Расстояние между марсом и солнцем

Содержание

Содержание

СОДЕРЖАНИЕ

«Мы были на волоске»: рассекречены данные о подготовке к третьей мировой

Альтернативная служба в армии

Методы изучения

• Данные исследования марсианских метеоритов.
• Исследование с помощью космических аппаратов — орбитальных и марсоходов — на различных частотах. Прежде всего это измерение плотности и планеты, дающего информацию о наличии у планеты плотного ядра. Сюда относятся всевозможные спектроскопические исследования, а также измерение гравитационного и магнитного поля.
• Лабораторное моделирование условий, имитирующих существующие внутри Марса.
• Наиболее эффективный метод — сейсмологические исследования — на настоящий момент недоступен. Ожидаемый прогресс в этой области связан с будущей миссией InSight.

Спутники Марса

Рядом с Марсом вращаются две его луны: Фобос и Деймос. В 1877 году их нашел Асаф Холл, давший наименования в честь персонажей из греческой мифологии. Это сыновья бога войны Ареса: Фобос – страх, а Деймос – ужас. Марсианские спутники продемонстрированы на фото.

Фобос и Деймос, запечатленные MRO. Это крошечные нерегулярные спутники, которые могли притянуться планетой из пояса астероидов

Диаметр Фобоса – 22 км, а отдаленность – 9234.42 – 9517.58 км. На орбитальный проход ему необходимо 7 часов и постепенно это время сокращается. Исследователи считают, что через 10-50 млн. лет спутник врежится в Марс или же будет разрушен гравитацией планеты и образует кольцевую структуру.

Деймос в диаметре имеет 12 км и вращается на дистанции в 23455.5 – 23470.9 км. На орбитальный маршрут уходит 1.26 дней. Марс также может располагать дополнительными лунами с шириной в 50-100 м, а между двумя крупными способно сформироваться пылевое кольцо.

Есть мнение, что ранее спутники Марса были обычными астероидами, которые поддались планетарной гравитации. Но у них наблюдаются круговые орбиты, что необычно для пойманных тел. Они также могли сформироваться из материала, вырванного от планеты в начале создания. Но тогда их состав должен была напоминать планетарный. Также мог произойти сильный удар, повторяя сценарий с нашей Луной.

Федеральный период

Рельеф

Наибольшее разнообразие
ландшафта наблюдается в южном полушарии Марса. У границы полушарий расположен
ряд хаосов – участков беспорядочного сочетания трещин, плато, гряд и
возвышенностей. Самый большой их них – хаос Авроры – достигает более 700 км.
Остальная часть марсианского юга изрыта крупными кратерами.

В северном полушарии наибольший интерес для изучения представляют вулканические районы. Гора Олимп, находящая на краю равнины Фарсида, является крупнейшей на планетах нашей системы. Она занимает площадь более 500 км и достигает высоты 27 км. Здесь же пролегает долина Маринер – каньон, являющийся самым большим в нашей звездной системе.

Сила тяжести

Особенности поверхности

Марсианский пейзаж пустынный, сухой и пыльный. Поверхность состоит из горных структур (включая вулканы), равнин, глубоких впадин и протяженных песчаных дюн. Здесь также немало древних, но хорошо сохранившихся из-за медленной эрозии, кратеров.

Равнины

Они занимают большую часть планеты, особенно в северном полушарии. Одна из них — Великая Северная — самая крупная космическая равнина Солнечной системы. Ее относительно гладкая поверхность говорит о возможном нахождении здесь в далеком прошлом воды.

Каньоны

Их на Марсе целая сеть, а расположены они преимущественно в экваториальной области. Долина каньонов получила название в честь космической миссии, корабли которой открыли эти образования в 1971 г. Длина «Долины Маринер» равна протяженности австралийского материка. Глубина некоторых каньонов достигает 10 км.

Вулканы

Поверхность Красной планеты содержит множество вулканов, но среди них не обнаружено ни одного действующего. О бывшей вулканической деятельности Марса свидетельствует наличие характерных для нее пород и большого количества пепла.

Примечания

Модификации

За свою историю существования автомобиль ГАЗ-3307, из обычного самосвала, превращался во множество самых различных автомобилей. Которые стали серийными модификациями.

Самые популярные из них:

Учебные заведения

Что ещё у нас есть про Марс?

Ссылки

Карты Марса с названиями деталей рельефа на русском языке

Карты, фотографии и различная информация о Марсе

Основные регионы

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. 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. Эта часть Марса напоминает лунные материки. 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 и эрозии. Такое различие полушарий остаётся предметом дискуссий. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эродированные участки марсианской поверхности.

Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты «съехались» (возможно, случайно) в одно полушарие, подобно континенту Пангея на Земле, 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 является равнина Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и 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.

Долины Маринер на Марсе.

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов — Фарсида и Элизий. Фарсида — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и высочайшая известная в Солнечной системе гора Олимп. 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. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. 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.

По другим данным, высота Олимпа составляет 21 287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания — примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282 600 км². Кальдера (углубление в центре вулкана) имеет ширину 70 км и глубину 3 км.

Возвышенность Фарсида также пересечена множеством тектонических 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 и глубины 7—10 км; по размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни. Долины Маринер являются самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Каньон, который был открыт космическим аппаратом «Маринер-9» в 1971 году, мог бы занять всю территорию США, от океана до океана.

Панорама ударного кратера Виктория диаметром около 800 метров, снятая марсоходом «Оппортьюнити». Панорама составлена из снимков которые были получены за три недели, в период с 16 октября по 6 ноября 2006.

Панорама поверхности Марса в районе Husband Hill, снятая марсоходом «Спирит» 23-28 ноября 2005.

Сонник Дома Солнца

Обращение к Женщине

Модель бронирования.

С какими проблемами могут еще столкнуться люди?

Science Photo Library

Прежде всего, ученых беспокоит состояние здоровья астронавтов, которые отправятся на Марс.

Одной из причин этого является продолжительность полета. Так как астронавты будут отсутствовать несколько лет, любые проблемы со здоровьем, которые могут возникнуть во время путешествия, придется решать за пределами нашей планеты.

Кроме того, они столкнутся с крайне неблагоприятной космической средой.

Как только люди доберутся до Марса, они должны будут находиться в космическом скафандре из-за экстремальной температуры на планете, которая может меняться на 170 градусов в течение дня.

Нужно учитывать и тот факт, что атмосфера на планете состоит в основном из углекислого газа.

Специалисты должны учесть психологическое воздействие полета, когда астронавтам придется находиться в небольшом пространстве в течение продолжительного времени.

Роль инженерных войск в мирное время

Аресография Марса

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями. Вблизи полюсов осенью образуются белые пятна — полярные шапки, исчезающие в начале лета. Моря сосредоточены в основном в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии только два крупных моря — Ацидалиум и Большой Сырт.

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. Это в своё время служило доводом в пользу того, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. 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.

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 атмосфере и на поверхности Марса. Южная полярная шапка может достигать широты 50°, северная — 50°. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть. Для земного наблюдателя кажется, что волна потемнения распространяется от полярной шапки к экватору, хотя орбитальные аппараты не фиксируют каких-либо существенных изменений.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере поверхность в основном находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся необъяснённым. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эрозированные участки марсианской поверхности.

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд. лет. Можно выделить 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 является бассейн Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и 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

В северном полушарии помимо обширных вулканических равнин находятся две области крупных вулканов — Тарсис и Элизиум. Тарсис — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — Арсия, Павонис (Павлин) и Аскреус. На краю Тарсиса находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп. Олимп достигает 27 км высоты, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизиум — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — Гекатес, Элизиум и Альбор.

Возвышенность Тарсис также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долина Маринера — тянется в широтном направлении почти на 4500 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 км и глубины 7—10 км; по своим размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни.

Размеры Марса

Люди давно рассматривают планету Марс как некоего двойника нашей Земли. Однако Марс вдвое меньше – его диаметр составляет 53.2% земного. А вот масса его – всего 10.7% земной, да и плотность на 30% меньше.  Поэтому и сила тяжести там в 3 раза меньше привычной нам.

Радиус по экватору – 3396 км, а по полюсам – меньше примерно на 20 км. То есть Марс немного сплюснут, и даже сильнее, чем Земля. При этом Марс вращается чуть медленнее – сутки на нём длиннее.

Так как сплюснутая форма может возникнуть при большой скорости вращения, а Марс сплюснут сильнее, то это одна из загадок. Ученые считают, что раньше Красная планета вращалась быстрее, а со временем замедлилась.

Состав и поверхность планеты Марс

С показателем плотности в 3.93 г/см3 Марс уступает Земли и имеет лишь 15% нашего объема. Мы уже упоминали, что красный цвет образуется из-за присутствия оксида железа (ржавчина). Но из-за присутствия других минералов он бывает коричневым, золотым, зеленым и т.д. Изучите строение Марса на нижнем рисунке.

Внутреннее строение Марса

Марс относится к планетам земного типа, а значит обладает высоким уровнем минералов, вмещающих кислород, кремний и металлы. Грунт слабощелочный и располагает магнием, калием, натрием и хлором.

В таких условиях поверхность не способна похвастаться водой. Но тонкий слой марсианской атмосферы позволил сохранить лед в полярных областях. Да и можно заметить, что эти шапки охватывают приличную территорию. Существует еще гипотеза о наличии подземной воды на средних широтах.

В структуре Марса присутствует плотное металлическое ядро с силикатной мантией. Оно представлено сульфидом железа и вдвое богаче на легкие элементы, чем земное. Кора простирается на 50-125 км.

Ядро охватывает 1700-1850 км и представлено железом, никелем и 16-17% серы. Небольшие размер и масса приводят к тому, что гравитация достигает лишь до 37.6% земной. Объект на поверхности будет падать с ускорением в 3.711 м/с2.

Стоит отметить, что марсианский пейзаж похож на пустыню. Поверхность пыльная и сухая. Есть горные хребты, равнины и крупнейшие в системе песчаные дюны. Также Марс может похвастаться наибольшей горой – Олимп, и самой глубокой пропастью – Долина Маринер.

На снимках можно заметить множество кратерных формирований, которые сохранились из-за медлительности эрозии. Эллада Планитиа – крупнейший кратер на планете, охватывающий в ширину 2300 км, а вглубь – 9 км.

Планета способна похвастаться оврагами и каналами, по которым ранее могла протекать вода. Некоторые тянутся на 2000 км в длину и на 100 км в ширину.

Основные модификации танка Т-62

Такая универсальная «Газель»

Навигация

Гравитационное поле, изменяющееся во времени

На Марсе происходит цикл сублимации-конденсации, в результате которого происходит обмен углекислым газом между криосферой и атмосферой. В свою очередь, между двумя сферами происходит обмен массой, что дает сезонные колебания силы тяжести. (С любезного разрешения NASA / JPL-Caltech)

Сезонная смена гравитационного поля на полюсах

Сублимации — конденсации цикл углекислого газа на Марсе между атмосферой и криосферы (полярная шапка) работает сезонно. Этот цикл является почти единственной переменной, учитывающей изменения гравитационного поля на Марсе. Измеренный гравитационный потенциал Марса с орбитальных аппаратов можно обобщить следующим образом:

V ( M а р s ) знак равно V ( S о л я d п л а п е т ) + V ( S е а s о п а л c а п s + А т м о s п час е р е ) {\ displaystyle V (Марс) = V ({Solid \, planet}) + V (Seasonal \, caps + Atmosphere)}

В свою очередь, когда в сезонных шапках больше массы из-за большей конденсации углекислого газа из атмосферы, масса атмосферы будет уменьшаться. У них обратные отношения друг с другом. И изменение массы оказывает прямое влияние на измеренный гравитационный потенциал.

Сезонный массообмен между северной полярной шапкой и южной полярной шапкой демонстрирует длинноволновые изменения силы тяжести со временем. Долгие годы непрерывных наблюдений показали, что определение четного зонального нормированного коэффициента силы тяжести C _{l = 2, m = 0} и нечетного зонального нормированного коэффициента силы тяжести C _{l = 3, m = 0} имеет решающее значение для описания изменяющейся во времени силы тяжести. за счет такого массообмена, где — градус, а — порядок. Чаще они представлены в виде C _lm в исследовательских статьях.
л {\ displaystyle l} м {\ displaystyle m}

Если мы рассматриваем два полюса как две различные точечные массы, то их массы определяются как

M N п знак равно C 20 + C 30 2 M M а р s {\ Displaystyle M_ {NP} = {\ frac {C_ {20} + C_ {30}} {2}} \, M_ {Марс}}

M S п знак равно C 20 — C 30 2 M M а р s {\ displaystyle M_ {SP} = {\ frac {C_ {20} -C_ {30}} {2}} \, M_ {Mars}}

Данные показали, что максимальная вариация массы южной полярной шапки составляет приблизительно 8,4 x 10 15 кг, происходящая в период осеннего равноденствия , в то время как для северной полярной шапки приблизительно 6,2 x 10 15 кг, происходящая между зимним солнцестоянием и весной. равноденствие .

В долгосрочной перспективе было обнаружено, что масса льда, хранящегося на Северном полюсе, увеличится на (1,4 ± 0,5) x 10 11 кг, в то время как на Южном полюсе она уменьшится на (0,8 ± 0,6) x 10 11 кг. Кроме того, в долгосрочной перспективе масса углекислого газа в атмосфере уменьшится на (0,6 ± 0,6) x 10 11 кг. Из-за наличия неопределенностей неясно, продолжается ли миграция материала с Южного полюса на Северный, хотя такую ​​возможность нельзя исключать.

Номенклатура

Ранняя номенклатура

Иоганн Генрих Мэдлер и Вильгельм Бир были первыми «ареографами», хотя их лучше помнят за составление карт Луны с 1830 года . Они начали с того, что раз и навсегда установили, что большинство поверхностных элементов являются постоянными, и зафиксировали период вращения Марса. В 1840 году Мэдлер объединил десять лет наблюдений и нарисовал первую в истории карту Марса. Вместо того, чтобы давать имена разным отметкам, которые они наносили на карту, Бир и Мэдлер просто обозначали их буквами; Залив Меридиан (Sinus Meridiani) был, таким образом, признаком «а».

В течение следующих двадцати лет или около того, по мере совершенствования инструментов и увеличения числа наблюдателей, различные марсианские объекты приобрели множество названий. Приведу пару примеров: Солис Лакус был известен как «Окулус» (Глаз), а Сиртис Большой обычно был известен как «Море песочных часов» или «Скорпион». В 1858 году астроном-иезуит Анджело Секки назвал его Атлантическим каналом . Секки прокомментировал, что он «похоже играет роль Атлантики, которая на Земле отделяет Старый континент от Нового» — это был первый случай, когда роковой канал , что по-итальянски может означать либо «канал», либо «канал», был применен к Марсу.

В 1867 году Ричард Энтони Проктор составил карту Марса, довольно грубо, на основе более ранних рисунков преподобного Уильяма Раттера Дауэса 1865 года, которые на тот момент были лучшими из имеющихся. Проктор объяснил свою систему номенклатуры следующим образом: «Я применил к различным характеристикам имена тех наблюдателей, которые изучали физические особенности, представленные Марсом». Вот некоторые из его имен в сочетании с теми, которые позже были использованы Скиапарелли на его марсианской карте, созданной между 1877 и 1886 годами. Имена Скиапарелли были общепринятыми и фактически используются сегодня:

Номенклатура Проктора часто подвергалась критике, главным образом потому, что многие из его имен чествовали английских астрономов, но также и потому, что он использовал много имен более одного раза. В частности, Дауэс появлялся не менее шести раз (океан Дауэса, континент Дауэса, море Дауэса, пролив Дауэса, остров Дауэса и залив Дауэса-Форкед). Несмотря на это, имена Проктора не лишены очарования, и, несмотря на все свои недостатки, они стали основой, на которой позже астрономы могли бы улучшить.

Современная номенклатура

Планета Марс — Топографическая карта (USGS; 2005)

Сегодня названия марсианских особенностей получены из ряда источников, но названия крупных объектов получены в основном из карт Марса, сделанных в 1886 году итальянским астрономом Джованни Скиапарелли . Скиапарелли назвал более крупные черты Марса, главным образом, используя имена из греческой мифологии и, в меньшей степени, из Библии . Большие особенности альбедо Марса сохраняют многие старые названия, но часто обновляются, чтобы отразить новые знания о природе этих особенностей. Например, «Nix Olympica» (снег Олимпа) превратилась в Olympus Mons (гора Олимп).

Большие марсианские кратеры названы в честь выдающихся ученых и писателей-фантастов; более мелкие названы в честь городов и деревень на Земле.

Различным формам рельефа, изучаемым марсоходами Mars Exploration Rovers , даются временные имена или прозвища, чтобы идентифицировать их во время исследования и расследования. Тем не менее, есть надежда, что Международный астрономический союз сделает постоянными названия некоторых основных объектов, таких как холмы Колумбия , названные в честь семи астронавтов, погибших в результате катастрофы космического корабля » Колумбия» .