в міфології різних країн, а його назва походить від давньоримського бога-громовержця Юпітера.

Відомі 67 супутників Юпітера, найбільші з яких відкрив Галілео Галілей у 1610 році.

Юпітер досліджують за допомогою наземних та орбітальних телескопів; з 1970-х років до планети було відправлено 8 міжпланетних апаратів НАСА: "Піонери", "Вояджери", "Галілео" та інші. На планеті помічені потужні шторми, блискавки, полярні сяйва, що у багато разів перевершують земні.

Сатурн

Планета відома своєю системою кілець. Насправді ж, ці романтичні кільця – лише плоскі концентричні утворення з льоду та пилу, що знаходяться в екваторіальній площині Сатурна. Сатурн має дещо схожі з Юпітером структуру атмосфери і магнітосфери, але набагато менше за нього: 60 % маси Юпітера (5,6846·10 26 кг). Екваторіальний радіус – 60 268 ± 4 км.

Назву планета отримала на честь римського бога землеробства Сатурна, тому його символом є серп.

Основна складова Сатурна – водень з домішками гелію та слідами води, метану, аміаку та важких елементів.

У Сатурна 62 супутники. З них найбільший – Титан. Він цікавий тим, що перевершує за своїми розмірами планету Меркурій і має єдину серед супутників Сонячної системи щільну атмосферу.

Спостереження за Сатурном ведуться давно: ще Галілео Галілей у 1610 році зауважив, що Сатурн має «два компаньйони» (супутника). А Гюйгенс в 1659 році за допомогою потужнішого телескопа побачив кільця Сатурна і відкрив найбільший його супутник Титан. Потім поступово астрономи відкривали та інші супутники планети.

Сучасне вивчення Сатурна почалося 1979 року, коли автоматична міжпланетна станція США «Піонер-11» пролетіла поблизу Сатурна, а потім остаточно зблизилася з ним. Потім до Сатурна пішли американські АМС "Вояджер-1" і "Вояджер-2", а також "Кассіні-Гюйгенс", яка після 7 років польоту 1 липня 2004 досягла системи Сатурна і вийшла на орбіту навколо планети. Основними завданнями було вивчення структури та динаміки кілець та супутників, а також вивчення динаміки атмосфери та магнітосфери Сатурна та детальне вивчення найбільшого супутника планети – Титана. У 2009 році з'явився спільний американсько-європейський проект НАСА та ЕКА із запуску АМС Titan Saturn System Mission для вивчення Сатурна та його супутників Титану та Енцеладу. Під час нього станція 7-8 років летітиме до системи Сатурна, а потім стане супутником Титану на два роки. Також з неї буде спущено повітряну кулю-зонд в атмосферу Титану та посадковий модуль.

Найлегша із зовнішніх планет – становить 14 мас Землі (8,6832·10 25 кг). Уран був відкритий в 1781 англійським астрономом Вільямом Гершелем за допомогою телескопа і названий на честь грецького бога неба Урана. Виявляється, Уран помітний на небі і неозброєним оком, але ті, хто бачив його, не здогадувалися, що це планета, т.к. світло від нього було дуже тьмяним, а рух – дуже повільним.

Уран, і навіть схожий із ним Нептун, виділяють у категорію « крижаних гігантів», тому що в їх надрах багато модифікацій льоду.

В основі атмосфери Урану в основному водень і гелій, але також є сліди метану, твердого аміаку. Його атмосфера - найхолодніша (-224 ° C).

Уран також має систему кілець, магнітосферу і 27 супутників. Вісь обертання Урана лежить як би «на боці» щодо площини обертання цієї планети навколо Сонця. Внаслідок цього планета буває звернена до Сонця по черзі то північним полюсом, то південним, то екватором, то середніми широтами.

1986 року американський космічний апарат «Вояджер-2» передав на Землю знімки Урана з близької відстані. На знімках не видно зображень таких штормів, як на Юпітері, але, за спостереженнями із Землі, там відбуваються сезонні зміни, помічено погодну активність.

Нептун

Нептун менший за Уран (екваторіальний радіус 24 764 ± 15 км), але маса його в 1,0243·10 26 кг більша за масу Урану і становить 17 мас Землі.

Це найдальша планета Сонячної системи. Її назва пов'язана з ім'ям Нептуна – римського бога морів, тому астрономічним символом є тризуб Нептуна.

Нептун є першою планетою, виявленою шляхом математичних розрахунків, а чи не спостережень (Нептун не видно неозброєним оком), і сталося це 1846 року. Зробив це французький математик, який займався небесною механікою, більшу частину свого життя пропрацював у Паризькій обсерваторії. Урбен Жан Жозеф Левер'є.

Хоча Галілео Галілей спостерігав Нептун у 1612 та 1613 роках, але прийняв планету за нерухому зірку у поєднанні з Юпітером на нічному небі. Тому відкриття Нептуна не приписують Галілеї.

Незабаром було відкрито його супутник Тритон, тоді як інші 12 супутників планети було відкрито XX столітті.

Нептун, як і Сатурн, і Плутон, мають систему кілець.

Атмосфера Нептуна, подібно до атмосфери Юпітера і Сатурна, складається в основному з водню і гелію, маючи сліди вуглеводнів і, можливо, азоту, але містить у собі багато льодів. Ядро Нептуна, як і Урана, складається головним чином із льодів та гірських порід. Планета здається синього кольору – це через сліди метану у зовнішніх шарах атмосфери.

В атмосфері Нептуна вирують найсильніші вітри серед планет Сонячної системи.

Нептун був відвіданий лише одним космічним апаратом, "Вояджером-2", який пролетів поблизу планети 25 серпня 1989 року.

Ця планета, як і решта, зберігає багато загадок. Наприклад, з нез'ясованих причин термосфера планети має аномально високу температуру. Але вона надто далека від Сонця, щоб воно могло так розігріти термосферу ультрафіолетовою радіацією. Ось вам, майбутні астрономи, завдання. А таких завдань Всесвіт ставить дуже багато, вистачить на всіх…

Погода на Нептуні характеризується сильними штормами, вітрами, що досягають майже надзвукових швидкостей (близько 600 м/с).

Інші тіла Сонячної системи

Це комети- малі тіла Сонячної системи, зазвичай розміром всього в кілька кілометрів, що складаються головним чином із летких речовин (льодів), кентаври- крижані кометоподібні об'єкти, транснептунові об'єкти, що знаходяться в просторі за Нептуном, пояс Койпера- уламки, подібні до пояса астероїдів, але що складаються в основному з льоду, розсіяний диск…

На питання про те, де саме закінчується Сонячна система та починається міжзоряний простір, точної відповіді поки що немає…