Спутник Земли

Олимп (Луна) – относительно большой планетоподобный спутник с диаметром, равным четверти земного. Это самый большой, по отношению к размерам своей планеты, спутник солнечной системы. По названию земной Луны, естественные спутникидругих планет также называют «лунами».

Луна– начала своё обращение на орбите вокруг Земли примерно 4,53 миллиарда лет назад, что стабилизировало осевой наклон планеты и является причинойприливов, которые замедляют вращение Земли. Некоторые теории полагают, что паденияастероидовприводили к существенным изменениям в окружающей среде и поверхности Земли, в частности, массовые вымирания различных видов живых существ.

Наиболее распространённая теория происхождения Луны,Теория гигантского столкновения, утверждает, что Луна образовалась в результате столкновенияпротопланетыТеи(размером примерно сМарс) с ранней Землёй. Эта гипотеза, среди прочего, объясняет причины сходства и различия состава лунного грунта и земного.

Лунаобращается вместе с Землёй вокруг общего центра масс каждые 27,32 суток относительно звёздного фона. Промежуток времени между двумя одинаковымифазами луны(синодический месяц) составляет 29,53059 дня. Если смотреть на орбиту Луны с северного полюса мира, то Луна движется вокруг Землипротив часовой стрелки. Ось вращения Земли отклонена от перпендикуляра к плоскости Земля-Солнце на 23,5 градуса (направление и угол наклона оси Земли зависит от периода прецессии равноденствия, а видимое возвышение Солнца зависит отвремени года); плоскость Земля-Луна отклонена на 5 градусов относительно плоскости Земля-Солнце (без этого отклонения каждые две недели происходило бы одно из затмений:солнечноелиболунное).

Гравитационное притяжение между Землёй и Луной является причиной земных приливови отливов. Аналогичный эффект на Луне проявляется в том, что она постоянно обращена к Земле одной и той же стороной (период оборота Луны вокруг своей оси равен периоду её оборота вокруг Земли; см. такжеприливное ускорение Луны). Это называетсяприливной синхронизацией. Во время обращения Луны вокруг Земли Солнце освещает различные участки поверхности спутника, что проявляется в явлениилунных фаз: тёмная часть поверхности отделяется от светлойтерминатором.

Из-за приливной синхронизации Луна удаляется от Земли примерно на 38 мм в год. Через миллионы лет это крошечное изменение, а также увеличение земного дня на 23 мксв год, приведут к значительным изменениям. Так, например, вДевонский период(примерно 410 млн лет назад) в году было 400 дней, а сутки длились 21,8 часа.

Луна может существенно повлиять на развитие жизни путём изменения климата на планете. Палеонтологическиенаходки и компьютерные модели показывают, что наклон земной оси стабилизируется приливной синхронизацией Земли с Луной. Если бы ось вращения Земли приблизилась кплоскости эклиптики, то в результате климат на планете стал бы чрезвычайно суровым. Один из полюсов был бы направлен прямо на Солнце, а другой – в противоположную сторону, и по мере обращения Земли вокруг Солнца они менялись бы местами. Полюсы были бы направлены прямо на Солнце летом и зимой.Планетологи, изучавшие такую ситуацию, утверждают, что, в таком случае, на Земле вымерли бы все крупные животные и высшие растения.

С Земли видимый размер Луны очень близок к видимому размеру Солнца. Угловые размеры (или телесный угол) этих двух небесных тел схожи постольку, поскольку хоть диаметр Солнца и больше лунного в 400 раз, оно находится в 400 раз дальше от Земли. Благодаря этому обстоятельству и наличию значительногоэксцентриситетаорбиты Луны, на Земле могут наблюдаться как полные, так и кольцеобразныезатмения.

Астероидысперигелийнымирасстояниями, меньшими или равными 1,3астрономических единицы, которые могут в обозримом будущем приблизиться к Земле на расстояние, меньшее или равное 0,05 а. е., считаются потенциально опасными объектами. Всего зарегистрировано около 6200 объектов, которые проходят на расстоянии до 1,3 астрономических единиц от Земли. Опасность, которую астероиды представляют для планеты, расценивается как пренебрежимо малая. По современным оценкам, столкновения с подобными телами (по самым пессимистическим прогнозам) вряд ли происходят чаще, чем раз в сто тысяч лет.

Марс – седьмая по размерам планетаСолнечной системы. Названа в честьМарса–древнеримскогобога войны, соответствующего древнегреческомуАресу. Иногда Марс называют «красной планетой» из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ейоксидом железа.

Среднее расстояние от Марса до Солнцасоставляет 228млн.км(1,52а. е.), период обращения вокруг Солнца равен 687 земнымсуткам.ОрбитаМарса имеет довольно заметныйэксцентриситет(0,0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн.км.Наклонениеорбиты Марса равно 1,85°. Масса Марса составляет 6,423×1023 кг, средний линейный диаметр – 6800 км.

Период вращения планеты – 24 часа37минут22,7секунд. Таким образом, марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных суток. Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к перпендикуляру плоскости орбиты под углом 24°56′. Наклон оси вращения Марса обеспечивает сменувремён года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности — так, северная весна и лето длятся больше половины марсианского года. В то же время, они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное – короткое и жаркое.

Геология и внутреннее строение

В прошлом на Марсе происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, а также формой долины Маринер. Сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом.

Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из корысо средней толщиной 50 км (и максимальной до 130 км), силикатноймантиитолщиной 1800 км иядрарадиусом1480 км.Плотностьв центрепланетыдолжна достигать 8,5г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14—17% серы. Согласно современным оценкам формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет.

Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит в ней меньше фазовых переходов. Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества.

Согласно наблюдениям поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычныйбазальт. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа.

Геологическая история

Возможно, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра, а также потеря основного объёма атмосферы. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд. лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветерпрактически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации могут наблюдаться практически у самой его поверхности.

Геологическая история Марса заключает в себя три нижеследующие эпохи:

Ноачианская эпоха: формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса. Продолжалась в период 4,5 млрд. – 3,5 млрд. лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами.

Гесперийская эра: от 3,5 млрд. лет назад до 2,9-3,3 млрд. лет назад. Эта эпоха отмечена образованием огромных лавовых полей.

Амазонийская эра: от 2,9-3,3 млрд. лет назад до наших дней. Районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров. Гора Олимп сформирована в этот период. В это время в других частях Марса разливались лавовые потоки.

Магнитное поле Марса

У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле. Согласно показаниям магнетометров станцийМарс-2иМарс-3, напряжённость магнитного поля в 500 раз слабее земного. Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарногодинамона Марсе не работает. Наблюдения также показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей наполосовые магнитные аномалиив мировом океане.

По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад до того, как динамо-машина планеты прекратила выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо-машины 4 млрд. лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50-75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид разрушился.

Атмосфера и климат

Температура на планете колеблется от −153°Cна полюсе зимой и до более +20 °C наэкваторев полдень. Средняя температура составляет −50 C.Атмосфера Марса, состоящая, в основном, изуглекислого газа, очень разрежена.Давлениеу поверхности Марса в 160 раз меньше земного. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы – 110 км.

По данным НАСА (2004) атмосфера Марса состоит на 95,32% из углекислого газа, 2,7%азота, 1,6%аргона, 0,13%кислорода, 0,08%угарного газа,водяного пара,оксида азота,неона,полутяжёлой воды криптона, ксенона. Согласно данным АМС «Марс-2» и «Марс-3», нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км (в среднем).

По данным НАСА на 2004 год, давление атмосферы на среднем радиусе составляет 6,36 мб. Плотность у поверхности ~0,020 кг/м3, общая масса атмосферы ~2,5×1016 кг. Изменение атмосферного давления на Марсе в зависимости от времени суток зафиксировано посадочным модулем в 1997 году. Масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащихуглекислый газ. Во время зимы 20-30 процентов всей атмосферы намораживается на полярной шапке, состоящей из углекислоты.

В месте посадки зонда АМС Марс-6в районе Эритрейского моря было зафиксировано давление у поверхности 6,1 миллибара, что на тот момент считалось средним давлением на планете, и от этого уровня было условлено отсчитывать высоты и глубины на Марсе. По данным этого аппарата, полученным во время спуска,тропопаузанаходится на высоте примерно 30 км, где давление составляет 5×10-7 г/см3

Область Эллада настолько глубока, что атмосферное давление достигает примерно 12,4 миллибара, что выше тройной точки воды (~6,1 мб) и ниже точки кипения. При достаточно высокой температуре вода могла бы существовать там в жидком состоянии; при таком давлении, однако, вода закипает и превращается в пар уже при +10 C. На вершине высочайшего 27-километрового вулканаОлимпдавление может составлять от 0,5 до 1 мбар.

Климат на Марсе носит сезонный характер. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности. По сведениям НАСА (2004 г.), средняя температура составляет ~210 K (-63 C). По данным посадочных аппаратов Викинг, суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от −89 до −31 C), а скорость ветра: 2-7 м/с (лето), 5-10 м/с (осень), 17-30 м/с (пылевой шторм).

По данным посадочного зонда Марс-6, средняя температуратропосферыМарса составляет 228 К, в тропосфере температура убывает в среднем на 2,5 градуса на километр, а находящаяся выше тропопаузы (30 км)стратосфераимеет почти постоянную температуру 144 К. По современным данным в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Существуют сведения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат – тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкаяводаи шли дожди. Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита, показавший, что около 4 миллиардов лет назад температура Марса составляла 18 ± 4градусов Цельсия.

Поверхность и рельеф.

Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший вулкан-гора Олимп– самая высокаягорав Солнечной системе, адолина Маринер– самый крупныйканьон. В июне2008 годаастрономы представили доказательства существования в северном полушарии Марса самого крупного известногоударного кратеравСолнечной системе. Его длина 10600 км, а ширина 8500 км.

Вплоть до первого пролёта у Марса космического аппарата «Маринер-4» в1965 годумногие исследователи полагали, что на его поверхности есть вода в жидком состоянии. Это мнение было основано на наблюдениях за периодическими изменениями в светлых и тёмных участках, особенно в полярныхширотах, которые были похожи наконтинентыиморя. Тёмные борозды на поверхности Марса интерпретировались некоторыми наблюдателями как ирригационные каналы для жидкой воды. Позднее было доказано, что эти борозды былиоптической иллюзией.

Из-за низкого давления вода не может существовать в жидком состоянии на поверхности Марса, но вполне вероятно, что в прошлом условия были иными, и поэтому наличие примитивной жизни на планете исключать нельзя.

Поверхность Марса в настоящий момент исследовали два марсохода: «Спирит» и «Оппортьюнити». Собранные ими геологические данные позволяют предположить, что большую часть поверхности Марса ранее покрывала вода. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабуюгейзернуюактивность. Начиная с 1970-х гг. в рамках программы «Викинг», а также марсоходом «Оппортьюнити» и другими аппаратами были зафиксированы многочисленныепыльные вихри. Это воздушные завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие в воздух большое количество песка и пыли.

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети – тёмные участки, называемые морями. Моря сосредоточены, в основном, в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии есть только два крупных моря –АцидалийскоеиБольшой Сырт.

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле, тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1-2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. На севере большая часть поверхности находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой иэрозии.

Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты «съехались» (возможно, случайно) в одно полушарие, а затем «застыли» в этом положении. Другая гипотеза предполагает столкновение Марса с космическим телом размером с Плутон.

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя – 3-4 млрд. лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса – кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения являетсяравнина Эллада(примерно 2100 км в поперечнике).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломыи сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние подповерхностного льда.

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов: ФарсидаиЭлизий. Фарсида – обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупныхщитовых вулкана:гора Арсия,гора Павлинаигора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе гораОлимп. Олимп достигает 27 км высоты по отношению к его основанию и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий – возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами: купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор.

Возвышенность Фарсидатакже пересечена множествомтектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них (долины Маринер) тянется в широтном направлении почти на 4000 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 км и глубины 7-10 км. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни.

Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфереи на поверхности Марса. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет 1000 км.Полярные шапкисостоят из двух составляющих: сезонной –углекислого газаи вековой –водяногольда.

Аппарат «Марс Одиссей» обнаружил на южной полярной шапке Марса действующиегейзеры. Как считают специалистыНАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.

Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газав противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10-40 м/с, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит кпылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса.

Данные аппарата «Марсианский разведывательный спутник» позволили обнаружить под каменистыми осыпями у подножия гор значительный слой льда. Ледник толщиной в сотни метров занимает площадь в тысячи квадратных километров, и его дальнейшее изучение способно дать информацию об истории марсианского климата.

На Марсе имеется множество геологическихобразований, напоминающих воднуюэрозию, в частности, высохшие русларек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.

В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальдеобнаружена дельта реки площадью около 115 км².Намывшая дельту рекаимела в длину более 60 км.

Данные марсоходовНАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют также о наличии воды в прошлом (найденыминералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды). Аппарат «Феникс» обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.

Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, «обтекают» различные препятствия, сливаются и расходятся.

Элементный состав поверхностного слоя марсианской почвы по данным посадочных аппаратов неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы: кремнезём(20-25%), содержащий примесьгидратовоксидов железа(до 15%), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия. Согласно данным зондаНАСА«Феникс» (посадка на Марс25 мая2008 года), соотношениеpHи некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения.

Орбитальный зонд «Марс Одиссей» также обнаружил, что под поверхностью красной планеты есть залежи водяного льда. Окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решен в 2008 году, когда зонд «Феникс», севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта.

Спутники Марса

У Марса есть два естественных спутника – ФобосиДеймос(в переводе сдревнегреческого«страх» и «ужас» – имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос – 26×21 км, Деймос – 13 км в поперечнике) и имеют неправильную форму. По одной из гипотез, они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды изТроянской группы астероидов.

Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной. Приливное воздействиеМарса постепенно замедляет движение Фобоса, что в конце концов приведёт к падению спутника на Марс (при сохранении текущей тенденции), или к его распаду. Напротив, Деймос удаляется от Марса.

Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.