MARS (PLANETA): CHARAKTERISTIKA, SLOŽENÍ, OBĚŽNÁ DRÁHA, POHYB - ARTE

Mars je čtvrtá nejvzdálenější planeta od Slunce a poslední z vnitřních skalních planet ve sluneční soustavě, spolu s Merkurem, Venuší a Zemí. Mars, který byl snadno viditelný, vždy fascinoval pozorovatele od pravěku svou červenavou barvou, a proto byl pojmenován po římském bohu války.

Jiné starověké civilizace také spojovaly tuto planetu s jejich příslušnými bohy války nebo s osudovými událostmi. Například starověcí Sumerové to nazývali Nergal a v mezopotámských textech je také označováno jako hvězda soudu mrtvých. Podobně babylonští, egyptští a čínští astronomové zanechali pečlivé záznamy o pohybu Marsu.

Obrázek 1. Detail Marsu. Zdroj: Pixabay.

Mayští astronomové se o to zajímali, vypočítali jeho synodickou periodu (dobu, po kterou se musí vrátit ke stejnému bodu na obloze vzhledem k Slunci) s velkou přesností a zdůraznit retrográdní období planety.

V roce 1610 byl Galileo první, kdo pozoroval Mars dalekohledem. Se zlepšením v optických nástrojích přišli objevy, usnadněné skutečností, že na rozdíl od Venuše neexistuje silná oblaková vrstva, která brání viditelnosti.

Takto objevili černý bod Syrtis Major, charakteristické místo na povrchu, bílé polární vrstvy, slavné kanály Marsu a některé periodické změny ve zbarvení planety, díky nimž mnozí přemýšleli o možné existenci života na planetě. červená, alespoň z vegetace.

Informace ze sond však ukazují, že planeta je poušť a má tenkou atmosféru. Zatím na Marsu není žádný důkaz života.

Obecné vlastnosti

Mars je malý, jen desetina hmotnosti Země a asi polovina průměru.

Její osa rotace je v současné době nakloněna o 25 ° (osa Země je 23,6 °). To je důvod, proč má roční období, ale jiné délky než Země, protože jeho orbitální období je 1,88 roku. Marťanská období tedy trvají víceméně dvakrát tak dlouho jako pozemská období.

Tento sklon nebyl vždy stejný. Některé matematické modely orbity naznačují, že v minulosti se mohla významně lišit, mezi 11 ° a 49 °, což přináší významné změny klimatu.

Pokud jde o teploty, pohybují se mezi -140 ° C a 21 ° C. Je to poněkud extrémní a tenká atmosféra k tomu přispívá.

Nápadné polární čepice na Marsu jsou CO ₂, stejně jako obsah atmosféry. Atmosférický tlak je poměrně nízký, asi stotina zemského.

Obrázek 2. Obrázek Marsu skrz Hubbleův kosmický dalekohled ukazující jednu z polárních čepic. Zdroj: NASA / ESA, J. Bell (Cornell U.) a M. Wolff (Space Science Inst.) / Public Domain, přes Wikimedia Commons.

Přes vysoký obsah CO ₂ je skleníkový efekt na Marsu mnohem méně výrazný než na Venuši.

Jako pouštní povrch jsou na Marsu časté písečné bouře. Cestovatel tam nenajde tekutou vodu ani vegetaci, pouze skály a písek.

Výrazná načervenalá barva je způsobena hojnými oxidy železa a ačkoli na Marsu je voda, nachází se pod zemí pod polárními čepičkami.

Je zajímavé, že i přes hojnost železa na povrchu vědci tvrdí, že je v interiéru vzácný, protože průměrná hustota Marsu je nejnižší mezi skalními planetami: pouhých 3 900 kg / m ³.

Protože železo je nejhojnějším těžkým prvkem ve vesmíru, nízká hustota znamená nedostatek železa, zejména s ohledem na absenci vlastního magnetického pole.

Shrnutí hlavních fyzikálních charakteristik planety

- Hmotnost: 6,39 x 10 ²³ kg

- Poloměr akvatoria: 3,4 x 10 ³ km

Tvar: mírně zploštělý.

-Dostupná vzdálenost od Slunce: 228 milionů km.

- Sklon orbity: 1,85 ° vzhledem k rovině ekliptiky.

- Teplota: -63 ° C, průměr na povrchu.

-Gravita: 3,7 m / s ²

-Vlastní magnetické pole: Ne.

- Atmosféra: tenký, většinou CO ₂.

-Density: 3940 kg / m ³

-Satellite: 2

-Kruhy: nemá.

Porovnání velikosti Mars-Afrika

Měsíce Marsu

Přírodní satelity nejsou na takzvaných vnitřních planetách hojné, na rozdíl od vnějších planet, které je číslují desítky. Červená planeta má dva malé měsíce zvané Phobos a Deimos, které objevil Asaph Hall v roce 1877.

Jména marťanských satelitů pocházejí z řecké mytologie: Phobos - strach - byl synem Ares a Afrodity, zatímco Deimos - teror - byl jeho bratrem dvojčat a společně doprovázeli svého otce do války.

Obrázek 3. Deimos, malý, nepravidelný satelit Marsu. Bělavé oblasti jsou vrstvy regolitu, což je minerální prach podobný tomu, který pokrývá lunární povrch. Zdroj: Wikimedia Commons. NASA / JPL-caltech / University of Arizona / Public Domain.

Měsíce Marsu jsou velmi malé, mnohem menší než náš majestátní Měsíc. Jejich nepravidelný tvar způsobuje podezření, že se jedná o asteroidy zachycené gravitací planety, a to ještě více, pokud se domníváme, že Mars je velmi blízko pásu asteroidů.

Průměrný průměr Phobosu je pouze 28 km, zatímco Deimos je ještě menší: 12 km.

Oba jsou v synchronní rotaci s Marsem, což znamená, že doba rotace kolem planety se rovná periodě rotace kolem její vlastní osy. Proto vždy ukazují Mars stejnou tvář.

Kromě toho je Phobos velmi rychlý, natolik, že během marťanského dne, který trvá téměř stejně jako den Země, několikrát jde nahoru a dolů.

Oběžné dráhy obou satelitů jsou velmi blízko Marsu a také nestabilní. Z tohoto důvodu se spekuluje, že v určitém okamžiku mohou narazit na povrch, zejména na rychlý Phobos, jen 9377 km daleko.

Obrázek 4. Animace s oběžnými dráhami Phobos a Deimos kolem Marsu. Zdroj: Giphy.

Překladové hnutí

Mars obíhá kolem Slunce po eliptické stezce, jejíž doba se rovná přibližně 1,9 zemských let nebo 687 dní. Všechny oběžné dráhy planet se řídí Keplerovými zákony a jsou proto eliptické, i když některé jsou kruhové než jiné.

To není případ Marsu, protože elipsa jeho oběžné dráhy je o něco více zdůrazněna než Země nebo Venuše.

Tímto způsobem jsou časy, kdy je Mars velmi daleko od Slunce, vzdálenost zvaná aphelion, zatímco v jiných je to mnohem blíž: perihelion. Tato okolnost také přispívá k tomu, že Mars má poměrně široký teplotní rozsah.

V odlehlé minulosti musela být orbita Marsu mnohem kruhovější, než je tomu nyní, avšak gravitační interakce s jinými těly ve sluneční soustavě způsobila změny.

Obrázek 5. Oběžné dráhy ve srovnání mezi Marsem a Zemí. Zdroj: Wikimedia Commons. NASA / JPL-Caltech / MSSS / Public domain.

Údaje o pohybu Marsu

Následující data stručně popisují pohyb Marsu:

- Střední poloměr oběžné dráhy: 2,28 x 10 ⁸ km

- Sklon oběžné dráhy: 1,85 °

- Excentricita: 0,093

- Průměrná orbitální rychlost: 24,1 km / s

- Období převodu: 687 dní.

- Doba rotace: 24 hodin, 37 minut.

- Sluneční den: 24 hodin, 39 minut.

Kdy a jak pozorovat Mars

Mars je na noční obloze snadno identifikovatelný podle načervenalé barvy. Od hvězd se liší tím, že nebliká ani nebliká, když je vidí pouhým okem.

Na webu je spousta informací, které najdou nejlepší časy k pozorování Marsu, jakož i aplikace pro chytré telefony, které ukazují jeho polohu, ať už jsou na určitém místě viditelné nebo ne.

Protože je červená planeta mimo orbitu Země, je nejlepší čas ji vidět, když je v opozici vůči Slunci (viz obrázek 6). Planety, jejichž orbita je vnější k oběžné dráze Země, se nazývají nadřazené planety a planety, které nejsou nižší.

Obrázek 6. Spojení a opozice nadřazené planety. Zdroj: Maran, S. Astronomy for Dummies.

Merkur a Venuše jsou nižší planety, blíže ke Slunci než samotná Země, zatímco vyšší planety jsou všechny ostatní: Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun.

Pouze vyšší planety mají opozici a spojení se Sluncem, zatímco spodní planety mají dva typy spojení.

Když je tedy Mars v opozici vůči Slunci při pohledu ze Země, znamená to, že Země stojí mezi planetou a králem Slunce. Je tedy možné vidět na obloze větší a vyšší, viditelné po celou noc, zatímco spojení znemožňuje pozorování. To platí pro všechny vyšší planety.

Mars je v opozici vůči Slunci přibližně každých 26 měsíců (2 roky a 50 dní). Poslední opozice na Marsu se konala v červenci 2018; proto se očekává, že se znovu objeví v říjnu 2020, kdy Mars prochází souhvězdím Ryby.

Obrázek 7. Opozice Marsu v letech 1995 až 2003. Planeta ne vždy vypadá stejně veliká, ani ne vždy ukazuje stejnou tvář na Zemi. Zdroj: Planety s pouhým okem - průzkum NASA / JPL / Solar System - ESA-Hubble.

Mars dalekohledem

Na dalekohled vypadá Mars jako růžový disk. Za dobrých povětrnostních podmínek a v závislosti na vybavení můžete vidět polární čepice a některé šedivé oblasti, jejichž vzhled se liší podle marťanské sezóny.

Planeta ne vždy ukazuje na Zemi stejnou tvář, ani nevypadá stejně, jak je vidět na mozaice fotografií pořízených Hubbleovým vesmírným dalekohledem (viz obrázek 7). Rozdíl je způsoben excentricitou marťanské oběžné dráhy.

V roce 2003 byl Mars velmi blízko Země, 56 milionů kilometrů daleko, zatímco v roce 2020 je očekávaná vzdálenost 62 milionů kilometrů. Přístup z roku 2003 byl největší za 60 000 let.

Pokud jde o satelity na Marsu, jsou příliš malé na to, aby je viděly pouhým okem nebo dalekohledem. Trvá dalekohled rozumné velikosti a čeká, až se objeví opozice, aby se odlišily.

Jas planety to přesto neumožňuje vidět, ale v objektivu přístroje jsou skrytá zařízení, která zvyšují malé měsíce.

Rotační pohyb Marsu

Rotační pohyb Marsu je obdobou trvání jako pohyb Země a náklon osy objevil William Herschel. To způsobí, že Mars zažije období stejně jako Země, pouze déle.

Na severní polokouli Marsu jsou zimy mírnější a vyskytují se, když je Slunce v perihelionu, proto jsou méně chladné a kratší; na druhé straně se léta vyskytují v aphelionu a jsou chladnější. Na jižní polokouli nastává opak; klimatické změny jsou extrémnější.

Přítomnost oxidu uhličitého však způsobuje mírné, ale trvalé zvyšování teploty Marsu, podle údajů shromážděných znějícími misemi.

Za horkého počasí se část oxidu uhličitého nahromaděná v polárních čepičkách vypařuje ve formě gejzírek a přechází do atmosféry. Na opačném pólu však oxid uhličitý zamrzne a zahušťuje víčko.

Obrázek 8. Animace ukazující cyklus oxidu uhličitého v polárních ledových čepicích Marsu. Zdroj: Wikimedia Commons.

Protože Mars nemá své vlastní magnetické pole, které by ho chránilo, část oxidu uhličitého se rozptyluje do vesmíru. Kosmická mise Mars Odyssey zaznamenala tento mimořádný atmosférický cyklus.

Složení

Co je známo o složení Marsu, vychází z spektrometrie prováděné průzkumnými sondami, jakož i z analýzy marťanských meteoritů, kterým se podařilo dosáhnout Země.

Podle informací poskytnutých těmito zdroji jsou hlavními prvky na Marsu:

- Kyslík a křemík jsou v kůře nejhojnější, spolu se železem, hořčíkem, vápníkem, hliníkem a draslíkem.

-Uhlík, kyslík a dusík v atmosféře.

- Další prvky byly detekovány v menší míře: titan, chrom, síra, fosfor, mangan, sodík, chlor a vodík.

Prvky na Marsu jsou tedy stejné jako na Zemi, ale ne ve stejném poměru. Například v plášti Marsu (viz část o vnitřní struktuře níže) je mnohem více železa, draslíku a fosforu než v jejich pozemském ekvivalentu.

Síra je v jádru a kůře Marsu přítomna ve větší míře než na Zemi.

Methan na Marsu

Metan je plyn, který je obvykle produktem rozkladu organické hmoty, proto se také nazývá „bažinový plyn“.

Je to skleníkový plyn, ale vědci ho na Marsu dychtivě hledají, protože by to byl dobrý náznak toho, že život existoval nebo stále existuje na pouštní planetě.

Vědci, kteří doufají, že v životě najdou, nejsou malí zelení muži, ale například bakterie. Je známo, že některé druhy pozemských bakterií produkují metan jako součást svého metabolismu a jiní ho konzumují.

Rover zvědavosti NASA provedl v roce 2019 na marťanském kráteru Gale neočekávaně vysoký obsah metanu.

Obrázek 9. Zvědavost, robotický rover, který zkoumá rysy Marsu, zahájený NASA v roce 2012. Zdroj: NASA přes jpl.nasa.gov.

Neskočte však na závěry, protože metan může být také produkován chemickými reakcemi mezi vodou a horninami, tj. Čistě chemickými a geologickými procesy.

Měření rovněž neukazuje, jak nedávno je tento metan; Pokud by však na Marsu byla voda, jak se zdá, vše naznačuje, mohl by existovat i život a někteří vědci se domnívají, že stále existuje život pod permafrostem, navždy zamrzlou vrstvou půdy v cirkumpolárních oblastech.

Pokud je to pravda, lze v nich nalézt živobytí mikrobů, proto NASA vytvořila rover zvědavosti, který má mezi své cíle také hledání života. A také nové vozidlo rover, které může být uvedeno na trh v roce 2020 na základě zvědavosti a dosud známé jako Mars 2020.

Vnitřní struktura

Mars je skalní planeta, stejně jako Merkur, Venuše a Země. Proto má diferencovanou strukturu v:

- Jádro, rádius asi 1 794 km, složený ze železa, niklu, síry a možná kyslíku. Vnější část může být částečně roztavena.

- Plášť, založený na křemičitanech.

- Kůra tlustá mezi 50 a 125 km, bohatá na bazalty a oxidy železa.

Obrázek 10. Srovnávací řezy vnitřních planet plus měsíc. Zdroj: Wikimedia Commons

geologie

Rovery jsou robotická vozidla ovládaná ze Země, díky čemuž jsou cenné informace o marťanské geologii.

V zásadě existují dva regiony, které jsou rozděleny velkým krokem:

Vysočina na jihu s četnými starými impaktními krátery.
Hladké pláně na severu s velmi malým počtem kráterů.

Protože Mars má důkazy o vulkanismu, astronomové věří, že lávové proudy možná vymazaly důkazy kráterů na severu, nebo možná tam byl ve vzdáleném čase velký oceán tekuté vody.

Množství kráterů se používá jako kritérium pro stanovení tří geologických období na Marsu: Noeic, Hesperian a Amazonian.

Amazonské období je nejnovější, charakterizované méně krátery, ale s intenzivním vulkanismem. V Noeiku však nejstarší, obrovský severní oceán mohl existovat.

Hora Olympus je dosud největší sopka v celé sluneční soustavě a nachází se přesně na Marsu poblíž rovníku. Důkazy ukazují, že vznikly během amazonského období, asi před 100 miliony let.

Kromě kráterů a sopek jsou na Marsu také mnoho kaňonů, dun, lávových polí a starých suchých kanálů, skrz které možná ve starověku tekla tekutá voda.

Obrázek 11. Mars pohlcený prachovou bouří, obrázky z průzkumného orbitu Mars. Na Marsu jsou časté písečné bouře planetárních rozměrů, protože půda je písčitá a pouštní. Zdroj: NASA / JPL-Caltech / MSSS / Public domain.

Mise na Mars

Mars byl terčem mnoha vesmírných misí, z nichž některé byly určeny na oběžnou dráhu planety a jiné přistát na jeho povrchu. Díky nim máte velké množství obrázků a dat k vytvoření poměrně přesného obrazu.

Námořník 4

Jednalo se o čtvrtou sondu marinerské mise, kterou zahájila NASA v roce 1964. Díky ní byly získány první fotografie povrchu planety. Byl také vybaven magnetometrem a dalšími nástroji, díky kterým bylo zjištěno, že magnetické pole Marsu téměř neexistuje.

Sovětský Mars

Byl to program bývalého Sovětského svazu, který trval od roku 1960 do roku 1973, prostřednictvím kterého byly získány záznamy o marťanské atmosféře, podrobnosti o ionosféře, informace o gravitaci, magnetickém poli a četné obrazy povrchu planety.

Viking

Program Viking NASA se skládal ze dvou sond: VIking I a Viking II navržených tak, aby přistály přímo na planetě. Byly zahájeny v roce 1975 s úkolem studovat geologii a geochemii planety, kromě fotografování povrchu a hledání známek života.

Viking I i Viking II měly na palubě seismografy, ale pouze Viking II byl schopen provést úspěšné testy, z nichž se zjistilo, že seismická aktivita Marsu je mnohem nižší než aktivita Země.

Pokud jde o meteorologické testy, ukázalo se, že atmosféra Marsu byla složena hlavně z oxidu uhličitého.

Průkopník

To bylo zahájeno v roce 1996 NASA v rámci Project Discovery. Bylo postaveno robotické vozidlo s minimálními náklady, s nimiž byly testovány nové designy pro tuto třídu vozidel. Podařilo se mu také provést četné geologické studie planety a získat její snímky.

Mars Global Surveyor (MGS)

Byl to satelit, který byl na oběžné dráze Marsu v letech 1997 až 2006. Na palubě měl laserový výškoměr, se kterým byly na planetu vysílány světelné pulzy, které se poté odrazily. Díky tomu bylo možné změřit výšku geografických prvků, které společně se snímky pořízenými satelitními kamerami umožnily vytvořit podrobnou mapu povrchu Marsu.

Tato mise také přinesla důkazy o přítomnosti vody na Marsu, skryté pod polárními čepičkami. Data naznačují, že v minulosti tekla přes planetu kapalná voda.

Sonda nenašla žádný důkaz o dynamo efektu schopném vytvořit magnetické pole podobné tomu na Zemi.

Mars Science Laboratory

Tato robotická kosmická sonda, lépe známá jako Zvědavost, byla zahájena v roce 2011 a dosáhla povrchu Marsu v srpnu 2012. Jedná se o průzkumné vozidlo nebo rover, jehož úkolem je prozkoumat klima, geologii a možné podmínky pro budoucí misi s posádkou..

Mars odysea

Tuto sondu spustila NASA v roce 2001 za účelem zmapování povrchu planety a provedení klimatologických studií. Díky jejich údajům byly získány údaje o výše popsaném cyklu oxidu uhličitého. Fotoaparáty Mars Odyssey posílaly zpět obrázky jižní polární čepice a ukazovaly tmavé stopy po odpařování sloučeniny.

Mars Express

Je to mise Evropské kosmické agentury zahájená v roce 2003 a dosud je aktivní. Jeho cílem je studovat klima, geologii, strukturu, atmosféru a geochemii Marsu, zejména minulost a současnost existence vody na planetě.

Mars Exploration Rovers

Robotické rovery Spirit a Opportunity byly zahájeny NASA v roce 2004, aby přistály na místech, kde byla podezření na vodu nebo mohla existovat. V zásadě by to byla mise pouze 90 dnů, vozidla však zůstala v provozu déle, než se očekávalo.

Příležitost přestala vysílat v roce 2018 během celosvětové písečné bouře, ale mezi nejvýznamnější výsledky bylo nalezeno více důkazů o vodě na Marsu a že planeta kdysi měla ideální podmínky pro hostitelský život.

Mars průzkumný orbiter

Tento satelit byl vypuštěn v roce 2005 a je stále funkční na oběžné dráze planety. Jeho posláním je studovat vodu na Marsu a to, zda existuje dost dlouho na to, aby se život na planetě vyvíjel.

Reference

Freudendrich, C. Jak Mars funguje. Obnoveno z: science.howstuffworks.com.
Hollar, S. Sluneční soustava. Vnitřní planety. Britannica Educational Publishing.
Maran, S. Astronomy for Dummies.
HRNEC. Přehled mise průzkumného orbitu Mars. Obnoveno z: mars.nasa.gov.
Powell, M. Planety pouhého oka na noční obloze (a jak je identifikovat). Obnoveno z: nakedeyeplanets.com.
Seeds, M. 2011. Sluneční soustava. Sedmé vydání. Cengage Learning.
Strickland, A. Rover zvědavosti detekuje nejvyšší úrovně metanu na Marsu. Obnoveno z: cnnespanol.cnn.com.
Wikipedia. Podnebí Marsu. Obnoveno z: es.wikipedia.org.
Wikipedia. Složení Marsu. Obnoveno z: es.wikipedia.org.
Wikipedia. Zvědavost. Obnoveno z: es.wikipedia.org.
Wikipedia. Mars (planeta). Obnoveno z: en.wikipedia.org.
Wikipedia. Mars (planeta). Obnoveno z: es.wikipedia.org.

MARS (PLANETA): CHARAKTERISTIKA, SLOŽENÍ, OBĚŽNÁ DRÁHA, POHYB - ARTE - 2025