|
merkurius
| venus | maa |
mars | jupiter Mars |
|
Marsia peittää punainen, rautapitoinen maaperä. Siksi sitä sanotaankin punaiseksi planeetaksi. Marsissa on aurinkokunnan korkein vuori, Olympus Mons, joka kohoaa 24 kilometrin korkeuteen. |
| Massa (kg) | 6.42 x 10^23 |
| Halkaisija (km) | 6787 |
| Keskitiheys (kg/m^3) | 3940 |
| Pakonopeus (m/sek) | 5000 |
| Keskietäisyys Auringosta (AU / km) | 1.524 / 227 940 000 |
| Pyörähdysaika (h) | 24.37 |
| Kierrosaika (vrk) | 686.98 |
| Akselikallistuma (asteina) | 25 |
| Kiertoradan kaltevuus (asteina) | 1.85 |
| Kiertoradan eksentrisyys | 0.093 |
| Pinnan keskilämpötila asteina (K/C) | 230 / -43 |
| Suurin pintalämpötila (K) | 310 |
| Pienin pintalämpötila (K) | 150 |
|
Visuaalinen
geometrinen albedo (heijastavuus) |
0.15 |
| Korkein pinnanmuodostelma | Olympus Mons (n. 24 km) |
| Ilmakehän koostumus | hiilidioksidia, typpeä, argonia |
| Pinta-aines | basalttisia ja muuntuneita kivilajeja |
| Kuut | 2 kpl |
|
Mars on saanut nimensä roomalaiselta sodanjumalalta. Marsia on kautta aikojen nimitetty punaiseksi planeetaksi, sillä sen pintaa peittävät kivet ja maaperä sekä sitä ympäröivä kaasukehä ovat punaisen ja vaaleanpunaisen sävyisiä rautapitoisuutensa vuoksi, ja väri näkyy Maahan asti.
Mars on aurinkokunnan kolmanneksi pienin planeetta. Sen kokonaispinta-ala on suurinpiirtein sama kuin maapallon maapinta-ala. Marsin kiertorata on hyvin eksentrinen. Tästä johtuen lämpötilojen vaihtelut Marsin pinnalla ovat hyvin suuria. Lämpötilat vaihtelevat -133 °C:sta +27 °C:een eri vuodenaikoina, keskilämpötila on -43 °C. Tietyillä alueilla Marsin ympärillä on myös heikko magneettikenttä, joka saattaa olla jäänne aiemmasta koko planeetan kattavasta magneettikentästä. Marsin voi nähdä pimeällä taivaalla paljaallakin silmällä. Sen kirkkaus vaihtelee suuresti suhteessa sen sijaintiin maapalloon nähden.
Marsin massa on vain kymmenesosa Maan massasta. Tiheys on noin 65% Maan tiheydestä. Marsin sisäistä rakennetta ei ole koskaan suoranaisesti kyetty tutkimaan, tiedot perustuvat laskelmiin olemassaolevista tiedoista ja Marsin pinnan tutkimustuloksista. Todennäköisesti Marsilla on raudasta ja rautasulfidista koostuva tiivis ydin, sulaa silikaattikiviainesta oleva vaippa ja ohut kuori. Marsissa on myös selviä merkkejä eroosion vaikutuksista: kuivuneita joen uomia ja alueita, joissa joskus on ollut järviä tai meriä. Vesi on kuitenkin haihtunut pois Marsin pinnalta jo noin 4 miljardia vuotta sitten. Näkymä Marsin pinnalta. (QuickTime VR - Lisätietoa) Marsin pinnanmuodot ovat hyvin vaihtelevat: syviä kanjoneita, korkeita vuoria, alankoja, kraatereita ja kukkuloita, sekä kuivuneiden jokiuomien kaltaisia muodostelmia. Marsissa on myös aurinkokunnan korkein vuori, 24 kilometrin korkeuteen kurottuva Olympus Mons.
Marsin molemmilla navoilla on ikuisen jään alueet. Jää koostuu jäätyneestä hiilidioksidista ja vesijäästä. Jään rakenne on kerrosmainen: jään välissä on tummaa pölyainesta. Jääalueet laajenevat talviaikaan ja vastaavasti supistuvat kesäaikaan.
Marsin kaasukehä eroaa aikalailla Maan ilmakehästä; se koostuu pääasiassa hiilidioksidista, muita kaasuja on vain murto-osa. Yleisimmät kaasut Marsin kaasukehässä:
Vesihöyryä kaasukehässä on vain noin promille siitä, mitä Maan ilmakehässä on, mutta tämäkin pieni määrä kykenee tiivistymään pilviksi Marsin taivaalle. Ilmanpaine Marsin pinnalla vaihtelee, keskimäärin se on noin 10 millibaaria. Vertailun vuoksi, paine Maan pinnalla on noin 1000 millibaaria (1 bar). Marsin pinnalla on silloin tällöin suuria, jopa koko planeetan laajuisia myrskyjä, jotka voivat pitää Marsia otteessaan jopa kuukausia. Marsin hiilidioksidipitoinen kaasukehä aiheuttaa lievän kasvihuoneilmiön: sen ansiosta Marsin lämpötila on keskimäärin 5 astetta korkeampi.
Marsilla on kaksi kuuta, Phobos ja Deimos. Phobos, suomeksi 'pelko', on suurimmalta halkaisijaltaan noin 27 kilometriä. Deimos, suom. 'kauhu', on pienempi, halkaisijaltaan noin 15 kilometriä. Marsin kuut kiertävät hyvin lähellä itse planeettaa, Phobos noin 9 380 kilometrin ja Deimos 23 460 kilometrin etäisyydellä. Phobos ja Deimos ovat ilmeisesti Marsin sieppaamia asteroideja.
Todisteita elämästä Marsin pinnalla etsitään yhä kuumeisesti
Ennen avaruuslentoja Marsia pidettiin otollisimpana ja todennäköisimpänä paikkana löytää maapallon ulkopuolista elämää. Planeettatutkijat luulivat Marsin pinnalla näkemiään suoria viivoja älyllisten olentojen rakentamiksi kastelukanaviksi. Tämän vuoksi avaruusolentoja alettiinkin yleisesti nimittää marsilaisiksi.
Vuonna 1965 lähetti Mariner 4 -niminen avaruusluotain lähikuvia Marsista, ja hienot teoriat elämästä Marsissa alkoivat romuttua: ei todisteita elollisesta elämästä, vain kraatereita ja kuivia uomia punaisella Marsin kamaralla. Vuonna 1976 avaruusluotaimet Viking Landers 1 ja 2 laskeutuivat Marsiin ja ottivat sieltä maaperänäytteitä. Merkkejä kemiallisista reaktioista oli havaittavissa, mutta elävistä mikro-organismeista saati suuremmista elämänmuodoista ei löytynyt mitään todisteita. Näytteiden perusteella Marsin uskottiinkin olevan eloton: UV-säteily, ankara kuivuus ja hapettuva maaperä eivät voi tarjota mahdollisuuksia minkäänlaiselle elämälle Marsin pinnalla. Maahan on pudonnut pieni joukko meteoriitteja, joiden uskotaan olevan peräisin Marsista. Viimeisin löydös on vuodelta 1996, jolloin ensimmäisen kerran Marsista tulleesta meteoriitista (nimi: Allan Hills 84001) kyettiin tunnistamaan orgaanisten yhdisteiden jäänteitä. Löydöksestä on kiistelty puoleen ja toiseen. Vuoden 1998 alussa kaksi tutkijaryhmää julkisti tutkimustuloksensa, joiden mukaan Mars-meteoriitin orgaaniset hiiliyhdisteet ovatkin tavanomaista, maanpäällistä orgaanista hiiltä. Toiveesta elämän löytymiselle Marsin pinnalta ei ole kuitenkaan luovuttu; tutkimukset jatkuvat ja uusia todisteita elämästä kertovista yhdisteistä kaivataan kuumeisesti.
Todisteita
varhaisesta elämästä Marsissa. Jouko Raitalan
sivut.
|
