Marsas

Marsas — išorinė planeta, esanti arčiausiai Žemės. Jam skiriama itin daug dėmesio. Šio amžiaus pradžioje daugelis astronomų buvo įsitikinę, kad Marse yra išsivysčiusi civilizacija. Dabar šis mitas sugriautas. Marsiečių nėra, ir spėjama, kad aukščiausia gyvybės forma, kuri įmanoma šioje planetoje, tėra labai primityvi organinė medžiaga. Bet veikiausiai ši planeta išvis negyva. Nepaisant to, iš visų planetų Marsas panašiausias į Žemę ir būtent jis turėtų būti pirmas pilotuojamų ekspedicijų tikslas po Mėnulio.

Žiūrint pro teleskopą, Marsas panašus į rausvą skritulį su baltomis ašigalių kepurėmis ir tamsiais reljefiniais dariniais, kurie iš esmės nekinta. Jo vidutinis nuotolis nuo Saulės 228 milijonai kilometrų. Marsas apsisuka aplink Saulę per 687 Žemės paras, o Marso para — 24 h 37 min. Negana to, Marso ašies posvyris į orbitos plokštumą tik truputį didesnis negu Žemės, taigi čia vyksta tokia pat metų laikų kaita, tik kiekvienas sezonas dvigubai ilgesnis negu Žemėje. Kaip ir Žemės, Marso pietų ašigalis perihelyje (aržiausiame prie Saulės orbitos taške) atsisuka į Saulę; Marso klimatui šis reiškinys turi didesnę įtaką negu Žemės orams, nes Marsas turi labiau ištęstą orbita. Dėl to pietų pusrutulyje, palyginti su šiaurės pusrutuliu, ryškesni klimato kontrastai: vasaros karštos ir trumpos, žiemos ilgesnės ir šaltesnės. Ties Marso pusiauju vasaros vidurdienį temperatūra gali pakilti iki 16 C ir aukščiau. Naktys labai šaltos, nes plona atmosfera negali sulaikyti šilumos. Tačiau Marsas nėra visai sustingusi nuo šalčio planeta.

Marso atmosfera

Marso vidutinis tankis mažesnis negu Žemės, skersmuo daug trumpesnis (6794 km), dėl to pabėgimo greitis (kurį įgijęs kūnas įveikia planetos trauką) irgi yra mažas — 5 km/s. Todėl tokia plona ir reta Marso atmosfera. Jos svarbiausias sandas yra anglies dvideginis (95%); slėgis prie paviršiaus nesiekia nė 10 milibarų (1000 Fa). Jokia žemiška būtybė negalėtų čia egzistuoti be specialios apsaugos.

Marsas savo paviršiuje neturi skysto vandens, tačiau baltos jo ašigalių kepurės veikiausiai sudarytos iš vandens ledo su tam tikra sušalusio anglies dvideginio (sauso ledo) priemaiša. Ašigalių kepurių dydis kinta priklausomai nuo metų laikų; kai kepurės didžiausios, jas galima pamatyti pro nedidelį teleskopą.

Dariniai senuosiuose Marso žemėlapiuose

Marsas pirmą kartą buvo nupieštas 1659 m. nupiešė olandų astronomo Kristiano Heigenso (1629—95) (JA). Jame matoma V raidės pavidalo tamsi sritis. Iš tikrųjų tai yra mažesnis darinys, dabar vadinamas Didžiojo Sirto lyguma. Vėliau stebėtojai naudojo didesnius teleskopus ir jų sudarytuose marsalapiuose detalių daugiau. Pirmieji patikimi marsalapiai buvo sudaryti XIX a. II pusėje. Šiuolaikinių teleskopinių Marso stebėjimų epochą 1877 m. pradėjo Džovanis Skiaparelis (1835—1910). Marsas tuomet buvo labai palankioje padėtyje — perihelis sutapo su opozicija.

Stebėdamas Milane, Skiaparelis sudarė marsalapį , kuris pranoko visus ankstesniuosius. Jame astronomas nubrėžė tiesias, panašias į dirbtines linijas ir pavadino jas „canali”. Nuo tol jos ir vadinamos Marso kanalais. Tučtuojau buvo iškelta hipotezė, kad tai yra dirbtiniai vandens kanalai, kuriuos iškasė planetos gyventojai, sukūrę didžiulę drėkinimo sistemą. Pagal šią intriguojančią hipotezę vanduo buvo imamas iš ledinių ašigalių kepurių ir siurbiamas į sausringus pusiaujo rajonus. Ten, kur kanalai kerta vienas kitą, marsalapyje matomos nedidelės dėmelės, pavadintos oazėmis; manyta, kad tai tankiausiai apgyvendintos Marso vietos. Pats Skiaparelis marsiečių hipotezės atžvilgiu buvo santūrus. Bet amerikietis Persivalis Lovelis (1855—1916), Lovelio observatorijos Flagstafe (Arizona, JAV) įkūrėjas, buvo įsitikinęs, kad Marsas turi labai išsivysčiusią civilizaciją.

Marso paviršius

Nustačius, kad tamsios Marso paviršiaus dėmės negali būti jūros, kilo mintis, jog tai yra augmenijos plotai žemumose. Taip manyta iki „Marine-rio-4″ skrydžio. Šis kosminis aparatas buvo paleistas 1964 m. ir pirmąkart sėkmingai nuskriejo į Marsą. Paaiškėjo, kad tamsios sritys — tai ne įdubos. Dalis jų, taip pat ir Didysis Sirtas, yra didingos plokštikalnės su šlaitais iš visų pusių. Marsas yra padengtas raudonos ochros spalvos. Šios sritys vadinamos dykumomis. Planetos atmosferoje pučia vėjai, dažnos dulkių audros.

Kosminiai aparatai „Vikingai” pateikė duomenų, kad kažkada Marsas turėjo daug vandens. Chrisės rajoną kerta vingiuoti dariniai, panašus į išdžiūvusias upių vagas. Čia yra ir pirminių uolienų „salų”; jos turi pasroviui nutįsusias uodegas. Beje, vėliau buvo iškelta hipotezė, kad mįslinguosius Marso kanalus išrausė išsilydžiusi lava, kažkada tekėjusi Marso paviršiumi.

Marso panorama

Marsas yra panašaus amžiaus kaip ir  Žemė (apie 4,7 milijardo metų), bet jo tūris ir masė yra tiek daug mažesni, kad jis evoliucionavo sparčiau. Tai skiepijo mintį, kad paviršiaus dariniai yra stipriai suirę, paveikti erozijos, kadangi planeta turi atmosferą, nors ir ploną, bet vis vien jos negalima nepaisyti.

Įdomu grįžti į praeitį ir prisiminti, kaip Marsas buvo vaizduojamas iki 1965 m., kai pirmasis sėkmingai veikęs zondas „Marineris-4″ atsiuntė duomenis iš Marso apylinkių. Manyta, kad tamsios sritys yra įdubos, galbūt senų jūrų dugnas, o šviesūs rajonai — Elados arba Argyro lygumos yra plynaukštės. Taip pat tikėtasi, jog paviršiaus reljefas lygus—be aukštų kalnų ir gilių slėnių. Iš tikrųjų viskas kitaip. Jau pirmosios „Marinerio-4″ nuotraukos parodė, kad Marsas turi kraterių, o stočiai priartėjus prie planetos ir perdavus aiškesnes nuotraukas, galutinai paaiškėjo paviršiaus reljefo pobūdis. Užuot buvęs lygus, Marsas pasirodė esąs labai gruoblėtas. Vien „Marineris-4″ parodė, kad įvairios planetos vietos smarkiai skiriasi. Marso paviršius kur kas įvairesnis negu Mėnulio. Taip pat paaiškėjo, kad Marso atmosfera yra retesnė negu anksčiau manyta, ir spėliojimams apie augaliją Marso jūrų dugne nebeliko pagrindo.

1969 m. „Marineris-6″ ir „Marineris-7″ pateikė gan panašų Marso paveikslą; paaiškėjo, kad čia yra kraterių išmargintų plotų ir kitokių sričių, kurios buvo apibūdintos kaip „chaotiškos”, t. y. be kokio nors būdingo rašto. Tobulėjančios stočių technikos dėka gautos kur kas aiškesnės negu „Marinerio” nuotraukos, per 4 metus sužinota daug naujo.

 „Marinerio” atradimai

Ypač daug naujo Marse 1971 m. atrado „Marineris-9″ — itin sėkmingai veikusi kosminė stotis, sugebėjusi kompensuoti net savo pirmtako „Marinerio-8″ nesėkmę. Priartėjęs prie Marso ir nufotografavęs abu jo palydovus, „Marineris-9″ turėjo laukti, kol nurims dulkių audra. Atrodė, kad dulkės beveik siekia Olimpo ir Arsijos kalnų viršūnes, aukštesnes nei 20 km. Atmosferai praskaidrėjus, paaiškėjo, jog tai milžiniški vulkanai; hipotezes apie Marso paviršiaus pobūdį vėl teko koreguoti. Nedaugelis astronomų tikėjosi rasti Marse panašius kaip Žemėje vulkanus, bet panašumas tarp Olimpo bei Arsijos kalnų ir Havajų vulkanų Žemėje buvo akivaizdus. Skyrėsi tik šių darinių mastai. Aukščio skirtumas Marse buvo matuojamas dviem būdais: radaru ir pagal anglies dvideginio sluoksnio tankį virš skirtingų vietų. Nustatyta, kad Marsas turi vulkanus triskart aukštesnius už Havajų vulkanus, o kadangi Marsas gerokai mažesnis už Žemę, santykinai jie atrodo dar aukštesni.

Ankstesnieji „Marineriai” vulkanų nepastebėjo dėl dviejų priežasčių. Visų pirma, fotografuota buvo labai trumpai. „Marineris-4″, „Marineris-6″ ir „Marineris-7″ tik vieną kartą praskriejo pro Marsą ir liko amžinai suktis aplink Saulę. Tuo tarpu „Marineris 9″ ir abu „Vikingai” įskriejo į orbitą aplink Marsą ir galėjo siųsti duomenis tol, kol baigėsi energijos ištekliai. Antra, buvo žymiai patobulintas vaizdų „valymas” ESM, tapo įmanoma elektroniniu būdu paspartinti šį procesą.

Paviršiaus fotografavimas

Mūsų žinias apie Marso paviršių iš esrnės pakeitė „Marineris-9″ ir „Vikingai”; šių stočių sukaupta informacija buvo analizuojama kelis metus. Labiausiai nustebino darinių įvairovė skirtingose planetos vietose, tankiai krateriais nusėtus rajonus keičia lygumos; greta milžiniškų vulkanų yra darinių, primenančių drėkinimo kanalus ir gilius baseinus, kaip antai Elada arba Argyras. Ties pusiauju giliai į planetos kūną įsirėžęs Marinerio slėnis su daugybe kanjonų juosia beveik trečdalį Marso. Vietomis kanjonų šlaitus darko milžiniškos nuošliaužos; kitur dėl paviršiaus erozijos susidarė sudėtingos šakotų griovų sistemos. Dar kitose vietose vyrauja sprūdžiai.

Pakeitus „Vikingo-1″ orbitinės sekcijos trajektoriją taip, kad iš jos būtų galima apžvelgti visą planetą, vandens garų ir temperatūros matuokliai padarė dar vieną atradimą. Buvo nustatyta, kad šiaurės ašigalio baltos kepurės svarbiausias sandas yra įprastas vandens ledas, o ne sausas ledas (sušalęs CO2), kaip anksčiau manyta. Kai kuriose vietose ledo sluoksnis gali būti 100—1000 m storio. Nuotraukos rodo, kad ledas užpildo ir kai kuriuos kraterius.

Didelius planetos plotus yra paveikę vulkaniniai procesai ir vandens erozija. Marsas savo geologinėje praeityje, kada atmosfera buvo daug tankesnė negu dabar, smarkių lietų srautais galėjo užpildyti baseinų įdubas, išplauti vagas per uolas ir dykumas. Dalis tokių kalnų galėjo atsirasti dėl terminių reiškinių. Kita hipotezė teigia, kad upių vagas išgraužė išsilydžiusios lavos srautai.

Marso palydovai

1877 m. Asafas Holis (1829—1907) pro Vašingtono observatorijos (JAV) 66 cm skersmens refraktorių atrado du Marso palydovus; vėliau jie buvo pavadinti Fobu ir Deimu. Palyginti su Mėnuliu, abu jie itin maži. Palydovai spindi labai blyškiai, dėl to, nepaisant daugelio mėginimų juos aptikti, tai padaryti pavyko tik 1877 m.

Pro teleskopą Fobas ir Deimas atrodo kaip maži, į žvaigždes panašūs taškai; prieš prasidedant kosminiams skrydžiams, didelį susidomėjimą kėlė neįprastos jų orbitos. Fobas skrieja aplink Marsą, nutolęs vidutiniškai 9380 km nuo planetos centro, taigi atstumas tarp Fobo ir Marso paviršiaus yra maždaug toks pat, kaip tarp Londono ir Adeno. Fobo skriejimo aplink Marsą periodas 7 h 39 min. Kadangi Marso sukimosi apie ašį periodas 24 h 37 min, Fobo mėnuo trumpesnis negu Marso diena. Marso danguje Fobas pateka vakaruose ir leidžiasi rytuose. Virš horizonto jis išbūna lik 4,5 h; per tą laiką praeina daugiau kaip pusė jo fazių ciklo. Nuo vieno Fobo patekėjimo iki kito praeina truputį daugiau kaip 11 h. Regimasis Fobo skersmuo niekada neviršija 12,3′, t. y. jis mažesnis negu pusė iš Žemės matomo Mėnulio skersmens. Šviesos kiekis, kuris atsispindėjęs nuo Fobo krinta į Marso paviršių, maždaug toks, kokį Žemei atsiunčia Venera. Per metus Fobas 1300 kartų kerta Saulės skritulį, nuo vieno jo krašto iki kito pereidamas per 19 s.

Netgi būdamas aukščiau Marso horizonto, Fobas ilgai skendi planetos šešėlyje, o didesnėse negu 69° platumose jis išvis nepateka. Fobo orbita beveik apskrita, į Marso pusiaujo plokštumą pasvirusi daugiau kaip 1°.

Deimas — mažesnis ir skrieja labiau nutolęs (23 500 km) nuo Marso centro negu Fobas; Marsas yra apskriejamas per 30 h 14 min, virš Marso horizonto išbūna 2,5 paros. Nuo jo į Marso paviršių krinta mažiau šviesos, negu Sirijus atsiunčia Žemei. Marse esantis stebėtojas vargiai galėtų įžiūrėti Deimo fazes. Deimo skersmuo maždaug 12 km.

Dėl Marso palydovų kilmės tebesiginčijama. Tai gali būti asteroidai, iš asteroidų žiedo patekę į Marso traukos lauką. 1945 m. nustatyta, kad Fobas po truputį spirale artėja prie Marso ir kada nors nukris į planetą. Manyta, kad Fobą stabdo labai reta Marso atmosfera. Tokiu atveju Fobo masė turėtų būti labai maža, o iš to būtų galima daryti išvadą, kad Fobas, ko gero, yra marsiečių įrengta tuščiavidurė kosminė stotis. Tokią hipotezę pateikė žymus tarybinis astronomas Josifas Šklovskis (1916—85). Hipotezė platesnio pripažinimo nesusilaukė; kosminiai skrydžiai į Marsą ją galutinai paneigė.

„Marinerio-9″ atradimai

Pirmąją tikslią informaciją apie Marso palydovus perdavė „Marineris-9″, kuris priartėjo prie Marso 1971 m. pabaigoje ir tapo jo dirbtiniu palydovu. Artėdamas prie Marso, „Marineris-9″ nufotografavo Fobą ir Deimą. Paaiškėjo, kad abu jie yra netaisyklingos formos. Fobas primena milžinišką bulvę, kurios matmenys 28X18 km; jo paviršius nusėtas kraterių, kurių didžiausias yra 6,5 km skersmens ir vadinamas Stikni vardu. Fobo žemėlapyje pažymėta daugiau kaip 50 darinių, iš kurių 7 turi oficialius pavadinimus: tai Rošo, Vendelio, Todo, Šarplso, D’Arešto, Stikni krateriai ir Keplerio kalnagūbris. Reljefas nelygus — aukščio skirtumas siekia 20% Fobo spindulio. Fobas sukasi sinchroniškai, atsisukęs į Marsą ta pačia puse; į Marsą nukreipta ilgoji Fobo ašis.

Paslaptingi krateriai

Fobo kraterių kilmė kol kas tiksliai nenustatyta. Buvo pasiūlyta meteoritų smūgių hipotezė. Japonų astronomo S. Mijamotos nuomone, krateriai yra įgriuvos, atsiradusios Fobui vėstant. Laikantis smūgių hipotezės, reikėtų pripažinti, kad Fobas yra smarkiai nukentėjęs: Stikni kraterio skersmuo beveik prilygsta ketvirtadaliui Fobo skersmens.

„Vikingo-2″ orbitinis modulis 1976 m. rugsėjo mėn. praskriejo 880 km. nuotoliu nuo Fobo ir nufotografavo 40 m dydžio paviršiaus darinius. Jų pobūdis leidžia manyti, kad Fobas panašus į kietą uolą; pagrindinė medžiaga, iš kurios jis sudarytas,— bazaltai. Pabėgimo nuo Fobo greitis lygus vos 20 km/h, jame neaptikta jokių atmosferos pėdsakų. Mažasis palydovas, kaip ir tikėtasi, nusėtas kraterių; staigmena buvo keisti rėžiai ir mažų kraterių virtinės. Panašios kraterių virtinės turi Mėnulis, Marsas ir Merkurijus, taip pat yra antrinių kraterių, susidariusių po smarkių smūgių, tačiau ne taip paprasta paaiškinti, kodėl atsiranda antriniai krateriai mažame kūne, kurio trauka labai silpna.

KOMENTUOKITE, DALINKITĖS, TAPKITE SEKĖJAIS!!!