Шпаргалки ао "Астрономии"

Марс, четвертая из планет земной группы, примерно вдвое меньше Земли по размерам

(экваториальный  радиус 3394 км) и в девять раз  меньше по массе. Ускорение  силы

тяжести на поверхности планеты равно 376 см/сек2. Угловой диаметр Марса во время

великих противостояний 25", во время афелийных 14". На поверхности Марса

наблюдаются устойчивые детали, что позволило  определить период его вращения с

очень большой  точностью: 24h 37m 22s,6. Экватор планеты  наклонен к плоскости ее

орбиты  на 24° 56', почти так же, как и  у Земли. Поэтому на Марсе наблюдается

смена времен года, очень похожая на земную, с той лишь разницей, что лето в

южном полушарии  Марса жарче и короче, чем в северном, так как оно наступает

вблизи  прохождения планетой своего перигелия. Марсианский год длится 687 земных

суток.

 

Детали, наблюдаемые в телескоп на диске  Марса (рис. 171), можно классифицировать

следующим образом:

1. Яркие  области, или материки, занимающие 2/3 диска. Они представляют собой

однородные  светлые поля оранжево-красноватого цвета.

2. Полярные  шапки - белые пятна, образующиеся  вокруг полюсов осенью и исчезающие

в начале лета. Это самые заметные детали. В середине зимы полярные шапки

занимают  поверхность до 50° по широте. Летом  северная полярная шапка исчезает

целиком, от южной сохраняется небольшой остаток. Сквозь синие светофильтры

полярные  шапки выделяются очень контрастно.

3. Темные  области (или моря), занимающие 1/3 Диска. Они видны на фоне  светлых

областей  в виде пятен, различных по величине и форме. Изолированные темные

области небольших размеров называются озерами  или оазисами. Вдаваясь в материки,

моря  образуют заливы. И материки и моря имеют красноватый цвет.

Отношение яркости материков и морей  максимально в красной и инфракрасной области

(до 50% для  самых темных морей), в желтых  и зеленых лучах оно меньше, в синих на

диске Марса моря вообще не различаются.

Темные  области наряду с полярными шапками  участвуют в цикле периодических

сезонных  изменений. Зимой темные области  имеют наименьший контраст. Весной вдоль

границы полярной шапки образуется темная кайма, и контраст темных областей

вокруг  нее увеличивается. Потемнение распространяется постепенно в направлении к

экватору, захватывая все новые и новые  области. Многие детали, не различающиеся

в данном полушарии зимой, становятся хорошо заметными летом. Волна потемнения

распространяется  со скоростью примерно 30 км в сутки. В некоторых районах

изменения повторяются регулярно из года в  год, в других происходят каждую весну

по-разному. Кроме повторяющихся сезонных изменений, неоднократно наблюдалось

необратимое исчезновение и появление темных деталей (вековые изменения). Светлые

области не участвуют в сезонном цикле, но могут испытывать необратимые вековые

изменения.

4. Облака - временные детали, локализованные  в атмосфере. Иногда они закрывают

значительную  часть диска, препятствуя наблюдению темных областей. Различаются

два вида облаков: желтые облака, по общему мнению, пылевые (бывают случаи, когда

желтые  облака закрывают весь диск на целые  месяцы; такие явления называются

"пылевыми  бурями"); белые облака, состоящие скорее всего из ледяных кристалликов

подобно земным циррусам.

 

В последние  годы изучение Марса сильно продвинулось вперед благодаря

использованию автоматических межпланетных станций. Американская АМС "Маринер-4"

впервые сфотографировала Марс с близкого расстояния (около 10 000 км) в 1965 г.

Оказалось, что Марс подобно Луне покрыт кратерами. За "Маринером-4" пролетели

вблизи  Марса и сфотографировали его "Маринер-6" и "Маринер-7", а в 1971 г.,

через несколько  месяцев после великого противостояния, на орбиты вокруг Марса

вышли его  первые искусственные спутники, сделанные  руками землян: два советских

("Марс-2" и "Марс-3") и один американский ("Маринер-9"). Программы их

существенно отличались и взаимно дополняли  друг друга. Американский спутник был

нацелен в основном на фотографирование Марса; он получил несколько тысяч

фотографий  с разрешением около 1 км, покрывающих  почти всю поверхность Марса.

Некоторые из них показаны на рис. 172 и 173. Советские  спутники проводили

фотографирование  в гораздо меньшем объеме, но зато они были оснащены большим

количеством аппаратуры, предназначенной для  исследования поверхности Марса, его

атмосферы и околопланетного пространства физическими методами. Инфракрасным

радиометром измерялась температура поверхностного слоя и одновременно

радиотелескопом температура грунта на глубине в  несколько десятков сантиметров;

измерялась  яркость в различных длинах волн, атмосферное давление и высоты по

интенсивности полос СO2 , содержание H2O в атмосфере, магнитное поле, состав и

температура верхней атмосферы, электронная  концентрация в ионосфере, поведение

межпланетного вещества в окрестностях Марса.

 

От АМС "Марс-3" отделился спускаемый аппарат, который впервые совершил мягкую

посадку на поверхность Марса. Советская  программа исследований Марса с  помощью

космических аппаратов получила дальнейшее развитие в 1974 г., когда четыре

советских космических аппарата прибыли к планете. Один из них, "Марс-6" совершил

посадку на поверхность, и во время спуска в атмосфере впервые провел прямые

измерения ее состава, температуры и давления. "Марс-5" вышел на орбиту

искусственного  спутника планеты, а "Марс-4" и "Марс-7" проводили исследования

планеты и межпланетного пространства на пролетных траекториях.

 

Фотографии  поверхности, полученные с борта "Маринера-9", "Марса-4" и "Марса-5"

показали, что поверхность Марса весьма разнообразна по характеру геологических

форм. Большая  часть ее покрыта кратерами, однако имеются и ровные области, почти

лишенные кратеров. Среди кратеров попадаются такие, которые расположены на

вершинах огромных конусообразных гор (см. рис. 172). Такое расположение

означает, что это не метеоритные кратеры, а вулканические. На склонах крупнейших

вулканов  мало метеоритных кратеров и, следовательно, эти вулканы "молодые", они

образовались  сравнительно недавно. Таким образом, Марс - геологически активная

планета. Марс, видимо, обладает собственным  магнитным полем, хотя и значительно

более слабым, чем Земля; существование собственного магнитного поля указывает на

присутствие в центре планеты жидкого ядра.

На поверхности  Марса имеются образования, очень  похожие на высохшие русла рек

(см. рис. 173). 20 июля 1976 г. совершил посадку  на поверхность Марса

американский  спускаемый аппарат "Викинг-1". На рис. 174 показана одна из

панорам, переданных им на Землю. Марсианский  пейзаж очень напоминает некоторые

земные  пустыни. Видны отлогие песчаные дюны, много угловатых камней.

На рис. 175 представлены температуры и яркость  поверхности, а также содержание

Н2O в  атмосфере, измеренные "Марсом-3" во время одного из прохождений перицентра

своей орбиты (перицентр - ближайшая к планете  точка орбиты спутника).

На карте  Марса (рис. 176) показана трасса, вдоль  которой проводились измерения

при данном прохождении. Приборы "увидели" сначала  южное полушарие Марса и за

полчаса их оптические оси пересекли всю  планету с юга на север. Видно, что более

темные  области являются и более теплыми (они поглощают больше солнечного тепла).

В северных областях (широта j   > 45°) температура  падает до очень низкого

уровня, около 150 °К. Здесь находится зона полярной шапки. Она проявляется  как

резкое  увеличение яркости в ультрафиолетовых лучах (0,37 мк), но совсем не видна

в ближней  инфракрасной области (1,38 мк; здесь планета светит все еще

отраженным, а не тепловым излучением). Это означает, что мы видим в данном

случае не снег или лед на поверхности, а облака (из тонких кристалликов),

плавающие в атмосфере. Размеры кристалликов так малы, что на длине волны около 1

мк они уже свет не рассеивают. Возможно, что это кристаллики обычного льда Н2О:

мы видим, как резко падает здесь содержание пара Н2О. Он должен переходить в

твердую фазу. При таких температурах может  конденсироваться и углекислый газ.

Температура поверхности Марса колеблется в  широких пределах. На экваторе днем

она достигает +30 °С, а ночью -100 °С. Это происходит из-за малой

теплопроводности  марсианского грунта. Она почти столь  же низка, как у лунного.

Самая низкая температура бывает зимой на поверхности  полярных шапок (-125°С).

В спектре  Марса наблюдаются хорошо заметные полосы СО2, хотя и более слабые, чем

в спектре  Венеры (см. рис. 166). Облака на Марсе  обычно закрывают незначительную

долю  поверхности (в отличие от Венеры), и поэтому из спектроскопических

наблюдений  можно определить абсолютную величину

 

содержания  СО2 в атмосфере. Так как на интенсивность слабых и сильных линий

полное  давление газа влияет по-разному, то можно  определить и его. Аппаратура,

установленная на "Maрсе-6" и "Викинге-1 и 2" измерила давление в атмосфере Марса

непосредственно с помощью барометрических датчиков. Оно равно у поверхности в

среднем 6 мб. На "Викинге-1 и 2" были проведены прямые измерения химического

состава с помощью. масс-спектрометра, которые показали, что атмосфера Марса на

95% состоит  из СО2 .

 

Давление  в различных районах Марса  может отличаться в несколько  раз из-за

различия  высот. Самые высокие области  Марса лежат на 20 км выше самых  низких.

Интересно, что темные и светлые области  с одинаковой вероятностью могут  быть и

низкими и высокими. В северном полушарии  преобладают низкие районы.

В спектре  Марса обнаружены линии водяного пара. При наземных наблюдениях их

удается отделить от земных линий только благодаря  доплеровскому смещению, так

как они  очень слабы. При наблюдениях  с космических аппаратов эта  трудность

отсутствует. Пример наблюдений с космического аппарата приводился выше (см. рис.

175). Содержание  водяного пара в атмосфере  Марса меняется во времени  и различно

в разных районах. Иногда оно ниже предела обнаружения (около 1 микрона

осажденной  воды для измерений, произведенных  на "Марсе-3"), иногда достигает 50

микрон. Такова толщина пленки воды, которая  покрыла бы планету, если

сконденсировать весь. атмосферный водяной пар. На Земле в атмосфере содержится

воды  примерно в 1000 раз больше. Средняя  температура Марса (200 °К) заметно  ниже

земной, и под его поверхностью следует  ожидать слой вечной мерзлоты, который

задерживает выделение H2O из недр планеты.

Заметим, что в жидкой фазе вода при марсианских  темпе-ратурах и давлениях

существовать  не может; она может быть только в  виде льда или пара.

Кроме Н2О  в атмосфере Марса обнаружены и некоторые другие малые составляющие -

N2 (2,5%), Аг (1,5%), СО (~0,01%), O2 (~0,01%), следы озона О3.

Полярные  шапки Марса имеют сложную  природу. Только на краях и лишь в  некоторые

определенные  периоды времени это облака. Значительная часть видимой полярной

шапки представляет собой твердый осадок на поверхности, причем этот осадок