Планета Марс

 

Магнітне поле й магнітосфера

 

У Марса є магнітне поле, але воно дуже слабке й нестійке. У різних місцях планети напруженість цього поля може відрізнятися від 1, 5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з ареографічними. Якщо говорити, що залізне ядро Марса перебуває у відносній нерухомості відносно до його кори, то механізм планетарного динамо, який відповідає за магнітне поле на Землі, на Марсі не працює. Вважається, що планета мала магнітне поле, але після зіткнення з великим небесним тілом ядро втратило майже весь обертальний момент. Сталось це біля 4 млрд років тому.

Магнітне поле й магнітосфера Марса була досліджена космічними апаратами «Марс-2, −3» (1972)  і «Марс-5» (1974) . Зважаючи на те що вони перетинали лише межу магнітосфери, їх дані не можна однозначно інтерпретувати. Досить надійно було встановлено існування беззіткнювальної ударної хвилі й ділянки з регулярним магнітним полем на денному й нічному боці поблизу планети. Саме ця ділянка ототожнена з магнітосферою Марса.

У літературі наводяться величини магнітного моменту Марса від значень, що відповідають виникненню наведеної магнітосфери (1022 Гс*см³), до значень, відповідних утворенню власної магнітосфери. Більшість дослідників вважають найреальнішою величину магнітного моменту (1 −1, 5) ×1022 Гс*см³, за якої можна очікувати утворення комбінованої магнітосфери, принаймні в тих випадках, коли тиск сонячного вітру великий. Немає одностайності й у визначенні орієнтації марсіанського диполя. У комбінованій магнітосфері можна очікувати існування роздільних ділянок наведеного і власного магнітних полів. Лінії наведеного магнітного поля повинні огортати Марс. Найпростіша модель комбінованої магнітосфери у разі міжпланетного магнітного поля, коли вона перпендикулярна до осі диполя. У цьому випадку меридіональні перетини магнітосфери виявляють топологію поля, характерну для власної магнітосфери, а наведене поле локалізується в екваторіальній частині магнітосфери.

 

 

Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар товщиною в кілька кілометрів утворений звичайним водяним льодом, змішаним з пилом, що зберігається й у літній період. Це постійні шапки. Сезонні зміни полярних шапок, що спостерігаються, відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої вуглекислоти, так званого «сухого льоду».

Площа, вкрита цим шаром, інтенсивно збільшується в зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді й долаючи цю межу. Навесні, із підвищенням температури, цей шар випаровується й залишається лише постійна шапка. Хвиля потемніння ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною напрямку вітрів, що постійно дмуть у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер здуває верхній шар сипучого матеріалу – світлий пил, оголюючи ділянки темніших порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, рівновага марсіанського середовища порушується. Вітер підсилюється до 69 км/год., починаються бурі. Більше мільярда тонн пилу піднімається й утримується в зваженому стані, різко змінюється кліматичний стан всієї марсіанській кулі. Тривалість пилових вітрів іноді досягає 50 – 100 діб. Під час пилових буревіїв на Марсі виникає так званий «антипарниковий ефект», коли хмари пилу не пропускають сонячне випромінювання до поверхні, але пропускають теплове випромінювання, що іде від неї, тому поверхня сильно охолоджується, а атмосфера розігрівається.

Уточнення космічними апаратами складу атмосфери дало змогу виявити роль полярних шапок у формуванні буревіїв. Під час танення полярних шапок утворюються величезні масивуглекислого газу й збільшується тиск над ними, внаслідок чого виникають потужні вітри, що піднімають з поверхні дрібні частки ґрунту.

 

Життя на Марсі

 

Наразі немає наукових доказів існування життя на Марсі. Хоча припускають, що воно там може бути. Ще до початку польотів на Марс він був першим кандидатом на виявлення там позаземного життя. На Марсі було знайдено зразки льоду, що є однією з умов існування життя. За останніми відомостями, в минулому на Марсі існувала вода в рідкому стані, поверхню планети вкривали моря. Однак внаслідок нез'ясованих досі причин вона практично зникла. Цілком можливо, що ще кілька мільйонів років тому клімат на Марсі був вологішим. Доказом цього слугує рельєф планети.

 

Супутники Марса

 

Фобос (ліворуч) і Деймос (праворуч)

 

Першим передбачив, що Марс має супутники, Йоганн Кеплер 1610 року. У спробах розшифрувати анаграму Галілея про кільця Сатурна («Найвищу планету потрійною спостерігаю») Кеплер вирішив, що Галілей виявив супутники Марса. 1643 року монах-капуцин Антон Марія Ширлстверджував, що бачив «марсіанські місяці». 1727 Джонатан Свіфт у «Пригодах Гуллівера» описав два маленьких супутники Марса, які були відомі астрономам острова Лапута. Вони оберталися навколо Марса за 10 і 21, 5 годин. Про ці ж супутники 1750 року згадав Вольтер у романі «Мікромегас». 10 липня 1744 року німецький капітан Кіндерман повідомив, що обчислив орбітальний період марсіанського супутника, котрий дорівнював 59 годинам 50 хвилинам і 6 секундам. 1877 року американській астроном Асаф Холл, працюючи у військово-морський обсерваторії США з найбільшим у країні 26 дюймовим рефрактором Кларка, нарешті знайшов Фобос та Деймос, два маленьких супутники Марса. Їх орбітальні періоди виявились близькими до періодів, які запропонував Свіфт на 150 років раніше.

До другої половини XX століття про два супутники Марса Фобос і Деймос було відомо небагато. Потім їх спостерігали орбітальні космічні апарати: «Вікінг-1» пролетів на відстані 100 км від поверхні Фобоса, а «Вікінг-2» – на відстані 30 км від Деймоса.

Фобос робить повний оберт навколо Марса за 7 годин 39 хвилин. Супутник перебуває на відстані 6000 кілометрів від поверхні планети. Це ближче межі Роша, і без внутрішнього опору супутник було б розірвано на частини припливними силами. Ці сили також сповільнюють рух Фобоса і, можливо, призведуть до зіткнення супутника з Марсом менше, ніж через 100 мільйонів років. Деймос розташований на віддаленішій орбіті, і припливні сили зумовлюють подальше віддалення від планети. Фобос і Деймос видно на Марсі не з усіх місць через їх невеликі розміри, близькість до планети й приекваторіальні орбіти. 

 

Обидва супутники – шматки гірської породи неправильної, приблизно еліпсоїдальної форми. Нерівна поверхня Фобоса повністю вкрита метеоритними кратерами. Найбільший кратерСтікні охоплює половину супутника. Його поверхня також вкрита системою лінійних переломів, або заглиблень, багато з яких геометрично пов'язані з кратером Стікні. Поверхня Деймоса, навпаки, здається гладенькою, бо багато кратерів майже повністю вкрито уламками порід.

Альбедо обох супутників дуже низьке, як у найпростіших типів метеоритів.

Остаточно проблему походження супутників не вирішено. Найвірогідніша версія – це астероїди, які було захоплено Марсом, коли він тільки починав формуватися. Можливо, вони збереглися від часу формування планети. 2010 року група італійських астрономів з Національного інституту астрофізики Італії опублікувала дані на користь того, що Фобос сформувався саме таким чином.