Transcript Mapa topograficzna Marsa

Mars
Opracowała: Małgorzata Ambrosiewicz
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.
•
•
•
•
•
•
•
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 kPa
Okres obrotu 1,025 957 d (24 h 36 min)
• 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
dominują
na
Marsa.
mapie
(niebieski)
topograficznej
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 CO2 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
CO2 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 CO2 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 2003r).
Zdjęcie Marsa wykonane przez Janusza Kosmowskiego
Zdjęcie Marsa zrobione przez Janusza Wilanda