Prindi

PLANEET MARSS

Põhiandmed
            Orbiit
                        Suur pooltelg 227,9 mln km (1,52 aü)
                        Ekstsentrilisus 0,0934
                        Nurk ekliptikaga 1,850
                        Tiirlemisperiood 687,0 päeva
            Füüsilised parameetrid
                        Raadius 3390 km (0,53 Maa raadiust)
                        Mass 6,4•1023 kg (0,11 Maa massist)
                        Keskmine tihedus 3930 kg/m3
                        Normaalkiirendus 3,7 m/s2 (0,38 Maa väärtusest)
                        Telje kalle ~25,20
                        Pöörlemisperiood 24 h 37m
                        Pinnatemperatuur
                                    Minimaalne -145 0C
                                    Maksimaalne 35 0C
                        Atmosfäär
                                    Mass 2,5•1016 kg (0,49 % Maa atmosfääri massi)
                                    Rõhk pinnal 0,004 – 0,009 atm
                                    Keemiline koostis

                                                            96,0 % CO2
                                                            1,9 % Ar
                                                            1,9 % N2
                                                            CO2, H2O jms

Mars on Päikeselt neljas ja viimane Maa-tüüpi planeet. Suuruse poolest ta on kolmandal kohal, Merkuuri ja Veenuse vahel. Keskmine raadius on ca pool ja mass ca 1/10 Maa omast. Nagu Maalgi, Marsil on atmosfäär ja kaaslased, aga erinevalt Maast, puudub Marsil globaalne magnetväli.

2015-01-Mars-140404-mars4 b46f839d525428bedce5bef77e911bb5
Marss. Illustratsioon: NBCNews 2015, http://www.nbcnews.com kaudu.


Nagu teisedki Maa-tüübi planeedid, Marss oli avastatud muinasajal. Kuna ta läheneb perioodiliselt Maale kauguseni ca 60 mln km (või veelgi vähem), oma heleduse poolest ta on planeetidest kolmas näiva minimaalne tähesuurusega -2,91m (esimesel kohal on Veenus, teisel kohal on Jupiter tänu oma mõõdule, aga viimane on Marsist vaid veidi heledam). Erinevalt Veenusest ja Merkuurist, Marss on väline planeet (ta on Päikeselt kaugem kui Maa) ja võib olla nähtav taevas terve öö jooksul.

Marsi orbiit on suhteliselt suure ekstsentrilisusega, seetõttu tema maksimaalne (afeel) ja minimaalne (periheel) kaugus Päikeselt erinevad ca 20 % võrra. Sellepärast Päikeselt saadud kiirgusenergia hulk on periheelis (kui suvi on lõunapoolkeral) ca 40 % võrra suurem, kui afeelis, seega suvi lõunapoolkeral on tunduvalt soojem, kui põhjapoolkeral. Samal põhjusel kaugus Marsi ja Maa vahel opositsioonis (kui Päike, Maa ja Marss on lähedased ühele sirgele) kõigub ca 2 korda: minimaalne kaugus on ca 55 mln km, maksimaalne aga ca 105 mln km. Keskmine aeg järgnevate opositsioonide vahel (sünoodiline periood) on ca 780 päeva, ehk veidi üle 2 aasta. Samas, nagu kõikidel planeetidel, orbiidi ekstsentrilisus on ajas aeglaselt muutuv (teiste planeetide gravitatsiooniliste häirituste mõjul) parameeter. Selle muutmise ajaskaala pikkus on suurusjärguliselt 100 tuhat aastat.

2014-11-30-Merkuur-2-Maatyypi-planeedid.jpg
Maa-tüüpi planeedid: Merkuur, Veenus, Maa, Marss. Illustratsioon http://www.wpclipart.com kaudu.

 

Marsi pöörlemistelje nurk tema orbitaaltasandiga on ca 25,20, mis on väga lähedane vastava Maa väärtusele (ca 23,40). Sel põhjusel toimub Marsil aastaaegade vahetus, nii nagu Maalgi. Marsi tiirlemisperiood on ca 2 aastat, pöörlemisperiood on 24h37m, ehk vaid umbes poole tunni pikem, kui Maa oma. Marsi maandurite operaatorid nimetavad Marsi ööpäeva „sol“-iks, see periood kasutatakse maandurite operatsioonide planeerimisel: operaatorite meeskonnad peavad elama Marsi aja järgi, kuna operatsioonid maanduritega on seotud ööpäeva režiimiga planeedil.


2015-01-Mars-marsstructure
Marsi sisemine struktuur. Illustratsioon http://www.welcometospaceblog.com kaudu.


Marsi sisemine struktuur on sarnane teiste Maa-tüüpi planeetide omaga. Keskosas on metallidest (peamiselt rauast ja niklist) koosnev tuum suure (ca 16 %) väävli sisaldusega. Kuna Marss on moodustunud suuremal kaugusel Päikesest, kus protoplanetaarketas oli rikastatud kergete elementidega, nende sisaldus tuumas on suurem, kui Maa tuumas. Tuum on eeldatavasti kas tahke või osaliselt sulatud, ta on ümbritsetud vahevööga. Vahevöö on ka tahke ja koosneb silikaatidest, selle põhielementideks on hapnik, räni, magneesium. Vahevöö aktiivsusest minevikus on tingitud Marsi maastiku kõige märkamisväärsemad detailid, aga praeguseks ajaks vahevöö aktiivsus on sumbunud. Vahevöö on kaetud koorega, mille paksus on keskmiselt ca 50 km. Erinevalt Maast, Marsi koor ei koosne laamadest ja ei näita laamade tektoonika tunnuseid. Samas eeldatakse, et see mehhanism toimis ca 4 mlrd aastat tagasi.

Umbes kaks kolmandikku Marsi pinnast moodustavad heledad alad – mandrid, ülejäänud kolmandik on nn mered. Marsi poolkerad ei ole sümmeetrilised: mered on kontsentreeritud lõunapoolkeras 100 ja 400 laiuskraadide vahele. Põhjapoolkeras on vaid kaks merd. Vanasti eeldati, et Marsi mered on kaetud taimestikuga, nüüd arvatakse, et nendest regioonidest tuuled puhuvad tolmu välja (vastava reljeefi tõttu). Lõunapoolkera kõrgus keskmise nivoo suhtes on ca 1 – 2 km, ta on suure kraatrite arvuga ja sarnaneb Kuu mandritega. Suur kraatrite arv viitab suurele vanusele, ca 3 – 4 mlrd. a. Põhjapoolkera on madalam, kraatrite arv on väiksem, selles on ulatuslikud vulkaanilised lagendikud, mis on eeldatavasti kunagi olnud uputatud laavaga. Siin asuvad ka hiiglaslikud vulkaanid. Üks neist, Olympus Mons, on Päikesesüsteemi suurim mägi: tema kõrgus ületab 25 km, ja tema aluse läbimõõt ületab 500 km. Nii suur kõrgus on võimalik tänu väiksemale, võrreldes Maaga, raskuskiirendusele. Põhjapoolkeras asuvad ka Päikesesüsteemi suurimad kanjonid (Valles Mariner). Poolkerade asümmeetria põhjus ei ole selge. On hüpoteese, et laamade tektoonika epohhis kõik laamad on koondunud ühesse poolkera ja jäid sinna. Teiste hüpoteeside järgi, evolutsiooni varasemates etappides Marss on kokku põrkunud väiksema (umbes Pluuto suurusega) planeediga. Poolkerade piir on kaootilise reljeefiga, selles on palju murde ja sügava erosiooni märke.

2015-01-14-MOLAmercatorlabel
Marsi kõrguste kaart. Illustratsioon: California State University, 2009, http://www.csulb.edu/depts/geography/mars kaudu.


Marsi pinnal on avastatud palju vee-erosiooni märke, nende hulgas rohked kuivad jõesängid. Nende kujust saab järeldada, et jõed eksisteerisid Marsil pikkade geoloogiliste perioodide vältel. Kulgurite abil Marsi pinnal leiti vedela vee olemasolul tekkivaid mineraale. Uurimused orbitaalsete sondide abil lubavad väita, et ka tänapäeval Marsil on suhteliselt palju vett (suurusjärguliselt mitu protsenti Maa hüdrosfääri massist), aga see on koondatud nn krüosfääri – s.o pinnaalused jääd (igikelts). Eriti palju vett on polaaraladel. Praeguste ettekujutuste järgi Marsi evolutsiooni kohta, ca 2,5 – 3,5 mlrd aastat tagasi planeedil olid mered ja ookeanid (sügavusega kuni 1 km ja oma suuruse poolest võrreldatavad Maa ookeanidega). Tol ajal planeedi atmosfäär oli tunduvalt paksem, kui praegu: pinnarõhk oli suurem, kui 1 atm, ja tänasest kõrgem pinnatemperatuur (tänu kasvuhoone efektile). Ca 1 – 2,5 mlrd aastat tagasi Marsi kliima muutus suurel määral, selle põhjuseks võib olla kas vulkaaniline aktiivsus või orbiidi muutused.

Planeedi polaarsetel aladel on alalised polaarmütsid, mille suurus muutub sõltuvalt aastaaegadest. Nende läbimõõt suvel ei vähene alla mitusada kilomeetrit, talvel aga ulatub kuni 500 laiuskraadi. Mütsid koosnevad kahest komponendist: massiivsem veejääst pidev komponent ja hooajaline komponent süsihapejääst. Veejääst komponent on paksusega kuni mitu kilomeetrit, selle mass on võrreldatav Gröönimaa jääde massiga. Süsihapejää mass polaarmütsides on kuni 30 % atmosfääri kogumassist. Suvel, kui algab süsihapejää sublimatsioon, suured gaasikogud sattuvad atmosfääri, ja ilmuvad tugevad õhuvoolud (tuuled) polaarsetest aladest ekvaatori suunas. Tuule kiirus on mitusada km/s, tuuled haaravad kaasa suured tolmu- ja veeaurukogumid.

 

2015-01-hills2 spirit
Marsi maastikupilt, tehtud 2003 a. „Spirit“ kulguri poolt. Foto http://www.nasa.gov kaudu.


Marsi krunt on suure ränidioksiidi sisaldusega (ca 20 – 25 %) ja rauaoksiidide hüdraatidega (ca 15 %), mis annavad sellele punakat värvi. NASA sond „Phoeniks“, mis maandus 2008. a. põhjapooluse juures, avastas krundis veejääd.

Marsi atmosfäär koosneb enamasti süsihapegaasist. Teised gaasid on lämmastik ja argoon, aga nende sisaldus on vaid mõned protsendid. Atmosfääri rõhk keskmisel pinnatasandil on 160 korda väiksem, kui merepinnal Maal. Temperatuur kõigub ca -150 0C poolustel kuni ca +20 0C ekvaatoril keskpäeval (öösel temperatuur langeb ca -80 kraadini). Keskmine temperatuur on ca -50 0C. Rõhk muutub kõrgusega: kõrgeimate mägede tippudes rõhk on vaid mitukümmend protsenti keskmisest. Atmosfäär koosneb järgmistest kihtidest: 1) alumine ja suhteliselt soe koht, kus on palju tolmu pinnalt; 2) keskmine kiht, kus esinevad nn jugavoolud, analoogilised Maa atmosfääri omadega; 3) termosfäär, mis on väga hõre, aga kuum tänu Päikese kiirgusele; 4) eksosfäär. Maandurite piltidel omab taevas punakat värvi tänu tolmuosakestele, mida tõstavad pinnalt õhuvoolud. Kui Mars on periheelis ja Päikeselt saadud energiavoog kasvab, sageli toimuvad tolmutormid, mis vähendavad läbipaistvust suurel määral ja tänu millele atmosfääri temperatuur kasvab. Afeelis suureneb jääkristallidest koosnevate pilvede arv. Pilved tekkivad ka kõrgeimate vulkaanide kohal, teatud aegadel ümber põhjapooluse ilmub suur toorikujuline pilv. Sageli moodustuvad nn tolmukeerised (ingl dust devil) – tornaadokujulised tormid läbimõõduga kuni mitusada meetrit – mis haaravad kaasa tolmu ja eksisteerivad kuni kümneid minutit.

Marsil puudub dipoolne magnetväli. Samas, on avastatud lokaalsed nõrgad magnetväljad, nende tugevused erinevates kohtades kõiguvad mitu korda. Lokaalsete väljade konfiguratsioon lubab eeldada, et minevikus (ca 4 mlrd aastat tagasi) eksisteeris globaalne magnetväli, aga hiljem ta on kadunud tsirkulatsiooni lõppemisega planeedi tuumas.

Siiamaani Marsil ei ole avastatud elumärke. „Viking“ maandurite poolt 1970-ndates aastates teostatud krundi uuringud andsid vastakaid tulemusi, kõik need on seletatavad mittebioloogiliste keemiliste reaktsioonidega. Tingimused Marsil on liiga karmid selleks, et planeedil saaks eksisteerida suured organismid, mis oleks sarnased Maa taimedega ja loomadega. Samas, need ei välista mikroorganismide eksisteerimise võimalust: Maal on teada mikroorganisme, mis saaks elada ekstremaalsetes tingimustes (nn ekstremofiilid).

 

2015-01-argiles-carbonates-Mars-MRO-32
Phobos ja Deimos. Illustratsioon: Pierre Thomas, 2009, http://planet-terre.ens-lyon.fr kaudu.

 

Marsil on samuti kaks kaaslast, mis on väga väikesed (läbimõõduga vaid mitu kilomeetrit) ja sarnased asteroididega. Suurim ja planeedile lähim on Phobos, mõõtudega ca 27x22x18 km (keskmine raadius 11 km). Ta tiirleb orbiidil keskmise suure poolteljega 9,4 tuhat km ja perioodiga 7h38m. Tema tiirlemisperiood on Marsi pöörlemisperioodist ca 3 korda väiksem, seega ta tõuseb igapäevaselt läänes ja loojub idas. Phobose tihedus on väga väike (vähem kui 2 g/cm3), eeldatavasti ta kujutab endast väiksemate kehade kongromeraati, mida hoiab kokku gravitatsioon. Marsile läheduse tõttu Phobost mõjutavad loodejõud tingivad selle orbiidi kõrguse vähenemist; niiviisi Phobos nihkub planeedile üha lähemale. Arvutused näitavad, et peale mitukümmend miljonit aastat loodejõud purustavad Phobose osadeks, mis lõppude lõpuks langevad Marsi pinnale. Teiseks kaaslaseks on Deimos, mis on Phobosest väiksem (keskmine raadius on ca 6 km) ja planeedist kaugem (orbiidi suur pooltelg 23,5 tuhat km, orbitaalperiood ca 30h). Tema tihedus on veel väiksem, kui Phobose oma. On pakutud erinevaid Marsi kaaslase tekkimishüpoteese. Nende hulgas on: 1) kehade haaramine asteroidide vööndist (energia hajumisega nt loodejõudude arvel); 2) akumuleerimine Marsi orbiidil Päikesesüsteemi tekkimise etapil; 3) fragmentide väljalöömine planeedi kokkupõrkumisega suurema kehaga.

 

2015-01-mars m04 11e
Mariner 4“ Marsi pilt. Foto: 1965 http://www.jpl.nasa.gov kaudu.

 

Marsi uurimine kosmilise aparaatide abil algas 1960. aastal, kui NSVL saatis planeedile kaks sondi. Mõlemad nurjusid kanderaketi tõrgete tõttu. Sellele järgnesid veel mitu NSVL sondi 1960-ndate vältel, aga ainult üks neist („Mars-1“) teostas planeedi möödalendu 1963. aasta juunis kaugusel ca 200 tuhat km; side aparaadiga oli selleks momendiks kaotatud. 1964. aastal startisid Marsile 2 NASA aparaate, „Mariner-3“ ja „-4“. Esimene ei jõudnud orbiidile, aga teine teostas edukalt Marsi möödalendu 1965. a. juulis. Ta saatis esimesi planeedi pilte kauguselt ca 10 tuhat km; magnetväli ei avastatud. Saadud andmed (ca 634 kB kokku) lubasid täpsustada atmosfääriparameetre. 1969. a. NASA „Mariner-6“ ja „Mariner-7“ jälle teostasid möödalende ja saatsid veelgi rohkem pilte ja andmeid. 1971. a. „Mariner-9“ sai esimeseks Marsi orbitaalsondiks. Tema kaksik, „Mariner-8“, ei jõudnud orbiidile kanderaketi tõrje tõttu. 1971. a. novembris NSVL sond „Mars-2“ on jõudnud planeedi pinnani, aga killunes pardaarvuti vea tõttu; temast sai esimene kunstlik objekt Marsil. Sama aasta detsembris „Mars-3“ teostas ajaloos esimese pehme maandumise Marsile, aga tundmatu rike tõttu kontakt sondiga katkes paarkümmend sekundit peale maandumist; kasulikku infot pinnalt ei edastatud. 1973 a. saatis NSVL neli sondi Marsi poole: „Mars-4“, „-5“, „-6“ ja „-7“. Kõige edukam oli „Mars-5“, mis jõudis planeedi orbiidile, kus töötas ca 2 nädalat ja edastas ca 60 pilte. „Mars-6“ maanduril õnnestus saata andmeid atmosfäärist laskumise käigus, aga side katkes pidurdamismootorite käivitamisel vahetult enne maandumist.

 

2015-01-Mars-farcratersupresa
Viking 1“ maanduri poolt tehtud panoraam. Foto: NASA pilt, töötlus Ted Stryk http://planetimages.blogspot.com kaudu.

 

1976. a. jõudsid Marsile kaks väga edukat NASA „Viking“ aparaati. Mõlemad koosnesid orbitaalsondist ja maandurist. Orbitaalsondid pildistasid planeedi kõrge lahutusvõimega, nende abil avastati vulkaane, orge, kanjone, jõesänge. Mõlemad maandurid jõudsid edukalt pinnale ja saatsid esimesi Marsi pinnapilte (s.h värvilisi). Nende pardal teostati ka bioloogilisi eksperimente, mis ei lubanud tõestada ega tagasi lükata hüpoteese võimaliku elu eksisteerimise kohta. Üks maanduritest töötas pinnal kuni 1982. aastani. 1988 a. jõudis Marsi orbiidile NSVL-i „Fobos-2“ (tema kaksik „Fobos-1“ oli kaotatud teel planeedile). Missiooni põhieesmärgiks oli saata maandureid Phobosile. Sond läks korrast ära enne põhimissiooni täitmist, aga jõudis saata andmeid Marsi orbiidilt.

 

2015-01-Mars-PIA16763 720
Curiosity“ kulgur pildistas iseenda Marsi pinnal. Pilt: 2013 a. https://solarsystem.nasa.gov kaudu.


1990-ndatel Marsile saadeti 7 sondi, enamik nurjus (NASA „Mars Observer“, „Mars Climate Orbiter“, „Mars Polar Lander“, jaapani „Nozomi“, venemaa „Mars-96“), ja ainult kaks olid edukad: NASA orbitaalsond „Mars Global Surveyor“ ja maandur „Mars Pathfinder“. Viimane toimetas pinnale väikese kulguri massiga 11,5 kg, mis teostas sõite keskjaama läheduses ja läbis ca 100 m missiooni jooksul. 2000-ndatel saadetud mitu NASA ja EKA aparaate olid edukad. Kõige märkamisväärsemad on NASA kulgurid MER „Spirit“ ja „Opportunity“, igaüks massiga ca 185 kg, mis maandusid 2004. a. jaanuaris. Esimene neist läbis üle 7,7 km kuni side katkemiseni 2010 a. Teine jätkab tööd Marsil tänapäeva seisuga, läbitud teepikkus juba ületab 40 km. NASA „Mars Reconnaissance Orbiter“ on 2006. a. planeedile jõudnud orbitaalsond, mis teostab pinna kõrge lahutusvõimega (kuni 30 cm) pildistamist. NASA „Phoenix“ maandur teostas pinnaanalüüse 2008. aastal polaarses alas ja avastas vett krundis. 2010-ndatel Marsile saadetud sondide hulgas on suur NASA „Curiosity“ kulgur (mass ca 900 kg), mis on eellastest mitu korda suurem ja sisuliselt kujutab endast liikuvat keemilist laborit. Kulgur töötab Gale kraatris 2012. aastast.

Tulevikus on plaanitud veel ambitsioonikaid missioone punasele planeedile. Nende hulgas on Marsi krundi proovide toimetamine Maale (2020-ndates) ja ka mehitatud ekspeditsioon (eeldatavasti 2030-ndates või hiljem).

Allikad:
http://en.wikipedia.org/wiki/Mars
http://www.nbcnews.com/science/space/red-planet-rising-mars-shines-brighter-it-has-years-n72501
http://www.welcometospaceblog.com/2011/08/mars.html
http://apod.nasa.gov/apod/ap040823.html
http://planet-terre.ens-lyon.fr/article/argiles-carbonates-Mars-MRO.xml
http://www.jpl.nasa.gov/history/60s/Mariner4_1965.htm
http://planetimages.blogspot.com/2014_07_01_archive.html
https://solarsystem.nasa.gov/news/display.cfm?News_ID=42745