Mars (bolygó)

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Mars A Mars csillagászati jele
A Mars
A Hubble űrtávcső által készített kép a Marsról
Felfedezése
Pályaadatok
Epocha: J2000
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[1]
Sziderikus keringési idő: 686,96 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°
Központi égitest: Nap
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
(24,622962 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 Phobosz és a Deimosz, 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.[2] Sok történet született a marslakókról. Legismertebb talán H. G. Wells: Világok harca című irodalmi műve. Jelen tudásunk szerint amennyiben van élet a Marson, az legfeljebb egyszerűbb élőlényekre, mikroorganizmusokra korlátozódik.

Fizikai tulajdonságai[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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 Antarktika 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.[3]

Légköre[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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[4]. 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°-nál magasabb szélességeken 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 levegőben szálló por miatt a marsi égboltnak a felszínről vörös színe van. A porrészecskék kb. 1.5 µm átmérőjűek[5].

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 fényelektromos jelenség 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).[6]

A Mars légköre középső rétegének hőmérséklete naponta két alkalommal megnövekszik. Az első alkalom a nappal közepe táján van, a másik nem sokkal éjfél után. A hőmérsékleti eltérés eléri a 32 kelvint. A Mars Reconnaissance Orbiter adatai alapján a jelenség egész évben jelentkezik, a Mars egész területén. Ezt a félnapos periódussal rendelkező jelenséget már az 1970-es években felfedezték, de akkoriban úgy gondolták, hogy az a napsugárzás hatására jön létre, ami felmelegíti a légkörben lévő port, tehát csak a porviharok idején számottevő mértékű, és nem egész évben.

Amerikai kutatók a NASA Mars Orbiter adataira támaszkodva a jelenség okát abban jelölték meg, hogy a Mars légkörében az év nagy részében jelen lévő, áttetsző jégfelhők részben elnyelik a felszín infravörös (=hő) sugárzását, és éjszaka visszasugározzák azt.[7]

Az ESA Mars Express mintegy évtizedes mérései alapján megállapították, hogy a Mars déli pólusa fölött télen háromféle ózonréteg is kialakul. Az ózonkoncentráció jellemzően kb. 300-szor kisebb, mint a Föld esetében, de ez helytől és időtől függően változik. A Mars Express SPICAM UV spektrométere két különálló ózonréteget mutatott ki az alacsonytól a közepes magasságig. Ez gyakorlatilag állandó, felszínközeli réteget jelent 30 km magasság alatt, és egy másik réteget, ami csak az északi félteke tavasza és nyara alatt van jelen, ennek magassága 30 és 60 km között van. Az utóbbi években a SPICAM mérései egy harmadik ózonréteget is kimutattak 40-60 km magasságban, télen, a déli pólus felett. Ennek nincs megfelelője az északi pólusnál.[8]

A metán sikertelen keresése[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A korábbi információkat a metán jelenlétéről a Marson 2013-ban megcáfolták a szonda mérései alapján. A metán jelenléte azért fontos, mert az élet lehetőségére is utalhatott volna, bár metán keletkezhet nem csak biológiai úton, hanem geológiai folyamatok során, meteorok légkörbe jutásakor, vagy UV-sugárzás hatására is. A metán hiánya nem jelenti az élet lehetőségének kizárását, mivel a Földön több mikróba ismert, amik nem állítanak elő metánt. A Curiosity 2012 októberétől 2013 júniusáig hat alkalommal vett mintát a Mars légköréből és egyik esetben sem mutatott ki metánt a Tunable Laser Spectrometer nevű műszerével (=hangolható lézerspektrométer), még nyomokban sem. A mérések alapján a Mars légkörében a metán mennyisége kevesebb mint 0,0013 ppm. Ez a korábbi becsléseknek körülbelül az 1/6-a. Ismereteink szerint nincs mód arra, hogy az esetleg légkörben lévő metán gyorsan lebomoljon, ehhez legalább több száz év szükséges. A Curiosity műszerének érzékenysége alapján a Mars légkörébe kerülő metán mennyisége legfeljebb évi 10-20 tonna lehet (a Föld légkörébe körülbelül 50 milliószor ennyi metán jut).[9]

Topográfiája[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Mars felszíne két jelentősen különböző részre tagolódik. Az Északi medence mely egyben az eddig ismert legnagyobb becsapódási kráter[10] 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 tengelye körüli forgás meghatározza, de a nullmeridiánt, a nullás hosszúsági kört nem. A Marson már 1840-ben a csillagászok kijelölték a nullmeridiánt, amit az 1960-as években pontosítottak a Mariner műhold felvételei alapján, és egy jól látható kráter, az Airy-0 kráter[11] a Sinus Meridianiban lett a nullmeridián.

Dátum és időszámítás[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A jelenlegi gyakorlat az, hogy a Marson leszálló űrhajók a saját, ún. „küldetésidő”-t használják (Mission Time), amit a leszállás előtti éjféltől, nullával indítanak. Így a NASA által a Marsra küldött és a felszínen tevékenykedő összes űrjármű más időt használ. A Mars tengely körüli forgásának ideje, tehát a szoláris nap hossza 24 óra 39 perc 35,244 másodperc. 1976, a Viking Lander leszállása óta ezt a helyi napot, a solt 24 részre osztják fel. Ennek praktikus okai vannak: a napelemtáblák működéséhez napfényre van szükség, ennek kihasználásához ismerni kell a helyi időt (például hogy mikor kel fel, vagy mikor delel a Nap), továbbá a fényképezőgépek és tévékamerák működtetéséhez is fényre van szükség. [12]

Az év akkor kezdődik, amikor a Nap pontosan a marsi egyenlítőt metszve észak felé halad (a Marsról nézve).[13]

A Mars holdjai[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Marsnak két holdja van: a Phobosz és a Deimosz. Mindkettő kötött keringésű, vagyis mindig ugyanazt az oldalukat mutatják a Mars felé. Kis méretük és erősen elnyúlt pályájuk alapján valószínűleg két befogott aszteroidáról van szó.

Mivel a Phobosz gyorsabban kering a Mars körül, mint ahogy a bolygó megfordul a saját tengelye körül, az árapályerők lassan de állandóan csökkentik a pályasugarát, emiatt a Phobosz 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 Deimosz elég távol van, ezért a pályája egyre növekszik.

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
Phobosz 22,2 (27 × 21,6 × 18,8) 1,08•1016 9378 7,66 óra
Deimosz 12,6 (10 × 12 × 16) 2•1015 23 400 30,35 óra

A Mars felfedezése[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

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.

Magyar vonatkozások[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Kármán Tódorról (Von Kármán) krátert neveztek el a Marson.[14] Planetografikus koordinátái: szélesség: 64°21'48" S, hosszúság: 58°30'8" W. Átmérője: 90,29 km. Ezen kívül még öt kráter található a Marson, amelyek magyarországi településekről kapták a nevüket (zárójelben a kráter átmérője): Bak-kráter (3,13 km),[15] Eger-kráter (12,25 km),[16] Igal-kráter (8,83 km),[17] Kalocsa-kráter (34,15 km),[18] Paks-kráter (6,9 km).[19] Ezek mellett magyar vonatkozású még például a Pál-kráter (71,21 km), amelyet George Pál filmrendezőről neveztek el.[20]

Vegyes[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Föld nagyjából 26 havonta van Marsközelben, mintegy 80 millió kilométeres távolságra, azonban ez az elliptikus keringési pályák miatt változik. Ennyi időnként van lehetőség a Mars felé űrhajót indítani a minimális üzemanyag-felhasználású Hohmann-pályán. Az űrhajó megérkezésekor a Mars éppen Földtávolban lesz.[21]

2003. augusztus 27-én 9:51-kor (UTC) volt a legközelebb a Mars a Földhöz 60 000 év óta: körülbelül 55 758 000 kilométerre.

1996. augusztus 6-án jelentette be a NASA, hogy az ALH 84001 marsi meteorit szerves anyagot tartalmaz olyan alakban, amely földi baktériumokhoz hasonlít, csak azoknál kisebb. Jelenleg is vitatják, hogy ezek valóban élő szervezetek voltak-e.[22]

2008. január 22-én egy marsjáró robot olyan sziklaképződmény képét küldte a földre, amely egy jetihez vagy majomszerű lényhez hasonlít. A bulvársajtónak köszönhetően ez megmozgatta a sci-fi rajongók fantáziáját.[23]

A vékony légkör miatt a felszínt erős kozmikus sugárzás és ismeretlen erősségű ultraibolya sugárzás éri. Ennek csökkentését, valamint a hőmérséklet emelését egyes javaslatok szerint üvegházhatású gázokkal (metánnal és kéjgázzal), baktériumokkal, algákkal és zuzmókkal, majd speciális fenyőkkel gondolják elérni.

A heves porviharoknak köszönhetően sztatikus feltöltődés és ennek következtében elektromos kisülések, azaz villámok jönnek létre.[24]

Galéria[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Kapcsolódó témakörök[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Jegyzetek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  1. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html
  2. The Map Room Life on Mars
  3. hirek.csillagaszat.hu
  4. Mars Fact Sheet, 2004. szeptember 1., National Space Science Data Center, NASA
  5. Lemmon et al.: Atmospheric Imaging Results from the Mars Exploration Rovers: Spirit and Opportunity
  6. Nadine Barlow: Mars - An Introduction to its interior, surface and atmosphere, Cambridge University Press, 2008, ISBN 978-0-521-85226-5
  7. Mars Water-Ice Clouds Are Key to Odd Thermal Rhythm 2013-06-12
  8. A seasonal ozone layer over the Martian south pole 2013-09-29
  9. NASA Curiosity Rover Detects No Methane On Mars 2013-09-22
  10. Solar system's biggest impact scar discovered. (Hozzáférés: 2010. augusztus 8.)
  11. Az Airy-0 krátert George Biddell Airy brit csillagász iránti tiszteletből nevezték el.
  12. Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock
  13. How Do You Tell Time On Mars?
  14. Planetary Names, Von Kármán
  15. Planetary Names, Bak
  16. Planetary Names, Eger
  17. Planetary Names, Igal
  18. Planetary Names, Kalocsa
  19. Planetary Names, Paks
  20. Planetary Names, Pál
  21. http://www2.jpl.nasa.gov/basics/bsf4-1.html Chapter 4. Interplanetary Trajectories: Earth to Mars via Least Energy Orbit
  22. Magyar Virtuális Enciklopédia – Élet a marson?
  23. Does this show there's life on Mars? - The Times
  24. http://astronomynow.com/090623FirstdirectevidenceoflightningonMars.html First direct evidence of lightning on Mars BY DR EMILY BALDWIN, ASTRONOMY NOW, 23 June, 2009

További információk[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Commons
A Wikimédia Commons tartalmaz Mars (bolygó) témájú médiaállományokat.
Marsi porördög. A Mars Global Surveyor fényképén a hosszú sötét csíkot forgószél hozta létre. Maga a porördög (a fekete folt) éppen egy kráter falán kúszik fel. A kráter alján homokdűnék is láthatóak.

Térképi források[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]