Спостереження вчених за планетою Меркурій

Меркурій – четверта по блиску планета: в максимумі вона майже так само яскрава, як Сіріус, яскравіше ж бувають лише Венера, Марс, Юпітер. Проте Меркурій дуже важка для нагляду планета через малість його орбіти і, отже, близькості до Сонця; його найбільша елонгація (видима кутова відстань від Сонця) складає 280 . В тому самому сприятливому для нагляду положенні фаза Меркурія відповідає фазі Місяця в першій і третій чвертях; повна фаза припадає на верхнє з'єднання, коли перебуває за Сонцем майже на одній прямій із ним. Після заходу Сонця перед його сходженням Меркурій на небі завжди перебуває дуже близько до Сонця, що обмежує нічні нагляди планети коротким інтервалом. Крім того, турбулентність нашої атмосфери на низьких висотах зумовлює погане зображення. Тому Меркурій спостерігають переважно при повному денному світлі, розсіяне денне світло виключають в мінімально можливій мірі вживанням відповідних екранів. Внаслідок всіх цих різного роду труднощів лише найнаполегливішим спостерігачам вдавалося виявити деталі на поверхні Меркурія. Склапареллі (Італія, 1833-1910) і Барнард (США, 1857-1923) – два великі спостерігача – зробили зарисовки інертних деталей поверхні, причому ці зарисовки не дуже добре узгоджуються між собою. Оскільки фотографії Місяця показали, що деякі деталі, особливо проміння, до деякої міри і моря, стають особливо помітним в повному місяці, дуже цікаво відзначити, що Барнард охарактеризував плями на Меркурії в основному як схожі на місячні “моря”, Склапарелі отримав свої найкращі результати, коли планета була близька до повної фази, тобто знаходилася по сусідству з Сонцем.

Упродовж довгого часу Меркурій спостерігався у Франції – спочатку Антоніаді в Медоне, пізніше Дольфюсом на Пік де Мідея. Всі спостерігачі згодні, що Меркурій повільно обертається навколо своєї осі, будучи завжди повернутим до Сонця однією стороною, якщо не paxувати невеликих лібрацій. Таким чином, період обертання Меркурія, що становить 88 діб, згідно Дольфюсу, piвний із точністю до 1/10000 сидеричному періоду обігу планети навколо Сонця. Оскільки Сонце освітлює лише одну сторону планети, Склапареллі і Антоніаді спостерігали Меркурій увечері, Дольфюс вранці. Щоб порівняти карти Склапареллі і Антоніаді із картою Дольфюса, їх слід обернути приблизно на 150^. Дольфюс гадає, що спостережувані деталі можна привести до збігу, вважаючи, що кут нахилу екватора Меркурія до екліптики piвний 70.

Порівняння всіх трьох карт Меркурія на перший погляд наводить на думку, що спостерігачі розходяться в своїх наглядах, та більш ретельна перевірка виявляє згоду в найістотніших рисах. Дві люди ніколи не намалюють погано видимий об'єкт однаково. Щоб переконатися в цьому важливому для спостережливої астрономії факті, помістіть одну з цих карт на такій відстані, щоб деталі були ледве piзні, і замалюйте, що ви бачите. Порівняння малюнка із оригіналом може дати дивні результати. Безсумнівно, поверхня Меркурія багато в чому схожа із поверхнею Місяця, хоча ми і не знаємо, чи дійсно на поверхні Меркурія є моря і кратери. Однак середнє візуальне альбедо Меркурія (0,14) вдвічі більше, ніж альбедо Місяця.

Спроби довести існування в Меркурія атмосфери в основному давали негативні результати, хоча інколи спостерігачі висловлювали підозріння, що легкі білі хмарки затуманювали більш темні плями. Швидкість тікання для Меркурія складає всього 3,7 км/сек, температура на його поверхні може бути набагато вищою, ніж для Місяця. Отже, лише найтепліші гази могли б залишитися на поверхні планети. Так само, під час сонячних бурь частинки, що викидаються, повинні, навіть більшою мірою, ніж у разі Місяця, вибивати атоми залишкової атмосфери Меркурія. Коли Меркурій спостерігається у вигляді серпа, то його роги не виходять за межі їх геометричних граней, що вказує на відсутність скільки-небудь значних смеркових ефектів – розсіяння або рефракції в атмосфері. Однак Дольфюс гадає, що світло рогів характеризується невеликою надлишковою поляризацією. Якщо цей ефект обумовлений наявністю атмосфери, то остання загалом складає не більше 1/300 атмосфери Землі. Петтіт із інфрачервоних вимірювань Меркурія знайшов, що температура в соняшниковій точці в перигелії сильно зростає, досягаючи 415⁰С; в афелії вона складає 285⁰С. При 415⁰С плавиться олово і свинець; навіть цинк перебуває неподалік своєї точки плавлення (419⁰С). Тому Меркурій навіть із більшою основою, ніж Плутон, міг бути названий на честь бога пекельного.

У протилежність дуже високим значенням температури, на стороні Меркурія, зверненій до Сонця, на вічно темній її стороні температура дуже низька. Тепло може проникати туди лише через тверде тіло планети, за допомогою теплопровідності, це процес надто повільний, або ж за допомогою конвенції в залишках атмосфери, та останнє можна лише припускати. Температура неосвітленої півкулі, мабуть не перевищує 10⁰, лічивши від абсолютного нуля, тобто там навіть холодніше, ніж на Плутоні. Таким чином, Меркурій виявляє свого роду “роздвоєння особистості”, поєднуючи в собі обидві крайнощі значень температури планет. Цікаво знати, чи не можуть опинитися захопленими і замороженими на темній стороні такі гази, як азот, вуглець, вуглекислий газ, кисень і ін. Для відповіді на це питання потрібна більш строга перевірка за допомогою космічних зондів і наглядів радіолокацій.

На дуже велику схожість між Меркурієм і Місяцем вказують їх розміри, характер обертання, розряджена атмосфера і зовнішній вигляд. Обидва ці тіла практично однаково відбивають світло, як відносно кольору, так і відносно інтенсивності при piзних кутах віддзеркалення. Проміння світла, падаючи перпендикулярно до поверхні, відбивається у напрямі падіння досить ефективно, та при падінні світла під великими кутами віддзеркалення буває дуже слабким. Навіть поляризація або площина коливань відбитого світла для Меркурія і Місяця однакова. Все це дає нам право зробити висновок, що поверхня Меркурія схожа із поверхнею Місяця, як відносно окремих деталей, так і загалом. Безсумнівно, поверхня Меркурія неправильної форми і нерівна.

Середня густина Меркурія, хоча вона визначена не дуже точно, очевидно, майже в 5,5 рази вище густина води, тобто приблизно piвна густині Землі. Оскільки маса Меркурія мала, то збільшення його густини, внаслідок стискування, обмежено величиною 1-2%, середня густина основних складових його матеріалів, якщо витягнути їх із планети, згідно підрахункам Юрі складе 5,4 замість 4,4 для Землі. Отже, частка важчих елементів для Меркурія повинна бути цілком вимірне залізне ядро. В цьому відношенні Меркурій сильно відрізняється від Місяця і, по суті, є найщільнішим тілом значних розмірів в Сонячній системі. Еволюційний процес, внаслідок якого виникла висока густина, поки що не сповна зрозумілий, та, безсумнівно, він пов'язаний з близькістю Меркурія до Сонця.

З пролітної траєкторії космічного апарату “Маїнер-10” в 1974 р. було сфотографовано понад 40% поверхні Меркурія, що дозволило побачити Меркурій приблизно так само, як Місяць в темряві із Землі. Велика кількість кратерів – найочевидніша межа його поверхні, яку по першому враженню можна уподібнити Місяцю. І не випадково навіть спеціалісти-селенологи, яким показали ці знімки незабаром після їх отримання прийняли їх за фотографії з Місяця.

Дійсно, морфологія кратерів близька до місячної, їх ударне походження не викликає сумнівів: в більшості показний обкреслений вал сліди викидів роздробленого при ударі матеріалу із утворенням у ряді випадків характерного яскравого проміння і полі вторинних кратерів. В багатьох кратерів помітна центральна гора і терасна структура внутрішнього схилу. Цікаво, що такими особливостями володіють не лише практично всі великі кратери діаметром понад 40-70 км, але і значне більше число кратерів менших розмірів, в межах 5-70 км (звичайно, тут йдеться про кратери, що добре збереглися). Ці особливості можна відвести як на paxунок більшої кінетичної енергії тіл, що випадали на поверхню, так і на paxунок самого матеріалу поверхні.

Ступінь ерозії і згладжування кратерів piзний. Наприклад, добре помітні променеві структури говорять про те, що вона невелика, в той же час в ряду кратерів збереглися ледве помітні кромки. Загалом меркуріанські кратери в порівнянні з місячними менш глибокі, що також можна пояснити більшою кінетичною енергією метеоритів через більше, ніж на Місяці прискорення сили тяжкості на Меркурії. Тому створюючий при ударі кратер ефективно заповнюється матеріалом, що викидається. З цієї ж причини вторинні кратери розташовані ближче до центрального, ніж на Місяці, і відкладення роздробленого матеріалу у меншій мірі маскують первинні форми рельєфу. Самі вторинні кратери глибше місячних, що знову ж таки пояснюється тим, що випадаючі на поверхню осколки випробовують більше прискорення сили тяжкості.

Так само, як і на Місяці, можна залежно від рельєфу виділити переважаючі нерівні “материкові” і значно більш гладкі “морські” райони. Останні переважно є улоговинами, яких істотно менше ніж на Місяці, їх розміри звичайно не перевищують 400-600 км. До того ж, деякі улоговини слабо помітні на фоні навколишнього рельєфу. Виключення складає згадувана обширна улоговина Калоріс (Море Жари) протяжністю близько 1300 км, що нагадує відоме Море Дощів на Місяці. Можливо, що є і інші подібні улоговини на не відзнятій більшій частині поверхні планети. Морфологія обрамляючих валів, поля вторинних кратерів, структура поверхні усередині улоговини Калоріс дають підстави припускати, що при її формуванні було викинуто більше матеріалу, ніж при утворенні Моря Дощів, і що надалі могли послідовно відбуватися процеси додаткового просідання і підняття дна, пов'язані з можливим відтоком магми і ізостатичним вирівнюванням.

У переважаючій материковій частині поверхні Меркурія можна виділити як сильно кратеризовані райони, із найбільшим ступенем деградації кратерів, так і старі міжкратерні плоскогір'я, що займають обширні території, що свідчать про широко розвинений стародавній вулканізм. Це найстародавніші форми рельєфу планети, що збереглися. Рівнинні райони морів і примикаючих до них ділянок сформувалися в більш пізню епоху. Про це можна судити по слабкій насиченості рівнин відносно невеликих розмірів. Вирівняні поверхні улоговин, очевидно, покриті найтовстішим шаром роздроблених порід – реголіт. Разом із невеликим числом кратерів тут зустрічаються складчасті гребки, що нагадують місячні. Деякі з примикаючих до улоговин рівнинних ділянок, мабуть утворилися при відкладень викинутого із них матеріалу. Разом із тим для більшості рівнин знайдені сповна певні свідоцтва їх вулканічного походження, однак це вулканізм більш пізнього часу, ніж на плоскогір’ях міжкратерів. Створюється враження, що по своїй морфології і віку ці райони Меркурія приблизно аналогічні районам місячних морів і рівнинних поверхонь Марса, утворення яких звичайно датується періодом на рубежі близько 3-4 млрд. років тому. До цього періоду відносять завершення етапу найбільш інтенсивного бомбардування планет крупними тілами, внаслідок чого і утворилися “моря” і інші великі, інколи менш чітко виявлені кратери.

Якщо тепер зіставити кількість великих улоговин і кратерів діаметром більше 200км на Меркурії, Місяці і Марсі, то виявляється, що їх густина приблизно обернено пропорційна до площі поверхонь цих небесних тіл, тоді як їх поперечники відрізняються всього вдвічі. Звідси витікає, що число метеоритів в областях простору, займаного цими планетами, могло бути приблизно однаковим. Зрозуміти це не так просто, як може здатися на перший погляд. Адже звичайно виходять з уявлень про те, що основним регуляторним джерелом метеоритів, що “поставляються” у внутрішні області Сонячної системи, служить астероїдний пояс, а планети знаходяться від нього на piзних відстанях. Однак якщо взяти до уваги, що крім цього основного джерела можуть бути і інші подібні скупчення астероїдних тіл за орбітою Плутона, що також виконують функції “постачальників” метеоритів, відмінність в прихильності найближчих до Сонця планет стає неістотною. Таке припущення здається більш вірогідним, ніж різноманітні “катастрофічні” гіпотези, що приходять на допомогу в подібних випадках. Відомим американським ученим Г.Везерімом для пояснення спостережуваних закономірностей була запропонована гіпотеза про катастрофічне руйнування астероїда під дією приливних сил при його проходженні поблизу Землі і Венери і подальшого випадання осколків. Осколки могли б тоді розподілитися в межах області розташування планет земної групи приблизно рівномірно. При всій зовнішній привабливості такого сценарію потрібно, очевидно, пригадати філософсько-методологічний принцип, згідно якому не треба винаходити єства понад необхідні. Іншими словами, не треба привертати екзотичних пояснень, якщо можна обмежитися більш простими. Аналізуючи основні риси поверхні Меркурія ми звертали увагу як на багато схожостей, так і на істотні відмінності із Місяцем. Уважне вивчення знаходить ще одну цікаву особливість, що проливає світло на історію формування планети. Йдеться про характерні сліди тектонічної активності в глобальному масштабі у вигляді специфічних крутих уступів, або укосів-ескарпів. Ескарпи мають протяжність від 20-500 км і висоту схилів від декількох сотень метрів до 1-2 км. По своїй морфології і геометрії розташування на поверхні вони відрізняються від звичайних тектонічних розривів і скидань, спостережуваних на Місяці і Марсі, і швидше утворилися за paxунок насувів, нашарувань внаслідок напруги в поверхневому шарі, що виникли при стисненні Меркурія. Про це свідчить горизонтальний зсув валів деяких кратерів.

Деякі з ескарпів піддалися ударному бомбардуванню і частково зруйновані. Це означає, що вони утворилися раніше, ніж кратери на їх поверхні. По зниженні ерозії цих кратерів можна дійти висновку, що стискання кори відбувалося в період утворення “морів” близько 4 млрд. років тому. Найвірогіднішою причиною стискання потрібно, очевидно, paxувати початок охолодження Меркурія. Згідно іншому цікавому припущенню, висунутому рядом фахівців, альтернативним механізмом могутньої тектонічної активності планети в цей період могло бути приливне уповільнення обертання планети приблизно в 175 разів: від спочатку передбачуваного значення близько 8 годин до 58,6 діб. Дійсно, ряд хребтів, лінійчатих сегментів валів і ескарпів володіє переважною орієнтацією в меридіональному напрямі, із невеликим відхиленням на захід і схід, що неначе сприяє гіпотезі. Разом із тим не можна виключити і того, що ці риси поверхні відобразили внутрішню напругу в кopi планети під впливом приливних обурень від Сонця, що грали особливо важливу роль при утворенні таких структур в процесі стискування Меркурія.

Якщо розглядати Меркурій в сильний телескоп, то замість зірочки він виглядатиме, як маленький Місяць, маючи контури або вузького серпика, або півкола. Це відбувається з тієї ж причини, що і зміна фаз Місяця. Меркурій – це темна куля, власного світла він не дає і сяє на небі за paxунок віддзеркалення сонячного проміння. На тій половині Меркурія, яка повернена до Сонця, - день, на іншій – ніч. Ми бачимо лише освітлену частину планети. Діаметр Меркурія на 2 1/2 разу менше діаметру Землі і на 1/2 разу більше діаметру Місяця.

У сильний телескоп на Меркурії можна помітити темні плями, що мають приблизно такий самий вигляд, як “моря” Місяця для неозброєного oкa. Спостерігаючи за цими плямами, учені встановили одну важливу особливість. Рухаючись по своєму шляху навколо Сонця, Меркурій разом із тим повертається навколо своєї осі так, що до Сонця звернена завжди одна і та сама його половина. Це означає, що на одній стороні Меркурія завжди день, на іншій – ніч.

Меркурій набагато ближче до Сонця, ніж Земля. Тому Сонце на ньому світить і гріє в 7 разів сильніше, ніж у нас. На денній стороні Меркурія жахливо жарко, тим вічне пекло. Вимірювання показують, що температура там підіймається до 400⁰ вище за нуль. Зате на нічній стороні повинен бути завжди лютий мороз, який, мабуть, доходить до 200⁰ і навіть 250⁰ нижче за нуль.

На такій планеті не може бути ні океанів, ні атмосфери. Дійсно, найретельніші нагляди не знайшли на Меркурії ніяких ознак повітряної оболонки.

Отже, Меркурій – це царство пустель. Одна його половина – гаряча кам'яна пустеля, інша половина – крижана пустеля, мабуть, покрита замерзлими газами. (Слайд 10)

Венера, друга планета від Сонця, є близнюком Землі в Сонячній системі. Ці дві планети мають приблизно той же самий діаметр, масу, густину і склад грунту. На поверхні Венери знайдені кратери, розломи і інші ознаки протікаючих на ній інтенсивних тектонічних процесів. Венера — єдина планета Сонячної системи, власне обертання якої протилежно напряму її обігу навкруги Сонця. (Слайд 11)

Рельєф Венери, подібно до земного, характеризується наявністю низин, гірських і рівнинних районів. Най­вищі гори, що носять ім'я Максвелла, піднімаються над рівнем плато на 8 км, а площа їх удвічі перевищує площу Тибету. Ці гори, як і всі інші, мають вулканічне походження. Атмосфера Венери містить 96 % вуг­лекислого газу і 4 % азоту. У вигляді малих домішок виявлені чадний газ, кисень, водяна пара, сірка, хлор Температура на поверхні Венери складає 730 К и практично не змі­нюється ні протягом доби, ні про­тягом року. У хмарному покриві виділено три шари хмар. Перед­бачається, що дрібні краплі в хма­рах є крапельками концентрова­ної сірчаної, соляної і плавикової кислоти, а великі — кристалічни­ми сполуками хлору. Незважаючи на значні розходження атмосфер Землі і Венери, в них відбувають­ся подібні процеси. Насамперед це стосується парникового ефек­ту, що є причиною високої темпе­ратури атмосфери Венери. Хмари пропускають до поверхні невелику частину сонячного випромінюван­ня, зате теплове випромінювання, що йде від поверхні, не випускають зовсім. Другим процесом, що має аналогію із земним, є наявність грозових електричних розрядів — блискавок. Умови для поділу за­рядів та електризації створюються завдяки великим швидкостям вітро­вого руху в хмарному шарі і наяв­ності в ньому аерозолів.

Є декілька моделей внутрішньої будови Венери. Згідно однієї з них, найреалістичнішої, на Венері є три оболонки. Перша з них — кора — має товщину приблизно 16 км. Далі — мантія, силікатна оболонка, що тягнеться на глибину порядка 3300 км до межі із залізним ядром, маса якого складає біля четверті всієї маси планети. (Слайд 12)

Магнітне поле Венери в 2000 разів слабше, ніж на поверхні Землі. Навко­ло Венери не виявлені ознаки радіа­ційних). (Слайд 13)

4. Марс

(від лат. Маrs - бог війни) - одна з дев'яти великих планет Cонячної системи, чет­верта за порядком від Сонця. (Слайд 14) Названо так цю планету за її червоно-оранжевий колір, що нагадує кров, полум'я пожежі. Рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті на середній віддалі 228 млн. км. Період обертан­ня Марса навколо Сонця (марсіан­ський рік) до­рівнює 686,98 се­редньої сонячної доби. Ексцентри­ситет орбіти Марса становить 0.093. внаслідок чого віддаль Марса від Сонця змінює­ться від 206 до 249 млн. км. Нахил площини орбіти Марса до площини екліптики дорівнює 1,8°. Середня швидкість руху Марса по орбіті 24,2 км/с; період обертання навколо Сонця — 687 діб. Протистояння Марса відбуваються раз на два роки; серед них виділяються великі про­тистояння, що повторюються кож­ні 15-17 років. Під час їх (червень - вере­сень) віддаль від Землі до Марса зменшується до 55 млн. км. Коли Марс та Земля містяться по різні сторони від Сонця, то віддаль між ними становить 400 млн. км. Еква­торіальний діаметр Марса становить близько 6800 км. Кутовий діаметр змінюється від 3",5 до 25",5. Об'єм Марса дорівнює 0,150, а маса — 0,107 від­повідної величини Землі. Середня густина Марса – 3,92 г/см³. Вага тіла на поверхні Марса ста­новить 0,38 ваги цього тіла на поверхні Землі. Марс обертається навколо своєї осі за 24 год 37 хв 22,7 с. Нахил площини екватора до пло­щини орбіти Марса становить 25,2°, тому на Марс, як і на Землі, зміню­ються пори року Екваторіальний радіус Марса дорівнює 3393,4 км., полярний — 3375,8 км. Маса Марса – 6,423∙10²⁶ г, серед, густина - 3,97 г/см³, прискорення сили тяжіння 372 см/с², друга космічна швид­кість біля поверхні Марса - 5,0 км/с.

Хімічний склад Марса типовий для планет Земної групи, хоча, звичайно, існують і специфічні відмінності. Мантія Марса багата сірчистим залізом, помітна кількість якого знайдена в досліджених поверхневих породах. Мабуть, має відносно низьку температуру (близько 13000С) і низьку густину, ядро Марса багато залізом і сіркою і невелике за розмірами (його радіус порядка 800–1000 км). (Слайд 15)

У Марса є 2 крихітні, темні супутники неправильної форми. Вони складаються з багатої на вуглець породи і вважаються астероїдами, захопленими силою тяжіння Марса. Поперечник Фобоса становить близько 27 км. Це більший із двох супутників, і він розміщений бли­жче до Марса. Попе­речник Деймоса – близько 15 км. (Слайд 16)

На Марсі спостерігають темні (моря) і світлі (материки та поляр­ні шапки) плями. Поверхня Марса має виразний рельєф. На фотографіях, одержаних з близької віддалі, добре видно велику кількість кра­терів (вулканічного та ударного походження) різних розмірів, гірських пасом та уще­лин типу каньйонів. Поблизу кратерів ударного похо­дження спостерігаються жолоби, всередині них «острови», обриси яких нагадують краплину сльози. Поверхневий шар Марса дуже роз­дрібнений. Його основними компонентами є SіO₂, Fе₂O₃, МgО, SO₃, АІ₂О₃, СаО, ТіО₂.

М а т е р и к и — ділянки поверхні Марса оран­жевого кольору; площа їх становить близько ⁵/₆ площі всієї поверхні Марса Спектрофотометричні вимірювання 1939-56 в СРСР показали, що відбивальна здатність материків (альбедо) змі­нюється від 0,060 в ультрафіолетових проме­нях до 0,400 – в інфрачервоних, а розподіл яскравості по диску підлягає Ламберта зако­ну. Це відповідає поверхні, позбавленій навіть дрібного рельєфу. Поляриметричні дослі­дження свідчать, що поверхня материків Марса, найімовірніше, вкрита порошкоподібним, дуже забарвленим матеріалом лімонітом – мінералом складу Fе₂O₃ ∙ пН₂О.

М о р я –­ темні ділянки на поверхні Марса; альбедо най темніших з них приблизно в два рази мен­ше, ніж у материків. Деякі з морів виявляють сезонні зміни контурів і кольору, що можна пояснити існуванням в цих місцях рослин­ності: Радянський астроном Г. А. Тихов, вивчаючи оптичні властивості морів Марса та земних рос­лин, прийшов до висновку, що на Марсі завдяки суворості клімату (середня річна температура біля екватора становить - 15°, а в полярних об­ластях - 60°) може існувати низькоросла рос­линність з блакитним забарвленням. У 1959 в інфрачервоному спектрі морів Марса виявлено смуги, що належать органічним молекулам. Ці смуги було виявле­но також у спектрі деяких лишайників і во­доростей на Землі.

П о л я р н і ш а п к и — білі плями в північній та південній областях Марса. Діаметри їх змінюються сезонами від 4000-6000 км до 700-1000 км. По­лярні шапки являють собою сніговий шар Полярні шапки скла­даються з льоду Н₂О товщиною в кілька см. та СО₂. Не виключена наявність підгрунтово­го водяного льоду. Канали – кілька сотень вузьких темних ліній на поверхні Марса. Найбільше спостерігається їх під час марсіан­ської весни. Переважна більшість вчених вва­жає, що канали – природні утворення (щі­лини, лінії розлому кори, доріжки з невеликих темних плям тощо).

Атмосфера Марса, розріджена, суха, бідна на ки­сень. Доведено, що кількість кисню та водя­них парів у атмосфері Марса не перевищує 1% їхньої кількості в атмосфері Землі. Кількість СО₂ в атмосфері Марс вдвічі більша, ніж в ат­мосфері Землі. Оскільки СО₂ відфільтровує шкідливе для живих організмів випромінювання, то наявність СО₂ в атмосфері Марса сприяє можли­вості життя на його поверхні. В атмосфері Марса часто спостерігають пилові бурі (наприклад, у вересні 1956) – хмари з окремих частинок. У верхніх шарах атмосфери Марса часто спостерігають великі світлі плями – хмари, що, найімовірніше, являють собою скупчення конденсованої водяної пари та жовті (пилові) хмари. В роки, що межу­ють з Великими протистояннями відмічаються періоди глобальних пилових бур. Вони починаються як правило, в розпал літа в південній півкулі Марса. В цей час пилові хмари, верхня межа яких досягає 40-50 км, настільки щільні, що пов­ністю закривають від земного спо­стерігача деталі поверхні. На різ­них стадіях існування пилової хмари (тривалість якого досягає 3-5 місяців) середній радіус часток змінюється від 10 до 1 мкм. Основною складовою їх є SіO₂, (60 ± 10%). Кое­фіцієнт пропускання атмосфери Марса в зелених променях близький до 0,9 (для Землі 0,75). Атмосферний тиск біля поверхні Марса дорівнює 60 - 80 мм рт. ст. Атмосферний тиск, залеж­но від рельєфу, змінюється від 0,5∙10^-3 до 8∙10^-8 бар. В періоди спокійної атмосфери серед, швид­кість вітру на висоті 1,6 м стано­вить 2,4 м/с. Швидкість і напрям вітру, а також атмосферний тиск змінюють­ся з переходом від дня до ночі, а в періоди пилових бур швидкість вітру досягає 100 - 140 м/с. Уночі вуг­лекислий газ замерзає, перетворюючись на іній.

Найвища температура поверхні дорівнює 316 К в периге­лії і 286 К в афелії, найнижча – близько 150 К в районах полярних ша­пок. Основна складова атмосфери; Марса – СО₂ (95% ). В невеликих кіль­костях є азот (2-3%), аргон (1-2%), пара води, кисень (0,1-0,4% ) і озон.

Вулкани, метеоритне бомбардування і пото­ки води — сили, які впливали в далекому ми­нулому на рельєф Марса. Саме вони сфор­мували рельєф тієї поверхні, яку ми бачимо сьогодні. Значна її частина – всіяна камін­ням пустельна рівнина з пиловими дюнами і кратерами, утвореними метеоритами. Над нею де-не-де здіймаються височенні гори, її перетинають глибокі каньйони. Вулкан Олімп — найвища гора в Сонячній системі, її поперечник становить 600 км, а висота — 24 км над навколишньою рівниною. Настіль­ки ж разюча рифтова система Долини Маринера — величезна система каньйонів, яка простяглася майже на 4500 км через марсіан­ські рівнини і в деяких місцях сягає глибини 8 км. Є там і долини, схожі на русла висох­лих рік. Вони утворилися понад 3 млрд. років тому, коли поверхнею Марса текла вода.

Ще століття тому вважалося, що на Марсі живуть розумні істоти — марсіани. Тепер відомо, що це не так, але примітивні орга­нізми можуть там існувати. У минулому Марс був теплішим і вологішим, і за цих умов могло розвинутися життя. Два амери­канських апарати «Вікінг» опустилися на поверхню Марса в 1976 р. На борту цих апа­ратів було проведено експерименти з вияв­лення слідів позаземнго життя, але знайти нічого не вдалося.

Нові космічні апарати для вивчення Марса були споряджені в 1990х рр. Вони облетіли планету, фотографуючи її і вивчаючи погоду, й опустилися на поверхню. Після семимісяч­ного польоту на Марс у 1997 р. опустився апарат «Петфайндер» («Слідопит»). Він до­ставив на поверхню планети шестиколісний робот-всюдихід «Соджорнер» («Компань­йон»), який дослідив місце висадки. До польотів на Марс готуються нові апарати. (Слайд 17)

1. 
   Невелика маса і невеликий об'єм.
   
2. 
   Велика густина (3,9-5,5 г/см³).
   
3. 
   Невеликий процентний уміст вод­ню і гелію.
   
4. 
   Мала кількість супутників (0—2).
   

Різна густина атмосфери.

V. Підбиття підсумків уроку.