Космический мониторинг

Бесплатно скачать работу по теме Космический мониторинг опасных геологических процессов

Казанский Приволжский Федеральный Университет

Институт Геологии и Нефтегазовых Технологий

Кафедра геологии и гидрогеологии

Курсовая работа

по общей геологии на тему:

«Космический мониторинг опасных геологических процессов»

Выполнила: студентка группы 331,Бадуртдинова С.Р.

Научный руководитель: доцент Муравьев Ф.А.

Казань  2014 г.

Содержание

Введение

Глава 1. Общие сведения о планете Марс

Глава 2. История изучения Марса

Исследование марсианских метеоритов

Глава 3. Геология и внутреннее строение Марса

Глава 4. Климат

Заключение

Список используемой литературы

Введение

Вселенная, которую мы сейчас наблюдаем, содержит лишь 1/9 вещества, из которого, согласно расчетам, должна быть образована масса Вселенной. Следовательно, от нас скрыто 9/9 массы ее вещества. В наблюдаемой форме Вселенная возникла около 18-20 млрд. лет назад. До этого времени все ее вещество находилось в условиях бесконечно больших температур и плотностей, которые современная физика не в состоянии описать.

Галактика Млечного Пути (ГМП) — одна из 100 000 миллионов галактик в наблюдаемой части Вселенной, обладает формой уплощенного диска, с диаметром около 100000 свет. лет и толщиной в 20000 свет. лет (Рис.1).

Рис.1. Строение Галактики Млечного пути. Центральная часть Галактики характеризуется утолщением, по [1].

Где же наше место в ГМП? Солнце, представляющее собой небольшую звезду среднего возраста типа желтого карлика, располагается в 3/5 от центра галактики в пределах главного диска. То, что оно принадлежит ГМП было установлено всего лишь 65 лет назад шведом Б. Линдбладом и голландцем Я. Оортом.

Вокруг Солнца вращаются девять планет. Меркурий, Венера, Земля и Марс, ближайшие к Солнцу планеты относятся к внутренним или планетам земной группы. Далее, за поясом астероидов, располагаются планеты внешней группы — гиганты Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и маленький Плутон.

Знание о строении планет, особенно земной группы, представляет большой интерес для геологов, т.к. их внутренняя структура довольно близка к нашей планете [1]. Именно по этой причине свою работу я хочу посвятить анализу изучения планеты Марс.

Глава 1. Общие сведения о планете Марс

Планета Марс известна человечеству с незапамятных времен. Наблюдая на небе звезду кроваво-красного цвета, древние люди дали ей имя бога войны. Астрологи считали влияние Марса роковым на судьбы людей, родившихся во вторник (день Марса) или, если зодиакальном созвездии при рождении присутствовала эта планета.

Марс — четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы. Названа в честь Марса — древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Иногда Марс называют «красной планетой» из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей оксидом железа [2]. Масса Марса составляет 10,7 % массы Земли (6,423·1023 кг против 5,9736·1024 кг для Земли), объём — 0,15 объёма Земли, а средний линейный диаметр — 0,53 диаметра Земли (6800 км). Сутки длятся на Марсе 24 часа 37 мин., а плоскость его экватора наклонена по отношению к орбите также как на Земле, что обеспечивает смену климатических сезонов [1].

На Марсе существует весьма разреженная углекислая атмосфера с давлением у поверхности 0,03-0,1 кг/см2. Такое низкое давление не позволяет существовать воде, которая должна испариться, либо замерзнуть. Температура на Марсе изменчива и на полюсах в полярную ночь достигает — 140С, а на экваторе до — 90С. Днем на экваторе температура выше 0С и до +25С. Атмосфера Марса содержит белые облака из мелких кристаллов СО2 и Н2О. Ветры на поверхности Марса могут достигать 60 км/час, перенося пыль на большие расстояния. [1].

У Марса есть два естественных спутника — Фобос и Деймос (в переводе с древнегреческого — «страх» и «ужас» — имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос — 26,8×22,4×18,4 км, Деймос — 15×12,2×10,4 км) и имеют неправильную форму с кратерированной поверхностью и какими — то рытвинами, хорошо видимыми на Фобосе.

Глава 2. История изучения Марса

Как планета Марс известен человечеству с древнейших времён. Во время великих противостояний Марс выглядит самой яркой на полуночном небе звездой (-2,7 звёздной величины), оранжево-красного цвета, вследствие чего его стали считать атрибутом бога войны (в древнегреческой мифологии Ареса, в древнеримской — Марса). По наблюдениям, выполненными Т. Браге и И. Кеплером, уже в начале 17 века были установлены законы движения планет в Солнечной системе [3]. Голландский астроном Христиан Гюйгенс первым составил карту поверхности Марса, отражающую множество деталей местности. 28 ноября 1659 года он сделал несколько рисунков Марса, на которых были отображены различные темные области, позже сопоставленные с плато Большой Сирт.

Предположительно, первые наблюдения о существовании у Марса ледяной шапки на южном полюсе были сделаны итальянским астрономом Джованни Доменико Кассини в 1666 году. В том же году он использовал при наблюдениях Марса маркировку поверхности, и определил период вращения, равный 24 ч. 40 м. (это отличается от правильного значения менее чем на 3 минуты). В 1672 году Христиан Гюйгенс заметил нечеткую белую шапочку и на северном полюсе [2].

Интенсивные исследования Марса начались в середине 19 века, особенно после великого противостояния Марса в 1877, когда Дж. Скиапарелли, наблюдая за Марсом, обнаружил большое число новых деталей на поверхности планеты, в частности множество тёмных прямолинейных образований, условно названных им «каналами». Мнения о природе «каналов» разделились. Многие учёные сомневались в реальности каналов, считая их психофизиологической иллюзией, возникающей при рассматривании предельно мелких деталей на диске планеты. Однако в конце 19 и начале 20 веков П. Ловелл приписал «каналам» Скиапарелли буквальный смысл и на этом основании, а также в результате оценки физических условий на планете высказал и настойчиво пропагандировал идею населённости Марса разумными существами [3]. Среди астрономов докосмической эры, проводивших телескопические наблюдения Марса в этот период, наиболее известны Скиапарелли, Персиваль Ловелл, Слайфер, Антониади, Барнард, Жарри-Делож, Л. Эдди, Тихов, Вокулёр. Именно ими были заложены основы ареографии и составлены первые подробные карты поверхности Марса — хотя они и оказались практически полностью неверными после полётов к Марсу автоматических зондов [2].

Новый и очень плодотворный этап в изучении Марса наступил с началом космической эры и запуском к Марсу космических зондов.

В 1964 году в США был осуществлён первый удачный запуск к Марсу в рамках программы «Маринер». Маринер-4 осуществил первое исследование с пролётной траектории, и сделал первые снимки поверхности. Маринер-6 и Маринер-7, запущенные в 1969 году произвели первое исследование состава атмосферы с применением спектроскопических методик и определение температуры поверхности по измерениям инфракрасного излучения. В 1971 году Маринер-9 стал первым искусственным спутников Марса, и осуществил первое картографирование поверхности.

Следующая программа США — «Викинг» включала запуск двух идентичных космических аппаратов — «Викинг-1» и «Викинг-2», которые должны были провести исследования с околомарсианской орбиты и на поверхности Марса, в частности, поиск жизни в пробах грунта. Каждый «Викинг» состоял из орбитальной станции — искусственного спутника Марса — и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией. Автоматические марсианские станции «Викингов» — первые космические аппараты, успешно работавшие на поверхности Марса. Это одна из наиболее информативных и успешных марсианских программ, хотя ей и не удалось обнаружить жизнь. Оба аппарата были запущены в 1975 году с мыса Канаверал, штат Флорида. Перед полётом спускаемые аппараты были тщательно стерилизованы для предотвращения заражения Марса земными формами жизни. Время полета заняло немногим меньше года и к Марсу прибыли в 1976 году. Продолжительность работы АМС «Викинг» планировалась в 90 дней после мягкой посадки, но каждый аппарат проработал значительно дольше этого срока. В это время были сделаны первые фотографии Марса.

Советская программа «Марс». Автоматические межпланетные станции (АМС) четырех поколений для исследования планеты Марс и околопланетного пространства. Запущены с 1962 по 1973 год. Первые АМС (Марс-1, Зонд-2) также исследовали межпланетное пространство. Космические аппараты четвёртого поколения (Марс-2, Марс-3) состояли из орбитальной станции — искусственного спутника Марса и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией. Космические аппараты Марс-4 и Марс-5 должны были выйти на орбиту вокруг Марса и обеспечивать связь с автоматическими марсианскими станциями, которые несли АМС Марс-6 и Марс-7. Орбитальные станции программы «Марс» в массе своей выполнили полностью либо частично основные поставленные перед ними технические и научные программы. Из-за неудач спускаемых аппаратов, главная техническая задача всей программы «Марс» — работа на поверхности Марса автоматической марсианской станции — не была решена. Тем не менее, многие научные задачи, такие как получение фотографий поверхности Марса и различные измерения атмосферы, магнитосферы, состава почвы являлись передовыми для своего времени. Аппаратами Марс были сделаны одни из первых цветных фотографий [4].

Исследование марсианских метеоритов

В 1983 году анализ метеоритов шерготит, нахлитов и шассиньи (сокращенно SNC — по первым букам названий населенных пунктов Shergotty (Шерготти) в Индии, Nakhia (Накла) в Египте и Chassigny (Шассиньи) во Франции, вблизи которых нашли метеориты соответственно в 1865, 1911 и 1815 гг.) показал, что они возникли на Марсе. Найденный в Антарктиде в 1984 году метеорит ALH84001 значительно старше остальных и содержит полициклические ароматические углеводороды, возможно, имеющие биологическое происхождение. Считается, что он попал на Землю с Марса, поскольку соотношение изотопов кислорода в нём не такое, как в земных породах или не-SNC-метеоритах, а такое, как в метеорите EETA79001, содержащем стёкла с включениями пузырьков, в которых состав благородных газов отличается от земного, но соответствует атмосфере Марса. В 1996 году было объявлено, что этот метеорит может содержать данные о микроскопических окаменелостях марсианских бактерий. Однако этот вывод остается спорным. Химический анализ марсианских метеоритов показывает, что температура поверхности Марса, скорее всего, была ниже точки замерзания воды (0°C) в течение большей части последних 4 миллиардов лет [2].

Глава 3. Геология и внутреннее строение Марса

Геологическая история. Согласно одной из гипотез, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра, а также потеря основного объёма атмосферы. Потеря легких атомов и молекул из атмосферы — следствие слабого притяжения Марса. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации, которые на Земле происходят в ионосфере и выше, на Марсе могут наблюдаться практически у самой его поверхности.

Геологическая история Марса заключает в себя три нижеследующие эпохи:

Ноахийская эпоха (англ.) русск. (названа в честь «Ноевой земли», района Марса): формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса. Продолжалась в период 4,5 млрд — 3,5 млрд лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами. Плато провинции Фарсида было вероятно сформировано в этот период с интенсивным обтеканием водой позднее.

Гесперийская эра: от 3,5 млрд лет назад до 2,9-3,3 млрд лет назад. Эта эпоха отмечена образованием огромных лавовых полей.

Амазонийская эра (названа в честь «Амазонской равнины» на Марсе): 2,9-3,3 млрд лет назад до наших дней. Районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров, но во всём остальном они полностью различаются. Гора Олимп сформирована в этот период. В это время в других частях Марса разливались лавовые потоки [2].

Марс прошел длительный путь развития. На поверхности Марса наблюдается 3 или 4 генерации рельефа и, соответственно, пород. «Материки” — это древнейшие породы, образующие возвышенности в 4-6 км, базальтовые «равнины» моложе, а на них накладываются вулканические массивы типа Фарсиды и отдельные вулканы. По — видимому, у Марса отсутствует жидкое ядро, т.к. магнитное поле чрезвычайно слабое. Эндогенная активность на Марсе продолжалась на 1 млрд лет дольше, чем на Меркурии и Луне, где она закончилась 3,0 — 2,5 млрд лет назад [1].

Поверхность Марса. Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями. Моря сосредоточены, в основном, в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии есть только два крупных моря — Ацидалийское и Большой Сырт [3].

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время, это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле, тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом. подразделяется на базальтовые равнины в северном полушарии, и возвышенности — в южном, где распространены большие ударные кратеры.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1-2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере большая часть поверхности находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся предметом дискуссий. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эродированные участки марсианской поверхности.

Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты «съехались» (возможно, случайно) в одно полушарие, подобно континенту Пангея на Земле, а затем «застыли» в этом положении. Другая гипотеза предполагает столкновение Марса с космическим телом размером с Плутон [3].

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3-4 млрд лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса — кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является равнина Эллада (примерно 2100 км в поперечнике) [2].

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов — Фарсида и Элизий. Фарсида — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и высочайшая известная в Солнечной системе гора Олимп [3]. Олимп достигает 27 км высоты по отношению к его основанию и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор [4].

По другим данным, высота Олимпа составляет 21 287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания — примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282 600 км². Кальдера (углубление в центре вулкана) имеет ширину 70 км и глубину 3 км.

Возвышенность Фарсида также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долины Маринер — тянется в широтном направлении почти на 4 000 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 и глубины 7-10 км; по размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни. Долины Маринер являются самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Каньон, который был открыт космическим аппаратом «Маринер-9» в 1971 году, мог бы занять всю территорию США, от океана до океана [2].

Полярные шапки. Наиболее заметными деталями на диске Марса являются полярные шапки — северная и южная. Это белые пятна, размеры которых меняются в течение марсианского года, увеличиваясь в холодный сезон и уменьшаясь (почти исчезая) в тёплый. В то же время тёмные моря Марса в основном сохраняют очертания, испытывая лишь небольшие и непродолжительные изменения — как сезонные, так и от противостояния к противостоянию. Это делает возможным составление карт поверхности Марса с точностью нанесения деталей до 1-2°. Такие карты составляются на основе зарисовок и фотографий Марса, собираемых в международных центрах [3].

Реки. На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.

В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальде обнаружена дельта реки площадью около 115 км². Намывшая дельту река имела в длину более 60 км.

Данные марсоходов НАСА «Спирит» и «Оппортьюнити» свидетельствуют также о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды). Аппарат «Феникс» обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.

Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, «обтекают» различные препятствия, сливаются и расходятся. «Сложно представить, что подобные структуры могли сформироваться не из потоков жидкости, а из чего-то иного», — заявил сотрудник НАСА Ричард Зурек. [4].

Грунт. Элементный состав поверхностного слоя марсианской почвы по данным посадочных аппаратов неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы — кремнезём (20-25 %), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого).

Согласно данным зонда НАСА «Феникс» (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения. «Фактически, мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем», сообщил ведущий исследователь-химик проекта Сэм Кунейвс. Также, по его словам, данный щелочной тип грунта многие могут встретить на «своём заднем дворе», и он вполне пригоден для выращивания спаржи [2].

Внутреннее строение. Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (максимальная оценка — не более 125 км), силикатной мантии и ядра радиусом 1 480 км — 1 800 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14-18 % (по массе) серы, причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества. Для некоторых районов Марса составлена подробная геологическая карта.

Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов, поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцсодержащим, чем обычный базальт и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа [2].

Магнитное поле. Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля, наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане.

По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции Марс Глобал Сервейор), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад — до того, как динамо-машина планеты прекратила выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо-машины 4 млрд лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50-75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша и разрушился. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты и оспаривается в научном сообществе [2].

Тектоника. В прошлом на Марсе, как и на Земле происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле и достигать гигантских размеров говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов, и возможно не позволяло достичь им высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом. Возможно, на планете имеется слабая тектоническая активность, приводящая к образованию наблюдаемых с орбиты пологих каньонов [4].

Атмосфера. О наличии атмосферы у Марса можно судить по наблюдаемому потемнению его диска к краю, медленному угасанию звёзд, покрываемых планетой, по потере чёткости деталей поверхности Марса при их перемещении к краю его диска. Над лимбом замечается лёгкая дымка, а также высокие тонкие дисперсные облака и, наконец, пылевые бури, при которых перестают быть видимы большие области планеты, иногда на долгое время. Такова, например, была буря, на два месяца закрывшая почти все детали поверхности Марса вскоре после великого противостояния 1971.

Согласно результатам спектральных наблюдений, в состав атмосферы Марса входят: углекислый газ (CO2) — от 50 почти до 100 %; следы водяного пара и окиси углерода (CO). Из теоретических соображений следует, что в атмосфере имеется азот (N2) — 0,5-5 % и аргон (Ar) в количествах, сравнимых с N2. На высотах более 1000 км атмосфера Марса состоит преимущественно из атомарного водорода в крайней степени разрежения (около 104 атомов в см3). Кислород (O2) на Марс (планета) спектроскопически не обнаружен; для него лишь установлен верхний предел: 0,3 % по отношению к CO2. Марс имеет ионосферу, состоящую из нескольких слоев. Наибольшая плотность электронов ne = 1,5×104 см-3 в ней — на высоте около 130 км. Фотометрические наблюдения Марс (планета) приводили к завышенным значениям мощности его атмосферы, поскольку рассеяние света аэрозольной составляющей атмосферы Марса (примерно в 5 раз большее рассеяния газовой составляющей) при таких определениях ошибочно приписывалось также газу. Спектральные наблюдения молекулярных полос CO2 в инфракрасной области, а также ослабление радиосигналов с АМС «Маринер-4», «Маринер-6» и «Маринер-7» при захождении их за диск Марса привели к значению полного давления на среднем уровне поверхности Марса — 6,5 ± 2,0 мб, то есть в 160 раз меньшему, чем у поверхности Земли. К такому же результату привели и спектральные наблюдения, выполненные на АМС «Марс-3». В низколежащих областях Марса (например, Амазонии) давление доходит до 12 мб, а в высоких падает до 1-2 мб [3].

Глава 4. Климат

Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25, 1919°, соответственно, на Марсе, так же, как и на Земле, происходят смены времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет орбиты Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий Марс проходит во время разгара зимы в Северном полушарии, и лета в Южном полушарии, афелий — во время разгара зимы в Южном полушарии и соответственно лета в Северном полушарии. Соответственно, климат Северного полушария отличается от климата Южного полушария. Для Северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето, в Южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности [4].

По сведениям НАСА (2004 год), средняя температура составляет ~210 K (−63°C). По данным посадочных аппаратов Викинг, суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от −89 до −31°C) (Викинг-1), а скорость ветра: 2-7 м/с (лето), 5-10 м/с (осень), 17-30 м/с (пылевой шторм).

По данным посадочного зонда Марс-6, средняя температура тропосферы Марса составляет 228 K, в тропосфере температура убывает в среднем на 2,5 градуса на километр, а находящаяся выше тропопаузы (30 км) стратосфера имеет почти постоянную температуру 144 K.

По данным исследователей из Центра имени Карла Сагана, в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Другие специалисты считают, что такие выводы делать пока рано.

Существуют сведения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат — тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкая вода и шли дожди.

Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита ALH 84001, показавший, что около 4 миллиардов лет назад температура Марса составляла 18 (±4)°C [3].

Заключение

На основании вышеизложенного мы можем прийти к выводу о том, что, действительно, знание о строении планет, особенно земной группы, важно для нас. Геология Марса во многом схожа с геологией нашей планеты.

Во — первых, Марс движется по орбите, примерно с такой же точно скоростью, как и Земля (Марс — 24 077 м/с; Земля — 29 785,9 м/с). Во — вторых, суточное время на Марсе, по длительности, практически сходно с суточным временем на Земле (Марс — 24,62 час; Земля — 23,93 час). В — третьих, средняя температура в атмосфере на поверхности Марса умеренно отличается от температуры Земли (Марс — 210 К; Земля — 287 К). На Земле есть места, в которых природные условия похожи на марсианские. Крайне низкие температуры в Арктике и Антарктиде сравнимы с низкими температурами на Марсе, а на экваторе Марса в летние месяцы бывает так же тепло (+20°C), как и на Земле. Также на Земле есть пустыни, схожие по виду с марсианским ландшафтом. В — четвертых, разница экваториального угла наклона к орбите составляет всего 1,74°. Также присутствуют и сходства в климатах планет. На Марсе происходит смена времен года, смена времени, что идентично с Землей. Однако продолжительность каждого марсианского сезона примерно вдвое больше, чем на Земле. Марс находится дальше от Солнца, чем Земля. Поэтому ему достается от Солнца меньше энергии. Примерно вдвое меньше (43 %). Поэтому климатические условия там очень суровые. Так, даже летом температура верхнего слоя грунта в полдень на северном тропике находится ниже нуля (от 0 до 20°C). Температура в 5°C характеризует «знойный» марсианский полдень летом. На широте тропика среднегодовая температура составляет — 43°C, а минимальная — 90°C (и ниже). Как и на Земле, чем выше от поверхности Марса, тем холоднее. На определенной высоте замерзает даже углекислый газ атмосферы.

Даже количество спутников у планет сходно (Марс — Фобос, Деймос; Земля — Луна). У Марса сейчас имеется слабое магнитное поле, сила которого составляет около 2% от магнитного поля Земли с противоположной земной полярностью.

Взаимное положение Земли и Марса непрерывно меняется. Каждые 780 дней Марс находится в противостоянии с Землей. Его удаление от Земли (сближение) меняется от минимального (55 млн км) до максимального (102 млн км). Эти сближения называются противостояниями.

На Земле работает парниковый эффект. Полученное от Солнца тепло удерживается атмосферой за счет разницы атмосферного поглощения в видимой и дальней инфракрасной областях спектра солнечного излучения. На Марсе все происходит наоборот. Там работает антипарниковый эффект. Он вызван тем, что пылевые облака на Марсе непрозрачны для приходящего от Солнца излучения. Зато они прозрачны для того излучения, которое идет от поверхности планеты. Поэтому планета свое тепло отдает в космическое пространство (у нее нет теплицы в виде озонного слоя, как у Земли), а тепло от Солнца недополучает из-за сильной запыленности атмосферы. Поэтому и происходит выстуживание поверхности планеты. Конечно, когда нет пылевых бурь и атмосфера Марса чистая, ситуация в энергетическом плане более благоприятная.

На Земле мелкие частицы пыли достаточно быстро вымываются дождями. Но на Марсе дождей нет, поэтому атмосфере очиститься трудно. Ведь без дождя только под действием силы притяжения с высоты 10 километров такая частица размером в один микрометр (1мкм) будет падать в течение нескольких сотен марсианских суток.

По сравнению с Землей, по своей геологии и сейсмической активности, Марс является относительно спокойной планетой. Действительно, в этом плане Марс — очень тихая планета, можно сказать мертвая. А ведь на Марсе располагаются одни из самых больших вулканов Солнечной системы, правда, все они уже очень долгий период времени неактивны.

Какие же разработки по изучению «Красной планеты» планируются проводиться в будущем? Дальнейшее изучение Марса связано с двумя основными направлениями: продолжением исследования планеты космическими аппаратами и осуществление пилотируемого полёта на Марс (и возможной колонизацией в дальнейшем).

Пилотируемый полёт на Марс. Пилотируемый полёт на Марс — запланированный полёт человека на Марс с помощью пилотируемого космического корабля.

Разработка этой программы ведётся давно, ещё с 1950-х годов. В СССР рассматривались разные варианты космических кораблей для пилотируемого полёта на Марс. Сначала был разработан проект марсианского пилотируемого комплекса (МПК) со стартовой массой в 1630 тонн. Собрать его предполагалось на низкой околоземной орбите за 20-25 пусков ракеты-носителя Н-1. Возвращаемая часть МПК имела бы массу 15 тонн. Продолжительность экспедиции должна была быть 2,5 года. Затем последовала разработка тяжёлого межпланетного корабля (ТМК) в ОКБ-1 в отделе под руководством Михаила Тихонравова. Проектом занимались две группы инженеров: одной руководил Глеб Максимов, а второй — Константин Феоктистов.23 июня 1960 года ЦК КПСС был назначен день старта на 8 июня 1971 года с возвращением на Землю 10 июня 1974 года, но затем последовала «лунная гонка», во время которой закрыли проект полёта на Марс.

Пилотируемый полёт на Марс Роскосмос планирует осуществить после 2030 года. Такую дату в ноябре 2010 года назвал глава Роскосмоса Анатолий Перминов. В рамках национальной космической программы до 2015 года на Земле будет проводиться имитация марсианского полёта под названием «Марс-500».

Экс-президент США Джордж Уокер Буш в начале 2004 года представил для НАСА долгосрочный план, основной задачей которого были пилотируемые миссии на Луну и Марс, что положило начало программе «Созвездие». В рамках этой программы первым шагом должно было стать создание до 2010 года космического корабля «Орион», на котором космонавты могли бы полететь сначала на Луну, а потом на Марс. Далее, с 2024 года, по планам НАСА, должна появиться постоянно обитаемая лунная база, которая стала бы подготовкой для полёта на Марс, и возможное путешествие к Марсу могло бы состояться, по оценкам НАСА, в 2037 году.2 февраля 2010 года стало известно, что лунный пилотируемый полёт США из-за сокращения бюджета не состоится. Так как вследствие этого разработка необходимого космического корабля остановилась, то это затронуло и марсианскую пилотируемую миссию. Эти программы были не отложены, а полностью вычеркнуты без замены. Однако позже НАСА вернулось к пересмотру программы «Созвездие» и не исключает её возобновление [2].

Также в дальнейшем планируется колонизация Марса. Колонизация Марса — создание поселений людей на планете Марс. В качестве целей колонизации называют следующие:

) создание постоянной базы для научных исследований самого Марса и его спутников, в перспективе — для изучения пояса астероидов и дальних планет Солнечной Системы;

) промышленная добыча ценных полезных ископаемых;

) решение демографических проблем Земли;

)»Колыбель Человечества» на случай глобального катаклизма на самой Земле.

На текущий момент и ближайшее будущее, очевидно, актуальна только первая цель [2].

Способы терраформирования Марса.

Основные задачи.

) Повышение давления атмосферы до уровня, при котором вода могла бы существовать в жидком виде — необходимое условие для создания биосферы земного типа. Это также резко снизит опасность для людей, так как позволит отказаться от скафандров, заменив их на высотно-компенсационный костюм и кислородный аппарат (при имеющемся давлении на поверхности Марса в случае серьёзного повреждения оболочки скафандра или разгерметизации убежища у человека практически нет шансов на спасение).

) Повышение температуры в экваториальной части планеты до +10° — +20°С (с помощью парникового эффекта, созданного перфторуглеродными соединениями).

) Создание аналога озонового слоя для защиты от ультрафиолетового излучения.

) Создание биосферы.

) Усиление магнитного поля планеты.

) Создание и поддержание условий для работы терраформеров.

Способы

) Управляемое обрушение на поверхность Марса кометы, астероида из Главного пояса (например, Цереры) или одного из спутников Юпитера, с целью разогреть атмосферу и пополнить её водой и газами.

) Вывод на орбиту спутника Марса массивного тела, астероида из Главного пояса (например, Весты) с целью активации эффекта планетарного «динамо», и усиления собственного магнитного поля Марса.

) Изменение магнитного поля с помощью прокладки вокруг планеты кольца из проводника или сверхпроводника с подключением к мощному источнику энергии.

) Взрыв на полярных шапках нескольких ядерных бомб. Недостаток метода — возможное радиоактивное заражение выделенной воды.

) Помещение на орбиту Марса искусственных спутников, способных собирать и фокусировать солнечный свет на поверхность планеты для её разогрева.

) Колонизация поверхности архебактериями и другими экстремофилами в том числе генно-модифицированными, для выделения необходимых количеств парниковых газов или получения необходимых веществ в больших объёмах из уже имеющихся на планете. В апреле 2012 г. Германский центр авиации и космонавтики сделал доклад о том, что в лабораторных условиях симуляции атмосферы Марса (Mars Simulation Laboratory) некоторые виды лишайников и цианобактерии после 34 дней пребывания приспособились и показали возможность фотосинтеза.

Способы воздействия, связанные с выводом на орбиту или падением астероида требуют основательных расчётов, направленных на изучение подобного воздействия на планету, её орбиту, скорость вращения и многое другое.

Серьёзной проблемой на пути колонизации Марса является отсутствие магнитного поля, защищающего от солнечной радиации. Для полноценной жизни на Марсе без магнитного поля не обойтись.

Необходимо отметить, что практически все вышеперечисленные действия по терраформированию Марса на текущий момент являются не более чем «мысленными экспериментами», так как в большинстве своём не опираются на какие-либо существующие в реальности и хотя бы минимально проверенные технологии, а по приблизительным энергозатратам многократно превышают возможности современного человечества. Например, для создания давления, достаточного хотя бы для выращивания в открытом грунте, без герметизации, наиболее неприхотливых растений, требуется увеличить имеющуюся массу марсианской атмосферы в 5-10 раз, то есть доставить на Марс либо испарить с его поверхности массу порядка 1017 — 1018 кг. Нетрудно посчитать, что, например, для испарения такого количества воды потребуется приблизительно 2,251012ТДж, что более чем в 4500 раз превышает всё современное ежегодное энергопотребление на Земле [2].

марс магнитное поле солнечный

Список используемой литературы

1. Короновский Н.В. Общая геология. М.: МГУ, 2003.

2. Сайт http://ru. wikipedia.org <http://ru.wikipedia.org> статья «Планета Марс».

. Большая Советская Энциклопедия.3-е изд. Том 15.М., «Советская Энциклопедия», 1974.

. Кондрашов А.П. Справочник необходимых знаний. М., «РИПОЛ КЛАССИК», 2001.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *