загрузка...

трусы женские
загрузка...

Марс: червона планета

висот дуже значні і становлять в екваторіальній області приблизно 14-16 км, але є і вершини, здіймаються значно вище. На Марсі знаходяться величезні згаслі вулкани - Арсія (27 км) і Олімп
(26 км). Це найвищі вулкани в Сонячній системі - щитові. Для порівняння: щитові вулкани Гавайських островів на Землі підносяться над морським дном всього на 9 км. Щитові вулкани ростуть у висоту поступово, в результаті повторних вивержень з одного і того ж жерла. Хоча в даний час ці вулкани, мабуть, вже не є чинними, вони, ймовірно, утворилися раніше і були активними набагато довше, ніж будь-які вулкани на Землі. При цьому гарячі вулканічні точки на Землі з плином часу змінювали своє місце розташування через поступове руху континентальних плит, так що для "побудови" дуже високого вулкана в кожному окремому випадку часу не вистачало. Крім того, низька тяжіння дозволяє вивержень речовині утворювати на Марсі набагато більш високі структури, які не обрушуються під власною вагою.

Спостереження Марса із супутників виявляють виразні сліди вулканізму і тектонічної діяльності - розломи, ущелини з розгалуженим каньйонами, деякі з них мають сотні кілометрів у довжину, десятки - в ширину і кілька кілометрів у глибину. Вулканічні кратери досягають величезних розмірів. Найбільші з них досягають 500-600 км в основі. Діаметр кратера у Арсіі - 100, а у Олімпу - 60 км (для порівняння - у видатного на
Землі вулкана Мауна-Лоа на Гавайських островах діаметр кратера 6,5 км).
Дослідники дійшли висновку, що вулкани були діючими ще порівняно недавно, а саме: кілька сотень мільйонів років тому.

Є свідчення (збережені русла потоків - довгі розгалужені системи долин довжиною в сотні кілометрів, дуже схожі на висохлі русла земних річок, причому перепади висот відповідають напрямку течій), що на поверхні Марса в свій час існувала рідка вода.
Здається, що ці русла виникли в ході якогось раптової повені.
Крім того, в сильно поритих кратерами областях знайдені звивисті сліди висохлих річок з багатьма притоками. Деякі особливості рельєфу явно нагадують випрасувані льодовиками ділянки. Судячи з гарною збереження цих форм, які встигли ні зруйнуватися, ні покритися подальшими нашаруваннями, вони мають відносно недавнє походження (в межах останнього мільярда років). Де ж тепер марсіанська вода? Є всі підстави вважати, що води на Марсі чимало. Висловлюються припущення, що вода існує і зараз у вигляді мерзлоти. При дуже низьких температурах на поверхні Марса (в середньому близько 220 К в середніх широтах і лишь150 К в полярних областях) на будь-якій відкритій поверхні води швидко утворюється товста кірка льоду, яка, до того ж, через короткий час заноситься пилом і піском. Влітку температура на екваторі трохи вище 0оС, а на більшій частині поверхні середня - 23оС. Не виключено, що, завдяки низькій теплопровідності льоду, під його товщею місцями може залишатися і рідка вода і, зокрема, підлідні потоки води продовжують і тепер поглиблювати русла деяких річок.

Температура

Перші виміри температури Марса за допомогою термометра, поміщеного у фокусі телескопа-рефлектора, проводилися ще на початку 20-х років.

Пізніше, в 50-і і 60-і рр.. були накопичені і узагальнені численні вимірювання температур в різних точках поверхні Марса, у різні сезони і часи діб. У 1956 р. до вимірювання температур було застосовано новий метод
- радіоастрономічний. Марс, як і нагріте тіло, випускає не тільки інфрачервоне випромінювання, але й довгохвильове, що лежить в радіодіапазоні. Його прийнято називати тепловим радіовипромінювання, пов'язаного, на відміну від нетеплового, з різними електромагнітними і плазмовими процесами. Вимірюючи потік теплового радіовипромінювання, можна визначити температуру планети.

За допомогою таких вимірювань в 1956 році була отримана середня температура поверхні Марса - 218 (К. Вимірювання, проведені в останні роки з космічних кораблів, показали, що на Марсі можуть спостерігатися і ще більш низькі температури, сягають 140 (К - нижче точки замерзання вуглекислого газу.

Різниця температур дня і ночі, полярних і тропічних районів, зими і літа призводить до виникнення вітрів, мають часом швидкості 40-50 мсек. Система повітряної циркуляції на Марсі вивчається зараз різними методами багатьма вченими.

Серед утворень, виявлених на поверхні Марса, загальну увагу русло образні протоки, або меандровий долини. Їх зовнішній вигляд, наявність «приток» навряд чи можна пояснити інакше , ніж, запропонувавши, що це - русла річок.

Однак на Марсі нині річки текти не можуть, там взагалі не може бути рідкої води. Причина цього полягає в тому, що при тих низьких тисках , що панують на Марсі, вода закипає при дуже низьких температурах. Ніяка інша рідина не могла утворити спостережуваних русел: лава швидко застигає, а рідка вуглекислота навіть в земних умовах не може існувати.

Отже, єдине можливе пояснення меандров на Марсі - це утворення водних потоків, річок. Зараз для нього немає необхідних умов - значить, вони були в минулому. Для цього потрібно допустити, що в більш ранні епохи атмосферний тиск на Марсі було значно вище, ніж в даний час.

АТМОСФЕРА МАРСА.
Розріджена марсіанська атмосфера містить 95,3% вуглекислоти, 2,7% молекулярного азоту і 1,6% аргону, СО (0,06%), Н2О (до 0,1% і істотно змінюється залежно від сезону). Кисень присутній тільки у вигляді слідів. Атмосферний тиск у поверхні становить 0,7% (5-7гПа) тиску у поверхні Землі. Однак сильні атмосферні вітри викликають великі пилові бурі, які іноді охоплюють всю планету, піднімаючи пил на висоту до 20 км.

На Марсі спостерігаються різноманітні форми хмар і туману. Рано вранці туман згущується в долинах, а в міру того, як вітри піднімають охолоджувати повітряні маси на піднесені плато, хмари з'являються і над найвищими горами. Взимку північна полярна шапка огортається завісою крижаного туману і пилу, званої полярним капюшоном. Подібне явище в дещо меншій мірі спостерігається і на півдні.

Полярні області покриті тонким шаром льоду, який, як вважають, є сумішшю водяного льоду і твердої вуглекислоти. Зображення з високим ступенем дозволу показують спіральні освіти і страти нанесеного вітром речовини. Північна полярна область оточена рядами дюн.

Крижані полярні шапки збільшуються і зменшуються відповідно зі зміною пір року.

Марсіанський рік приблизно вдвічі довше земного, так що часи року також більш довгі. Однак через відносно високого ексцентриситету орбіти Марса вони мають нерівну тривалість: літо в південній півкулі
(яке настає, коли Марс знаходиться близько перигелію) коротше і жарче літа на півночі.

На Марсі є слабкий озоновий шар на висоті 36-40 км і товщиною в
7 км, в 250 разів більш слабкий земного.

Полярні шапки

Полярні шапки - білі плями на глобусі Марса і в буквальному, і в переносному сенсі слова, це дуже помітні деталі навіть із Землі, що міняють свої обриси в Залежно від пір року на Марсі - то розростаються, то майже зникаючі. Коли на одному півкулі планети на зміну осені приходить зима, відповідна шапка починає рости, на іншій півкулі в цей час літо і там протікає зворотний процес. При цьому в південній півкулі взимку холодніше, але зате влітку тепліше, ніж у північному. З приходом весни полярна шапка починає зменшуватися і до кінця марсіанського липня вона майже зникає на південному полюсі, північна ж шапка набагато більше. Така картина повторюється з року в рік.

Нета, залишкові частини шапок сформовані з потужних шаруватих відкладень. На знімках, зроблених здалеку, вони виглядають як вихреобразное освіти, які на більш детальних знімках перетворюються на систему уступів, терас і дегрессій. Відкладення, що складають залишкові полярні шапки планети, являють собою шари льоду, змішаного з тонкозернистим матеріалом. Судячи по температурному режиму полярних областей, у формуванні залишкових ("вічних") полярних шапок головну роль грає лід Н2O. Таким чином, передбачається, що полярні освіти Марса являють собою вмістилище значних запасів водяного льоду. При цьому полярні шапки
Марса складаються з двох шарів. Нижній, основний шар, завтовшки в сотні метрів, утворений звичайним водяним льодом, змішаним з пилом, який зберігається і в літній період. Це постійні шапки. Спостережувані сезонні зміни полярних шапок відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої вуглекислоти, так званого "сухого льоду".
Покривається цим шаром площа швидко зростає в зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді і переходячи цей рубіж. Навесні з підвищенням температури цей шар випаровується і залишається лише постійна шапка.

Марсіанські північна і південна полярні шапки на великих площах покриті шаруватими відкладеннями. З часу відкриття на початку 1970-х на ці полярні відкладення посилалися як на свідчення того, що марсіанський клімат циклічно змінювався. Передбачається, що детальне дослідження полярних верств виявило б кліматичну історію Марса так само, як колонки антарктичного льоду допомагають виявити історію земного клімату.

Велика кількість шарів відкладень - важливий факт, який дає надію, що майбутні дослідження полярних відкладень посадочними апаратами і можливо людиною,

Сторінки: 1 2 3
загрузка...
ur.co.ua

енциклопедія  з сиру  аджапсандалі  ананаси  узвар