Ugrás a tartalomhoz Lépj a menübe
 


A Mars

2010.11.03

A Mars

Ez a szócikk a bolygóról szól. A további jelentéseket lásd a Mars (egyértelműsítő lap)-on
Mars  A Mars csillagászati jele
A Mars
A Hubble űrtávcső által készített kép a Marsról
Pályaadatok
Aphélium távolsága: 249 228 730 km
1,66599116 CsE
Perihélium távolsága: 206 644 545 km
1,38133346 CsE
Fél nagytengely: 227 936 637 km
1,52366231 CsE
Pálya kerülete: 1 429 000 000 km
9,553 CsE
Pálya excentricitása: 0,09341233
Sziderikus keringési idő: 686,9600 nap
(1,8808 év)
Szinodikus periódus: 779,96 nap
(2,135 év)
Min. pályamenti sebesség: 21,972 km/s
Átl. pályamenti sebesség: 24,077 km/s
Max. pályamenti sebesség: 26,499 km/s
Inklináció: 1,850 61°
(5,65° a Nap egyenlítőjéhez képest)
Felszálló csomó hossza: 49,57854°
Holdak: 2
Fizikai tulajdonságok
Egyenlítői sugár: 3402,5 km
(a földi 0,533-szerese)
Poláris sugár: 3377,4 km
(a földi 0,533-szerese)
Lapultság: 0,00736
Felszín területe: 1,448·108 km2
(a földi 0,284-szerese)
Térfogat: 1,6318·1011 km3
(a földi 0,151-szerese)
Tömeg: 6,4185·1023 kg
(a földi 0,107-szerese)
Átlagos sűrűség: 3,934 g/cm3
Felszíni gravitáció: 3,69 m/s2
(0,376 g)
Szökési sebesség: 5,027 km/s
Sziderikus forgásidő: 1,025957 nap
(24,622 962 óra)
Forgási sebesség: 868,22 km/h
Tengelyferdeség: 25,19°
Az északi pólus rektaszcenziója: 317,681 43°
(21 h 10 min 44 s)
Deklináció: 52,88650°
Albedó: 0,15
Felszíni hőm.:
   Kelvin
   Celsius
min átl. max
133 K 210 K 293 K
−140 °C −63 °C 20 °C
Atmoszféra
Felszíni nyomás: 0,7–0,9 kPa
Összetevők: 95,72% szén-dioxid
2,7% nitrogén
1,6% argon
0,13% oxigén
0,07% szén-monoxid
0,03% vízpára
0,01% nitrogén-monoxid
2,5 ppm neon
300 ppb kripton
80 ppb xenon
30 ppb ózon
A Mars felszíne a Viking leszállóegység készítette képen
A Mars domborzati térképe MOLA adatok alapján

A Mars a Naptól számított negyedik bolygó a Naprendszerben. Szabad szemmel is könnyedén látható az éjszakai égbolton. A római hadistenről nevezték el, de gyakran hívják "vörös bolygónak" is színe miatt, amit a Mars felszínét meghatározó vas-oxid okoz. A Mars a harmadik legnagyobb kőzetbolygó, számos rendkívüli felszíni képződménnyel.

Két természetes holdja van, a Phobos és a Deimos, mindkettő kicsi és szabálytalan alakú, valószínűleg befogott kisbolygók. Továbbá jelenleg három mesterséges hold kíséri útján: Mars Odyssey, Mars Express és a Mars Reconnaissance Orbiter.

A Mars nagy hatást gyakorol az emberi képzeletre, mivel egy hibás fordítást követően (természetes csatorna → mesterséges csatorna) elterjedt, hogy a Marson idegen civilizáció létezik.[1] Sok történet született a marslakókról. Legismertebb talán Ray Bradbury: Marsbéli krónikák című irodalmi műve. Amennyiben van élet a Marson, az legfeljebb egyszerűbb élőlényekre, mikroorganizmusokra korlátozódik.

Tartalomjegyzék

[elrejtés]

Fizikai tulajdonságai [szerkesztés]

Mivel a Mars feleakkora átmérőjű, mint a Föld, ezért felszíne negyede, a tömege kb. nyolcada a Földének.

A talajminták vizsgálata alapján a Mars talaja nagy valószínűséggel alkalmas az életre, növények termesztésére: Az Antarktisz szárazabb völgyeiben található talajhoz hasonló tulajdonságokat mutat. Lúgos kémhatású (az adott elemzés 8-9 közötti pH-értékeket mutatott ki), kimutatható magnézium, nátrium és kálium, az élethez szükséges tápanyagokat, és vegyületeket is találtak.[2]

Légköre [szerkesztés]

A Mars légköre nagyon ritka: a felszíni légnyomás mindössze 0,75%-a a földinek: 7,5 millibar, szemben a földi 1013 millibarral. A légkörének 95%-a szén-dioxid, 3%-a nitrogén, 1,6%-a argon és nyomokban van oxigén és víz. A kis felszíni nyomás következtében a szén-dioxid -125 °C-on kicsapódik szénsavhó formájában. 0 °C feletti hőmérséklet csak ritkán fordul elő, télen az 50. szélességi foktól délre jelentős területeken csökken a hőmérséklet a szén-dioxid fagyáspontja alá. Az ekkor kicsapódó szénsavhó ugyanakkor nyáron elolvad. Igen fontos éghajlati jellemző a nagy napi hőingás.

A légkör rétegződését a felszínre leszálló és leereszkedés közben nyomás-, hőmérséklet- és sűrűség-méréseket végző műholdak adataiból ismerjük (Viking-1, Viking-2, MPF, MER). Ezen adatok alapján a marsi légkör három részre oszlik: alsó, középső és felső légkörre.

Az alsó légkör a felszíntől 40 km-es magasságig terjed. A nyomás és a hőmérséklet a magassággal csökken. Az energiatranszportban a konvekció a meghatározó kb. 10 km-es magasságig. A konvekció éjszaka megszűnik és erős hőmérsékleti inverzió lép fel a felszín közelében. Az alsó légkör nyomása és hőmérséklete a földi sztratoszféráéhoz hasonló értékű. Az alsó atmoszféra sűrűsége a szén-dioxid és a víz szublimálása, illetve a sarkokon való kicsapódása eredménye, ami az évszakoktól függ. Ez ahhoz vezet, hogy a felszíni nyomás is évszaktól függően ingadozik, 700 Pascal és 900 Pa között.

Az alsó légkört két folyamat melegíti. A légkörben lévő szén-dioxid egy nagyon gyenge üvegház-hatást vált ki, mivel ez akadályozza az infravörös sugarak távozását a világűr felé. Ezen felül az alsó légkörben nagy mennyiségű finom porszemcse található, amik elnyelik a Napból érkező infravörös sugárzást, és újra kisugározzák azt. Ez a porréteg fontos szerepet játszik az alsó légkör hőmérsékletének meghatározásában. (a felszínről a „porördögök” gyakorlatilag folyamatosan emelik a légkörbe a finom porszemcséket).

Télen az ózon is hozzájárul kis mértékben a sarkok feletti légkör melegítéséhez azzal, hogy a Napból érkező UV-sugárzás hatására ózon keletkezik. Az ózon viszonylag ritka a légkörben, mivel kevés a rendelkezésre álló oxigén, és mivel reakcióba lép a légkörben lévő hidrogénnel (ami a vízpára fotolízise során keletkezik). A sarkok felett téli időszakban kevés a légkörben a vízpára, így ilyenkor több ózon keletkezik (Perrier et al., 2006). Ózont az alsó és a középső légköri rétegben is észleltek (Blamont and Chassefière, 1993; Novak et al., 2002; Lebonnois et al., 2006).

A középső légkör (vagy mezoszféra) 40 és 100 km között helyezkedik el. Itt a hőmérséklet erősen időfüggő. A hőmérséklet-változások a közeli infravörös sugárzás elnyelődéséből származnak, és a napsugárzásból eredő másodlagos sugárzásból, amit a szén-dioxid bocsát ki. Hatással van rá az alsó légkörben kialakuló hullámmozgás, ami a középső légkörben felerősödik az éjszakai és nappali oldal közötti hőmérséklet-különbségek hatására (Schofield et al., 1997).

A felső légkör (vagy termoszféra) a 110 km fölötti magasságokon található. A termoszférát a Nap 10 és 100 eV közötti energiájú extrém UV-sugárzása gerjeszti (ez 100 nm és 10 nm közötti hullámhosszat jelent). A Nap extrém UV-sugárzásának erőssége a napciklustól függ. A hőmérséklet alacsonyabb, ha a Nap aktivitása alacsonyabb, és növekszik, ha a napfoltok száma növekszik. A 130 km feletti réteget ionoszférának nevezik, mert a Napból eredő sugárzás ionizálja a légkörben lévő gázokat. A Mars ionoszférájában lévő elektronok nagy része szén-dioxidból származik és a nappali oldal felett a fotoelektron-hatás miatt nagyobb számban fordulnak elő.

A 130–150 km fölötti rétegben (ezt exobase-nek nevezik) a részecskék az alacsony sűrűség és a magas hőmérséklet miatt el tudnak szökni a világűrbe (Mantas and Hanson, 1979). [3]

Topográfiája [szerkesztés]

A Mars felszíne két jelentősen különböző részre tagolódik. Az Északi medence mely egyben az eddig ismert legnagyobb becsapódási kráter [4] vidékein lávafolyások találhatóak, míg a déli részen felföldek ősi becsapódások nyomaival. Földi távcsövekkel nézve a Mars szintén két részre tagolható, amelyek albedója (fényvisszaverő képessége) különböző.

A világosabb területeken vörös vasoxidban gazdag por és homok található. Ezeket régebben marsi földrészeknek hitték, emiatt vannak az ehhez hasonló elnevezések: Arabia Terra (Arab föld), vagy Amazonis Planitia (Amazon-medence). A sötét részeket tengereknek gondolták, ezért kaptak ilyen neveket: Mare Erytherium, Mare Sirenum és Aurorae Sinus (mare = tenger, sinus = öböl). A legnagyobb sötét rész, amely a Marson látható a Syrtis Major.

A Marsnak jégsapkája van a pólusokon, amely fagyott vizet és szén-dioxid-ot tartalmaz. Az Olympus Mons, a már nem működő pajzsvulkán, a 27 km-es magasságával a Naprendszer legmagasabb hegye. (A Földön a háromszor akkora gravitáció miatt nem lehet ekkora hegy.) Az Olympus Mons a Tharsis-régióban található, amelyen még több nagy kialudt vulkán is van. A Marson van a Naprendszer legnagyobb kanyonrendszere, a Valles Marineris is, mely 4000 km hosszú és 7 km mély.

A Marsot rengeteg becsapódási kráter tarkítja. A legnagyobbak ezek közül a Hellas-medence, amelyet világos vörös homok borít.

Egyéb megjegyzések:

Nullszint: Mivel a Marson nincs óceán és így „tengerszint” sem, így nullszintnek az „átlagos gravitációs felszín”-t választották, ami 3396 km-es bolygósugárnál van.

Nullmeridián: A Mars egyenlítőjét a forgása meghatározza, de a nullmeridiánt, a nullás hosszúsági kört nem. A Marson a Sinus Meridianiban jelöltek ki egy krátert (Airy-0 kráter), amely a nullmeridián viszonyítási alapja.

A Mars holdjai [szerkesztés]

A Marsnak két holdja van: a Phobos és a Deimos. Mindkettő kötött keringésű, vagyis mindig ugyanazt az oldalukat mutatják a Mars felé. Mivel a Phobos gyorsabban kering a Mars körül, mint ahogy a bolygó megfordul a saját tengelye körül, az árapályerők lassan de állandóan csökkentik a pályasugarát, emiatt a Phobos majd a Mars felszínébe fog csapódni. A másik érdekes következmény az, hogy a hold nem keleten kel és nyugaton nyugszik, hanem éppen ellenkezőleg. Nyugatról kelet felé látszik haladni a marsi égbolton. Mivel a Deimos elég távol van, ezért a pályája egyre növekszik. Kis méretük és erősen elnyúlt pályájuk alapján valószínűleg két befogott aszteroidáról van szó. Mindkét holdat Asaph Hall fedezte fel 1877-ben és az ókori görög mitológia két figurájáról, Arész hadisten két fiáról nevezték el. Jelentésük „rémület” és „rettegés”, ami összefügg a bolygó nevének jelentésével is.

A Mars holdjai
Név Átmérő (km) Tömeg (kg) Közepes
pályasugár (km)
Keringési idő
Phobos 22,2 (27 × 21,6 × 18,8) 1,08•1016 9378 7,66 óra
Deimos 12,6 (10 × 12 × 16) 2•1015 23 400 30,35 óra

A Mars felfedezése [szerkesztés]

Tucatnyi szovjet és amerikai, európai és japán űrszonda (keringőegység, leszállóegység, és marsjáró autó), indult már a Marshoz, hogy tanulmányozza a felszínét, éghajlatát és földrajzát. Durván ezek kétharmada elromlott, mielőtt teljesíthette vagy elkezdhette volna a feladatát.

A legsikeresebb programok a Mariner és a Viking-program, a Mars Global Surveyor, a Mars Pathfinder és a Mars Odyssey. A Global Surveyor képeket készített vízmosásokról és törmelékfolyamokról, amelyek azt sugallják, hogy lehetnek jelenleg is víztározószerű folyékony víz források a bolygó felszínén, vagy annak közelében. A Mars Odyssey megállapította, hogy nagy mennyiségű vízjég lerakódás található az északi félteke 60°-os szélességén a marstalaj felső három méterében.

Az utóbbi években sikertelen volt az amerikai Mars Climate Orbiter, Mars Polar Lander, Mars Observer, a japán Nozomi és az angol Beagle-2 küldetés.

2003-ban az ESA elindította a Mars Express űrszondát, amely a Mars Express Orbiterből és a Beagle 2 leszállóegységből állt. A Mars Express Orbiter a bolygó déli pólusán vízjég és szén-dioxid jég jelenlétét erősítette meg. Ezelőtt a NASA mutatta ki jelenlétüket az északi pólusnál. A Beagle 2-vel való kapcsolatfelvételi kísérletek mindezidáig meghiúsultak.

Ugyanebben az évben a NASA útjára indította a két marskutató járművet: a Spiritet (MER-A) és az Opportunityt (MER-B). Az űrjárművek három hét eltéréssel sikeresen leszálltak, elindultak és részletes panorámaképet küldtek vissza. 2008-ban a Phoenix űrszonda szállt le sikeresen, a Mars Science Laboratory és az orosz Fobosz-Grunt és az amerikai Mars Telecommunications Orbiter indítását 2009-re (ezt 2005-ben törölték), az európai ExoMarsét 2013-ra tervezik.

 
 

 

Képgaléria


Utolsó kép


Levelezőlista



Archívum

Naptár
<< Szeptember / 2019 >>


Statisztika

Online: 1
Összes: 41213
Hónap: 301
Nap: 14