MARS MARS

Planeta Mars Mars – czwarta według oddalenia od Słońca planeta Układu Słonecznego. Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa. Zawdzięcza ją swej barwie, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się być rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym z pożogą wojenną. Postrzegany odcień wynika stąd, że powierzchnia planety zawiera tlenki żelaza. 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. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż Ziemi i wynosi 24,6229 godziny (24h37min22s). Na Marsie znajduje się najwyższa góra w Układzie Słonecznym – Olympus Mons i największy kanion – Valles Marineris. Gładki obszar równinny Vastitas Borealis na półkuli północnej obejmuje 40% powierzchni planety i może być pozostałością ogromnego uderzenia. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest geologicznie i tektonicznie nieaktywny.

Mars ma promień równy około połowy promienia Ziemi, około 15% objętości Ziemi, a przy tym 11% jej masy, co oznacza, że jego gęstość jest nieco mniejsza niż Ziemi. Jego powierzchnia jest tylko nieznacznie mniejsza niż całkowita powierzchnia lądów na Ziemi. Chociaż Mars jest większy i bardziej masywny od Merkurego, to Merkury ma większą gęstość. W efekcie na powierzchni obu planet występuje niemal identyczne natężenie pola grawitacyjnego. Rozmiary Marsa są pośrednie pomiędzy rozmiarami Ziemi i Księżyca. Rdzawoczerwony kolor powierzchni Marsa jest spowodowany przez tlenek żelaza(III), bardziej znany jako hematyt, główny składnik rdzy.

Na Marsie nie występuje globalne dipolowe pole magnetyczne podobne do ziemskiego. Planeta posiada natomiast słabe pole magnetyczne o lokalnym charakterze. Obserwacje dokonane przez sondę Mars Global Surveyor wykazały, że 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 płyt tektonicznych oraz obecności dipolowego pola magnetycznego, generowanego ruchem płynnego jądra. Obecnie we wnętrzu planety nie funkcjonuje mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego.

Ziemia i Mars w identycznej skali

Skalista powierzchnia Marsa

Czapy polarne Mars ma dwie stałe polarne czapy lodowe. Podobnie jak na Ziemi, 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. Kiedy biegun zostaje ponownie wystawiony na działanie promieni słonecznych, zamrożony CO2 sublimuje, tworząc silne wiatry (do 400 km/h) wiejące z okolicy biegunów. To sezonowe zjawisko transportuje duże ilości pyłu i pary wodnej, co podobnie jak na Ziemi, tworzy szron i duże chmury typu cirrus. Chmury lodu wodnego były fotografowane przez łazik Opportunity w 2004 roku. Czapy polarne na obu biegunach składają się głównie z lodu wodnego. Zestalony dwutlenek węgla gromadzi się na północnej czapie polarnej w postaci cienkiej warstwy, o grubości do około jednego metra jedynie w czasie nocy polarnej, podczas gdy południową czapę polarną pokrywa stale suchy lód o grubości około ośmiu metrów

Północna czapa lodowa Marsa

Współrzędne areograficzne Równik Marsa jest definiowany przez jego obrót, ale położenie południka zerowego można określić, tak jak na Ziemi, przez wybór dowolnego punktu. Mädler i Beer wybrali linię południka zerowego w 1830 roku, tworząc pierwsze mapy Marsa. Po analizie zdjęć Marsa z Marinera 9 w 1972 roku za punkt o zerowej długości areograficznej (od greckiej nazwy planety: Ἄρης) wybrano mały krater (nazwany później Airy-0), znajdujący się na Meridiani Planum; wybór ten odpowiada jego pierwotnemu określeniu. Ponieważ Mars nie ma oceanów, nie ma też „poziomu morza”, który naturalnie można uznać za położony na zerowej wysokości. Poziom odniesienia określono tu przez wysokość, na której panuje ciśnienie atmosferyczne 6,105 hPa. Ciśnienie to odpowiada punktowi potrójnemu wody i jest równe około 0,6% ciśnienia na poziomie morza na Ziemi (0,006 atm).

Kratery uderzeniowe Na powierzchni Marsa odnaleziono 43 000 kraterów uderzeniowych o średnicy co najmniej 5 km, nie licząc mniejszych. Największym potwierdzonym spośród nich jest basen Hellas, wyraźnie jaśniejszy od otaczających wyżyn i dobrze widoczny z Ziemi. Ze względu na mniejszą od ziemskiej masę Marsa, prawdopodobieństwo kolizji obiektu z nim jest o połowę mniejsze niż z Ziemią, jednak Mars znajduje się bliżej pasa planetoid, co z kolei zwiększa szanse na uderzenie przez pochodzące z niego ciała. Jest on również bardziej narażony na uderzenia komet krótkookresowych, które poruszają się wewnątrz orbity Jowisza. Pomimo tego na Marsie jest znacznie mniej kraterów niż na Księżycu, ponieważ atmosfera Marsa zapewnia ochronę przed małymi meteoroidami. Wygląd niektórych kraterów sugeruje, że po uderzeniu meteorytu doszło do wypływu wody.

Klimat Spośród wszystkich planet w Układzie Słonecznym, pory roku na Marsie są najbardziej podobne do ziemskich, a to ze względu na podobne nachylenie osi obrotu obydwu planet do płaszczyzny orbity. Jednak z powodu większej odległości Marsa od Słońca, pory roku na nim są około dwa razy dłuższe niż na Ziemi. Temperatura powierzchni Marsa waha się, spadając do około -87 °C podczas zimy i dochodząc do -5 °C w lecie[. Niższe temperatury wynikają z tego, że planeta jest 1,52 razy dalej od Słońca niż Ziemia, w wyniku czego na jego powierzchnię dociera 43 procent energii padającej na taką samą powierzchnię na Ziemi. Duże zmiany z kolei wynikają z małej pojemności cieplnej cienkiej atmosfery (ze względu na niskie ciśnienie) i bezwładności cieplnej marsjańskiego gruntu, który nie może na długo gromadzić ciepła słonecznego.

Orbita i obrót Średnia odległość Marsa od Słońca to około 230 000 000 km (1,52 AU), a czas obiegu wokół Słońca (rok marsjański) jest równy 687 dni ziemskich, co odpowiada 1,8809 roku ziemskiego (1 rok, 320 dni i 18,2 godziny). Doba słoneczna na Marsie jest niewiele dłuższa niż ziemska i ma 24 godziny, 39 minut i 35,244 sekundy. Nachylenie osi obrotu Marsa (odchylenie od prostej prostopadłej do płaszczyzny orbity) to 25,19 stopnia, jest ono podobne do nachylenia osi obrotu Ziemi. W rezultacie pory roku na Marsie są podobne do ziemskich, choć prawie dwa razy dłuższe z uwagi na dłuższy rok. W obecnej orientacji biegun północny Marsa wskazuje kierunek zbliżony do położenia gwiazdy Deneb. Mars ostatnio przeszedł przez aphelium w marcu 2010 roku, a peryhelium osiągnął w marcu 2011 roku; następne przejście przez aphelium przypada w lutym 2012 roku.

Księżyce 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. Odpowiednikiem Aresa w mitologii Rzymian był Mars. Obserwowany z powierzchni Marsa ruch Fobosa i Deimosa bardzo różni się od ruchu naszego Księżyca. Fobos znajduje się bardzo blisko planety i jego okres obiegu to zaledwie 7,66 godziny, znacznie mniej niż czas obrotu Marsa wokół własnej osi, przez co jego pozorny ruch na niebie jest przeciwny do ruchu Słońca. Fobos wschodzi na zachodzie, a zachodzi na wschodzie, a jego pozorny czas obiegu to około 11 godzin, przez co wschód następuje częściej niż 2 razy na dobę marsjańską. Deimos krąży nieznacznie dalej niż orbita synchroniczniczna, jego pozorny ruch jest zgodny z ruchem Słońca, ale bardzo powolny. Obiega on planetę w 30 godzin, ale do czasu, gdy ponownie znajdzie się w tym samym miejscu na nieboskłonie, mija aż 5,28 marsjańskiego dnia. Oba satelity wykazują obrót synchroniczny z obiegiem, podobnie jak Księżyc ziemski, przez co z powierzchni Marsa widoczna jest zawsze ta sama strona księżyców.

Zachód słońca z planety Mars

Marsjańska twarz

KONIEC!!!!! GARNEK ;)