Astronomi på Mars

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 19 mars 2022; kontroller kräver 2 redigeringar .

I många fall är astronomiska fenomen som kan observeras från ytan av planeten Mars samma eller liknande de motsvarande fenomen som kan observeras från jorden . Men ibland (som till exempel med synen på jorden som en kvälls-/morgonstjärna) kan de skilja sig avsevärt. Till exempel, eftersom atmosfären på Mars inte har ett ozonskikt , kan ultravioletta observationer också göras från Mars yta .

Årstider

Lutningen på Mars rotationsaxel är 25,19 ° - ett värde ganska nära jordens, vilket är 23,44 °, och därför har Mars, liksom jorden, årstider - vår, sommar, höst och vinter. Och precis som på jorden, på planetens norra och södra halvklot, kommer sommar och vinter vid motsatt tidpunkt, det vill säga när sommaren fortsätter på norra halvklotet, och vintern fortsätter samtidigt på södra halvklotet, och vice versa.

Men Mars bana har en mycket större excentricitet än jordens bana. Därför har årstiderna en ojämn varaktighet, mycket mer ojämn än på jorden:

Säsong Sols
(på Mars) 		Dagar
(på jorden)
Norra våren, södra hösten: 193.30 92,764
Nordlig sommar, sydlig vinter: 178,64 93,647
Norra hösten, södra våren: 142,70 89,836
Norra vintern, södra sommaren: 153,95 88,997

Det betyder att sommar- och vintersäsongerna har olika längd och intensitet på norra och södra halvklotet. Vintrarna i norr är varma och korta (eftersom Mars rör sig snabbt nära perihelium ), medan vintrarna i söder är långa och kalla (eftersom Mars rör sig långsamt nära aphelion ). På samma sätt är somrarna i norr långa och kalla, medan de i söder är korta och varma. Temperaturextrema är alltså mycket större på södra halvklotet än på norra.

Den säsongsbetonade temperaturfördröjningen på Mars är inte mer än några dagar, [1] eftersom det inte finns några stora vattenmassor och andra liknande faktorer på planeten som kan skapa en bufferteffekt. Så om vi talar om temperaturen på Mars yta är "vår" en ungefärlig reflektion av "sommar", medan "höst" är en ungefärlig reflektion av "vinter" (om vi betraktar solstånden och dagjämningarna som referenspunkter för respektive årstider), och om Mars omloppsbana var rund, skulle maximala och lägsta temperaturer dyka upp inom några dagar efter sommar- och vintersolstånden , och inte en månad senare, som ungefär är fallet på jorden. Den enda skillnaden mellan vår- och sommartemperaturer beror på den förhållandevis stora excentriciteten i Mars omloppsbana: under den norra våren är Mars längre från solen än under den norra sommaren, och därför är våren något kallare än sommaren, och hösten är också något varmare än vintern. Men på södra halvklotet är det tvärtom.

Naturligtvis är temperaturvariationerna mellan vår och sommar mycket lägre än de mycket skarpa variationer som uppstår inom en enda Marssol (Marsdagen). Dagliga temperaturer toppar vid middagstid lokal tid och sjunker till en lägsta vid midnatt lokal tid. Ungefär samma effekt kan observeras i de terrestra öknarna, men på Mars är den mycket mer uttalad.

Det är värt att notera att lutningen av rotationsaxeln och excentriciteten i jordens (eller Mars) omloppsbana på intet sätt är fixerade och varierar som ett resultat av gravitationsstörningar orsakade av påverkan från andra planeter i solsystemet på en tidsskala på tiotusentals eller hundratusentals år. Således fluktuerar excentriciteten i jordens omloppsbana, som är cirka 1 %, regelbundet och kan öka till och med upp till 6 %, och någon gång i en avlägsen framtid kommer jorden att behöva ta itu med kalenderkonsekvenserna av faktum att varaktigheten av olika årstider kommer att vara mycket olika (till Dessutom kommer detta att leda till betydande klimatförändringar).

Inte bara excentriciteten, utan också lutningen på jordens axel kan variera från 21,5° till 24,5°, och varaktigheten av denna "vickcykel" är 41 000 år. Dessa och andra liknande cykliska förändringar tros vara ansvariga för istider (se Milankovitch-cykler ). I motsats till jorden är Mars vingcykel mycket mer extrem: från 15° till 35° med en varaktighet på 124 000 år. En del av den senaste forskningen tyder till och med på att om tiotals miljoner år skulle en sådan wobbling till och med kunna nå från 0° till 60°. [2] Månen, en stor satellit på jorden, spelar uppenbarligen en viktig roll för att hålla planetens lutningsaxel inom rimliga gränser; Mars har inte en sådan stabiliserande effekt, och därför kan lutningen på dess axel variera mer kaotiskt.

Himlens färg

Vid solnedgång och gryning är marshimlen rosaröd, men när solen går ner eller går upp blir himlen blå. Det vill säga, på Mars sker förändringen av färger på motsatt sätt jämfört med jorden. Under dagen har himlen en gulbrun färg - "färgen på iris" [3] . På Mars är Rayleigh-spridningen vanligtvis mycket svag. Man tror att himlens färg orsakas av närvaron av en volymprocent magnetit i form av dammpartiklar. Skymningen varar långt efter solnedgången och gryningen lika länge före soluppgången, allt orsakat av förekomsten av damm i Mars atmosfär. Från tid till annan antar Marshimlen en lila nyans på grund av ljusspridningen av mycket små partiklar av vattenis i molnen. [fyra]

Att generera exakta bilder av Mars-ytan i sanna färger är en oväntat svår uppgift. [5] Det finns många färgvariationer av himlen som återges i publicerade bilder; många av dessa bilder använder dock filter för att förbättra olika vetenskapliga detaljer och försöker inte återge sanna färger. Hur det än må vara, så ansågs Marshimlen under många år vara mer rosa än man nu tror.

Astronomiska fenomen

Jorden och månen

Sett från Mars är jorden en inre planet, liksom Venus ("morgonstjärnan" eller "kvällsstjärnan"). Jorden och månen ser ut som stjärnor för blotta ögat, men observatörer med teleskop skulle se dem som halvmånar med några märkbara detaljer.

En observatör på Mars skulle kunna se månen när den kretsar runt jorden, och den kunde mycket väl ses med blotta ögat. Men observatörer på jorden kan inte se andra planeters satelliter med blotta ögat, de första sådana satelliterna upptäcktes bara kort efter uppfinningen av teleskopet (de var de galileiska satelliterna - Jupiters  fyra största satelliter ).

På det maximala vinkelavståndet kunde jorden och månen observeras från Mars yta som en dubbelplanet, men efter ungefär en vecka skulle de ha smält samman till en ljuspunkt (för blotta ögat), och en vecka efter det Månen skulle återigen ha nått sitt maximala vinkelavstånd från jorden men från motsatt sida. Det maximala vinkelavståndet mellan jorden och månen varierar avsevärt beroende på det relativa avståndet mellan jorden och Mars: vinkelavståndet mellan jorden och dess måne är cirka 17' när jorden är närmast Mars (nära underlägsen konjunktion ), och endast cirka 3,5', när jorden är längst bort från Mars (nära det översta meddelandet ). Som jämförelse är månens skenbara diameter, mätt från jordens yta, 31'.

Det minsta vinkelavståndet mellan månen och jorden, sett från Mars med blotta ögat, skulle vara 1', och i slutändan kunde man observera månens passage mellan Mars och jorden, eller se hur den gömmer sig bakom ( täcks) av planeten. I det första fallet skulle detta motsvara månens ockultation av Mars sett från jordens yta, och eftersom månens albedo är mycket mindre än jordens, skulle det bli en minskning av den totala ljusstyrkan, men en sådan minskning skulle vara för liten för att observeras med blotta ögat. Detta beror på att månen är mycket mindre än jorden och bara kan dölja en liten del av den synliga jordens skiva.

Rymdfarkosten Mars Global Surveyor tog en bild av jorden och månen den 8 maj 2003 klockan 13:00 UTC, mycket nära den maximala förlängningen från solen och på ett avstånd av 0,930 AU. e. från Mars. Den skenbara magnituden var −2,5 och +0,9. [6] Vid olika tidpunkter varierar den faktiska magnituden avsevärt beroende på jordens och månens avstånd och faser.

Från en dag till en annan kommer förändringen i månens utseende för en observatör på Mars att vara mycket annorlunda än de förändringar som en observatör på jorden kommer att se. Månens fas, sett från Mars yta, kommer inte att förändras mycket från dag till dag; dess fas kommer att motsvara jordens fas och kommer gradvis att förändras tillsammans med dessa två kroppars rörelse i deras cirkumsolära banor. Men för en observatör från Mars kommer månens rotation att vara synlig, som kommer att ha samma period som dess bana, och därför kommer observatören att kunna se detaljerna på månens yta från den motsatta sidan från jorden, det vill säga de detaljer som inte kan ses från jordens yta.

Eftersom jorden är en inre planet kan observatörer på Mars ibland observera jorden som passerar direkt mellan Mars och solen . Nästa sådan passage kommer att äga rum 2084. Dessutom kan de också observera sådana transiter av Merkurius och Venus.

Phobos och Deimos

Månen Phobos är ungefär en tredjedel av fullmånens vinkeldiameter sett från jordens yta. Deimos är mer eller mindre som en stjärna, och dess skiva är knappt synlig eller kan inte ses alls med blotta ögat. Phobos rör sig så snabbt (dess omloppstid är bara ungefär en tredjedel av en sol) att den två gånger per sol stiger i väster och sjunker i öster. Deimos stiger i öster och går ner i väster, men kretsar bara några timmar långsammare än Marssolen, så det kan vara upp till två och en halv sol vid horisonten.

Den maximala ljusstyrkan för Phobos är cirka −9 eller −10 magnitudenheter, medan den för Deimos är cirka −5 [7] . Som jämförelse har månen för observatörer på jorden en mycket högre ljusstyrka - -12,7 magnitudenheter. Phobos är dock tillräckligt ljus för att kasta skuggor; Deimos är bara något ljusare än Venus på natthimlen för observatörer på jorden. Naturligtvis, liksom månen, är månarna på Mars mycket mindre ljusa när de inte är i full fas. Men till skillnad från jordens satellit förändras Phobos faser och vinkeldiameter från timme till timme; Deimos är för liten för att dess faser ska kunna observeras med blotta ögat.

Både Phobos och Deimos har lågt lutande ekvatorialbanor och rör sig i dem på ett relativt kort avstånd från Mars. Som ett resultat är Phobos inte synlig norr om 70,4°N. latitud och söder om 70,4 ° S. sh.; Deimos är inte synlig norr om 82,7°N. sh. och söder om 82,7 ° S. Observatörer på höga breddgrader (mindre än 70,4°) skulle se en markant mindre vinkeldiameter hos Phobos, eftersom de skulle vara längre bort från den. Följaktligen skulle observatörer vid ekvatorn ha en mycket större skenbar vinkeldiameter av Phobos vid soluppgång och solnedgång, jämfört med hur det skulle se ut om det var direkt ovanför observatören.

Observatörer på Mars kan se transiter av Phobos och transiter av Deimos framför solens skiva . Phobos transiter kan också kallas Phobos solförmörkelser , eftersom Phobos vinkeldiameter är ungefär hälften av solens. Men i fallet med Deimos är termen "transit" mer lämplig, eftersom den visas som en liten prick i bakgrunden av solens skiva.

Eftersom Phobos rör sig i en ekvatorial omloppsbana med låg lutning, finns det årstidsvariationer i de breddgrader där Phobos skugga projiceras på Mars yta. Under marsåret rör sig skuggan cykliskt från längst i norr till längst söderut och tillbaka igen. I varje givet fast geografiskt område på Mars finns det två intervall under marsåret under vilka skuggan av Phobos är på latituden för det givna området, och under vart och ett av dessa intervall kan ungefär ett halvdussin transiter av Phobos observeras för flera veckor. Ungefär samma situation med Deimos, men i ett intervall i varje sådant område kan du bara se en passage, och ibland händer de inte alls.

Det är lätt att se att skuggan alltid är på "vinterhalvklotet" (halvklotet på Mars, där det är vinter under denna period), förutom när den passerar ekvatorn under vår- och höstdagjämningarna . Således inträffar transiteringarna av Phobos och Deimos under marshösten och vintern på norra och södra halvklotet. När de närmar sig ekvatorn kan de observeras under höst- och vårdagjämningarna; längre från ekvatorn förekommer de närmare vintersolståndet . I något av dessa fall inträffar de två intervallen inom ett år under vilka sådana passager inträffar mer eller mindre symmetriskt före och efter vintersolståndet (fullständig symmetri förhindras av den betydande excentriciteten i Mars bana).

Observatörer på Mars kan också bevittna månförmörkelserna av Phobos och Deimos. Phobos tillbringar ungefär en timme i skuggan av Mars; för Deimos är den här tiden cirka två timmar. Överraskande nog, trots att Phobos omloppsbana nästan är i planet för Mars ekvator, och trots att satelliten är mycket nära Mars, finns det tillfällen då Phobos lyckas undvika mörker.

Både Phobos och Deimos är i synkron rotation med Mars. Det betyder att de har en "baksida" som observatörer på Mars yta inte kan se. Frigöringsfenomenet inträffar i fallet med Phobos på samma sätt som i fallet med Månen, och detta trots den låga lutningen av Phobos omloppsbana och dess excentricitet. [8] [9] På grund av effekten av libration och parallax orsakad av satellitens närhet till Mars yta, såväl som på grund av observationer från höga och låga breddgrader, under satellitens soluppgång och solnedgång, är dess totala kumulativa område som är synligt från Mars yta vid ett eller annat tillfälle och från ett eller annat område, är betydligt mer än 50 % av dess totala totala yta.

Den stora kratern Stickney , som är synlig längs Phobos ansikte, är lätt synlig för blotta ögat från Mars yta.

Kometer och meteorer

Eftersom Mars har en atmosfär som är relativt genomskinlig för optiska vågor (samma som jorden, bara mycket tunnare), kan meteorfall observeras från ytan då och då . Meteorskurar på jorden uppstår när jorden korsar en komets omloppsbana , samma sak händer med Mars, bara meteorskurarna på Mars skiljer sig från jorden.

Den första meteoren som fotograferades på Mars (7 mars 2004) av Spirit rover tros nu vara en del av en meteorregn vars moderkropp var kometen 114P/Wiseman-Skiff. Eftersom meteorens ljuskälla visuellt befann sig i stjärnbilden Cepheus , och denna meteorregn är ganska regelbunden, kan den beskrivas som "Marscephider". [tio]

Liksom på jorden, om en meteor är tillräckligt stor för att nå planetens yta (det vill säga inte brinner upp helt i atmosfären), blir den en meteorit . Den första kända meteoriten som hittades på Mars (och den tredje meteoriten som hittades utanför jorden) var Heat Shield Rock . De första och andra meteoriterna hittades på månen under Apollo-uppdragen . [elva]

Den 19 oktober 2014 passerade kometen Siding Spring extremt nära Mars – så nära att dess koma kunde omsluta planeten [12] [13] [14] [15] [16] [17] .

Aurora Borealis

Norrsken inträffar på Mars, men dessa fenomen inträffar inte vid polerna, som i fallet med jorden, eftersom Mars inte har ett planetariskt magnetfält. Norrsken förekommer huvudsakligen på platser med magnetiska anomalier i Marsskorpan. Dessa platser är lämningar från antiken när Mars fortfarande hade ett magnetfält. Mars norrsken har sina egna egenskaper som skiljer den från andra liknande fenomen i solsystemet. [18] Även om norrskenet på Mars i första hand är ett ultraviolett fenomen, var det förmodligen fortfarande synligt för blotta ögat [19] .

Himmelska poler och ekliptika

Orienteringen av Mars rotationsaxel är sådan att den nordliga himlapolen är i stjärnbilden Cygnus med koordinaterna 21 h  10 m  42 s +52° 53′ 0″ i det andra ekvatoriala koordinatsystemet (eller, mer exakt, 317,67669 + 52.88378), nära stjärnan BD +52 2880 (även känd som HR 8106, HD 33185 201834 15.60s  3 ′ 8 ″ .

De två översta stjärnorna i stjärnbilden Cygnus , Sadr och Deneb , pekar mot Mars nordpol [20] . Denna pol är visuellt ungefär halvvägs mellan Deneb och stjärnan Alpha Cephei, mindre än 10° från den förra – något längre än det skenbara avståndet mellan Sadr och Deneb. På grund av sin närhet till polen sätter Deneb aldrig under horisonten på nästan hela Mars norra halvklot. Med undantag för områden närmare ekvatorn roterar Deneb hela tiden runt nordpolen. Orienteringen av Deneb och Sadr skulle ha bildat en bekväm himmelsk klockvisare för att bestämma siderisk tid .

Mars norra himlapol är också bara några grader från det galaktiska planet . Således är Vintergatan , särskilt mättad med stjärnor i regionen av stjärnbilden Cygnus, alltid synlig från norra halvklotet.

Sydhimlapolen ligger vid 9h 10m  42s −52 ° 53′ 0″  , vilket är bara några grader från stjärnan Kappa Parusov  , som har en magnitud på 2,5 (koordinaterna för denna stjärna  är  9h 22m 6 , 82 med 55 ° 00' 38,40 " , som på grund av denna plats kan betraktas som den sydliga polarstjärnan. Stjärnan Canopus , den näst ljusstarkaste på himlen, är en cirkumpolär stjärna för de flesta sydliga breddgrader.

Marsförmörkelsens zodiakkonstellationer är nästan desamma som på jorden - trots allt är den ömsesidiga lutningen mellan dessa två ekliptika bara 1,85 ° - men på Mars är solen i stjärnbilden Cetus i 6 dagar , före och efter att den går in konstellationen Fiskarna , på grund av vilken vi kan säga att det finns 14 stjärnkonstellationer på Mars. Dagjämningarna och solstånden skiljer sig också från de jordiska: för norra halvklotet, vid vårdagjämningen , befinner sig solen i stjärnbilden Ophiuchus (medan den på jorden är i stjärnbilden Fiskarna), sommarsolståndet infaller på gränsen mellan stjärnbilderna Vattumannen och Fiskarna, höstdagjämningen infaller på stjärnbilden Oxen , och vintersolståndet är i stjärnbilden Jungfrun .

Precis som på jorden kommer precession att få solstånden och dagjämningarna att skifta i förhållande till konstellationerna under tusentals och tiotusentals år.

Långsiktiga variationer

Precis som med jorden gör precessionseffekten att Mars nord- och sydpol rör sig i mycket stora cirklar, men för Mars är varaktigheten av en sådan cykel 171 000 jordår, medan det för jorden bara är 26 000 år. [21]

Precis som i fallet med jorden finns det också en andra form av precession: perihelpunkten i Mars-banan förskjuts långsamt, vilket gör att varaktigheten av det anomala året skiljer sig från det sideriska året. En sådan cykel varar dock 79 600 år, medan den på jorden är 112 000 år.

För både Jorden och Mars har dessa två precessioner motsatta riktningar och läggs därför till varandra och bildar en enda precessionscykel mellan tropiska och anomalistiska år - 21 000 år för Jorden och 53 300 år för Mars.

Liksom jorden saktar Mars rotationsperiod (längden på en Mars dag) ner. Denna effekt är dock tre storleksordningar mindre än på jorden, eftersom gravitationsinflytandet från Phobos är försumbart, och denna effekt i sig orsakas främst av solen. [22] På jorden har gravitationsinflytandet från dess satellit ett mycket större inflytande. I en avlägsen framtid kommer längden på en dag på jorden att vara lika med, och därefter överstiga, längden på en dag på Mars.

Liksom jorden är Mars föremål för Milankovitch-cykler , som gör att dess nivå av axiell lutning och orbital excentricitet varierar över långa tidsperioder - och detta har en långsiktig inverkan på planetens klimat. Variationen i nivån på lutningen av Mars axel är mycket större än i fallet med jorden, eftersom Mars saknar det stabiliserande inflytandet från en stor satellit, vars roll spelas av månen för jorden. Mars vingcykel varar 124 000 år, medan den för jorden är 41 000 år.

Se även

Anteckningar

  1. ↑ strålningstidskonstant . Hämtad 7 juli 2020. Arkiverad från originalet 28 januari 2021.
  2. ↑ The Obliquity of Mars . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 14 juli 2018.
  3. ↑ Varför är inte marshimlen blå som jordens? . Hämtad 31 juli 2016. Arkiverad från originalet 10 augusti 2004.
  4. ↑ Marshimlen: Stargazing från den röda planeten . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 3 november 2012.
  5. ↑ Phil Plaits dåliga astronomi: Missuppfattningar: Vilken färg är Mars? . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 26 juli 2018.
  6. ↑ Mars Global Surveyor MOC2-368 Release (länk inte tillgänglig) . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 21 augusti 2011. 
  7. ↑ Astronomiska fenomen från Mars . Datum för åtkomst: 31 juli 2016. Arkiverad från originalet den 2 juni 2008.
  8. ↑ 1990A&A…233..235B Sida 235 . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 11 januari 2016.
  9. ↑ 1991BAICz..42..271P Sida 271 . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 11 januari 2016.
  10. ↑ Selsis . Utomjordiska meteorer: En marsmeteor och dess moderkomet  (engelska) , Nature  (2 juni 2005), s. 581–581. Arkiverad från originalet den 13 mars 2008. Hämtad 1 augusti 2016.
  11. ↑ Mars 71 - Heat Shield Rock - Iron Meteorite on Mars . thelivingmoon.com . Hämtad 1 augusti 2016. Arkiverad från originalet 19 september 2015.
  12. ↑ Webster, Guy Alla tre NASA Mars Orbiters friska efter kometen förbi . NASA (19 oktober 2014). Hämtad 20 oktober 2014. Arkiverad från originalet 3 juli 2017.
  13. ↑ Agence France-Presse . A Comet's Brush With Mars , New York Times  (19 oktober 2014). Arkiverad från originalet den 27 oktober 2014. Hämtad 20 oktober 2014.
  14. ↑ Denis, Michel Rymdfarkost i bra form – vårt uppdrag fortsätter . Europeiska rymdorganisationen (20 oktober 2014). Hämtad 21 oktober 2014. Arkiverad från originalet 8 mars 2014.
  15. ↑ Personal . Jag är frisk och frisk, twittrar MAMMA efter kometobservation , The Hindu  (21 oktober 2014). Arkiverad från originalet den 11 januari 2016. Hämtad 21 oktober 2014.
  16. ↑ Meteoroidfluensen på Mars på grund av kometen C/2013 A1 (Siding Spring  )  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2013. - 1 december. - doi : 10.1016/j.icarus.2013.11.028 . — .
  17. ↑ Grossman, Lisa Hårdaste meteorregn som någonsin har träffat Mars via komet . New Scientist (6 december 2013). Datum för åtkomst: 7 december 2013. Arkiverad från originalet 12 december 2013.
  18. ↑ Graham . Martian Aurora är unik , Scientific American (9 juni 2005). Arkiverad från originalet den 16 oktober 2007. Hämtad 24 oktober 2006.
  19. ↑ Hundratals norrsken upptäckts på Mars . Datum för åtkomst: 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 4 januari 2012.
  20. ↑ www.eknent.com . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 28 oktober 2011.
  21. ↑ En global lösning för Mars statiska och säsongsbetonade gravitation, Mars orientering, Phobos och Deimos massor och Mars ephemeris  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 182 , nr. 1 . - S. 23-50 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.12.025 . — .
  22. ↑ 1988BAICz..39..168B Sida 168 . Hämtad 4 maj 2019. Arkiverad från originalet 11 januari 2016.

Länk