Astronomie auf dem Mars - Astronomy on Mars
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In vielen Fällen sind astronomische Phänomene, die vom Planeten Mars aus gesehen werden, gleich oder ähnlich denen, die von der Erde aus gesehen werden, aber manchmal (wie bei der Ansicht der Erde als Abend-/Morgenstern) können sie ganz anders sein. Da zum Beispiel die Atmosphäre des Mars keine Ozonschicht enthält , sind auch UV-Beobachtungen von der Marsoberfläche aus möglich.
Jahreszeiten
Der Mars hat eine axiale Neigung von 25,19°, ziemlich nahe dem Wert von 23,44° für die Erde , und somit hat der Mars die Jahreszeiten Frühling, Sommer, Herbst und Winter wie die Erde. Wie auf der Erde gibt es auf der Süd- und Nordhalbkugel Sommer und Winter zu entgegengesetzten Zeiten.
Die Umlaufbahn des Mars weist jedoch eine deutlich größere Exzentrizität auf als die der Erde. Daher sind die Jahreszeiten ungleich lang, viel mehr als auf der Erde:
| Jahreszeit | Sols (auf dem Mars) |
Tage (auf der Erde) |
|---|---|---|
| Nordfrühling, Südherbst: | 193.30 | 92.764 |
| Nordsommer, Südwinter: | 178,64 | 93.647 |
| Nordherbst, Südfrühling: | 142,70 | 89.836 |
| Nordwinter, Südsommer: | 153,95 | 88.997 |
Konkret bedeutet dies, dass Sommer und Winter auf der Nord- und Südhalbkugel unterschiedlich lang und intensiv sind . Die Winter im Norden sind warm und kurz (weil sich der Mars in der Nähe seines Perihels schnell bewegt ), während die Winter im Süden lang und kalt sind (der Mars bewegt sich langsam in der Nähe des Aphels ). Ebenso sind die Sommer im Norden lang und kühl, während die Sommer im Süden kurz und heiß sind. Daher sind die Temperaturextreme auf der Südhalbkugel deutlich breiter als auf der Nordhalbkugel.
Die saisonale Verzögerung auf dem Mars beträgt nicht mehr als ein paar Tage, da es an großen Gewässern und ähnlichen Faktoren mangelt, die einen Puffereffekt bewirken würden. Für die Temperaturen auf dem Mars ist also "Frühling" ungefähr das Spiegelbild von "Sommer" und "Herbst" ungefähr das Spiegelbild von "Winter" (wenn man die Sonnenwende und Tagundnachtgleiche als den Beginn ihrer jeweiligen Jahreszeiten betrachtet), und wenn der Mars eine kreisförmige Umlaufbahn hätte, würden die Höchst- und Tiefsttemperaturen ein paar Tage nach der Sommer- und Wintersonnenwende auftreten und nicht etwa einen Monat später wie auf der Erde. Der einzige Unterschied zwischen Frühlingstemperaturen und Sommertemperaturen ist auf die relativ hohe Exzentrizität der Marsbahn zurückzuführen: Im nördlichen Frühling ist der Mars weiter von der Sonne entfernt als im nördlichen Sommer, und daher ist der Frühling zufällig etwas kühler als der Sommer und der Herbst etwas wärmer als Winter. Auf der Südhalbkugel ist jedoch das Gegenteil der Fall.
Die Temperaturschwankungen zwischen Frühling und Sommer sind viel geringer als die sehr starken Schwankungen, die innerhalb eines einzigen Marssols (Sonnentag) auftreten. Auf täglicher Basis erreichen die Temperaturen am lokalen Sonnenmittag ihren Höhepunkt und erreichen um lokale Mitternacht ein Minimum. Dies ist ähnlich dem Effekt in den Wüsten der Erde, nur viel stärker ausgeprägt.
Die axiale Neigung und Exzentrizität der Erde (oder des Mars) sind keineswegs festgelegt, sondern variieren aufgrund von Gravitationsstörungen anderer Planeten im Sonnensystem auf einer Zeitskala von Zehntausenden oder Hunderttausenden von Jahren. So schwankt beispielsweise die Exzentrizität der Erde von etwa 1% regelmäßig und kann bis zu 6% ansteigen, und in ferner Zukunft wird die Erde auch mit den kalendarischen Auswirkungen von Jahreszeiten unterschiedlichster Länge und den großen Klimastörungen zu kämpfen haben das gehört dazu.
Abgesehen von der Exzentrizität kann die axiale Neigung der Erde auch von 21,5° bis 24,5° variieren, und die Länge dieses "Schiefheitszyklus" beträgt 41.000 Jahre. Diese und andere ähnliche zyklische Veränderungen werden für Eiszeiten verantwortlich gemacht (siehe Milankovitch-Zyklen ). Im Gegensatz dazu ist der Neigungszyklus für den Mars viel extremer: von 15° bis 35° über einen 124.000-Jahres-Zyklus. Einige neuere Studien deuten sogar darauf hin, dass die Schwingung über mehrere zehn Millionen Jahre hinweg zwischen 0° und 60° liegen kann. Der große Mond der Erde spielt anscheinend eine wichtige Rolle dabei, die axiale Neigung der Erde in vernünftigen Grenzen zu halten; Der Mars hat keinen solchen stabilisierenden Einfluss und seine axiale Neigung kann chaotischer variieren.
Die Farbe des Himmels
Der normale Farbton des Himmels während des Tages ist rosarot; in der Nähe der untergehenden oder aufgehenden Sonne ist sie jedoch blau. Dies ist das genaue Gegenteil der Situation auf der Erde. Tagsüber hat der Himmel jedoch eine gelbbraune "Butterscotch" -Farbe. Auf dem Mars ist die Rayleigh-Streuung normalerweise ein sehr kleiner Effekt. Es wird angenommen, dass die Farbe des Himmels durch das Vorhandensein von 1 Vol.-% Magnetit in den Staubpartikeln verursacht wird. Die Dämmerung dauert lange, nachdem die Sonne untergegangen ist und bevor sie aufgeht, wegen des ganzen Staubs in der Marsatmosphäre. Manchmal nimmt der Marshimmel eine violette Farbe an, da das Licht durch sehr kleine Wassereispartikel in Wolken gestreut wird.
Es ist überraschend kompliziert, genaue farbgetreue Bilder der Marsoberfläche zu erzeugen. Es gibt viele Variationen in der Farbe des Himmels, wie sie in veröffentlichten Bildern wiedergegeben wird; viele dieser Bilder verwenden jedoch Filter, um den wissenschaftlichen Wert zu maximieren, und versuchen nicht, echte Farben zu zeigen. Dennoch galt der Himmel auf dem Mars viele Jahre lang als rosafarbener als heute angenommen wird.
Astronomische Phänomene
Erde und Mond
( MRO ; HiRISE ; 20. November 2016)
Vom Mars aus gesehen ist die Erde ein innerer Planet wie die Venus (ein "Morgenstern" oder "Abendstern"). Die Erde und der Mond erscheinen mit bloßem Auge sternförmig, aber Beobachter mit Teleskopen würden sie als Halbmonde mit einigen sichtbaren Details sehen.
Ein Beobachter auf dem Mars könnte die Umlaufbahn des Mondes um die Erde sehen, und dies wäre mit bloßem Auge leicht zu erkennen . Dagegen können Beobachter auf der Erde mit bloßem Auge keine anderen Planetensatelliten sehen, und erst kurz nach der Erfindung des Teleskops wurden die ersten solchen Satelliten entdeckt ( die Galileischen Monde des Jupiters ).
Bei maximalem Winkelabstand wären Erde und Mond leicht als Doppelplanet zu unterscheiden, aber etwa eine Woche später würden sie (für das bloße Auge) zu einem einzigen Lichtpunkt verschmelzen und etwa eine Woche später würde der Mond auf der gegenüberliegenden Seite den maximalen Winkelabstand erreichen. Der maximale Winkelabstand zwischen Erde und Mond variiert erheblich je nach relativer Entfernung zwischen Erde und Mars: Er beträgt etwa 25′, wenn die Erde dem Mars am nächsten ist (nahe der unteren Konjunktion ), aber nur etwa 3,5′, wenn die Erde am weitesten vom Mars entfernt ist (nahe obere Konjunktion ). Zum Vergleich: Der scheinbare Durchmesser des Mondes von der Erde aus beträgt 31′.
Der minimale Winkelabstand wäre weniger als 1 'und gelegentlich würde der Mond zu sehen ist Transit vor oder (wird durch occulted) passiert hinter der Erde. Der erstere Fall würde einer Mondbedeckung des Mars von der Erde aus gesehen entsprechen, und da die Albedo des Mondes erheblich geringer ist als die der Erde, würde ein Rückgang der Gesamthelligkeit auftreten, obwohl dies zu gering wäre, um von zufälligen Nackten wahrgenommen zu werden Augenbeobachter, weil die Größe des Mondes viel kleiner ist als die der Erde und er nur einen kleinen Bruchteil der Erdscheibe bedecken würde.
Mars Global Surveyor abgebildet , die Erde und Mond am 8. Mai 2003 13.00 Uhr UTC, ganz in der Nähe maximale Winkel Dehnung von der Sonne und in einem Abstand von 0,930 AU vom Mars. Die scheinbaren Helligkeiten wurden mit -2,5 und +0,9 angegeben. Zu verschiedenen Zeiten werden die tatsächlichen Helligkeiten je nach Entfernung und den Phasen von Erde und Mond erheblich variieren.
Von einem Tag auf den anderen würde sich die Sicht auf den Mond für einen Beobachter auf dem Mars ganz anders ändern als für einen Beobachter auf der Erde. Die Mondphase , vom Mars aus gesehen, würde sich von Tag zu Tag nicht viel ändern; es würde der Phase der Erde entsprechen und würde sich nur allmählich ändern, wenn sich Erde und Mond auf ihren Bahnen um die Sonne bewegen. Auf der anderen Seite würde ein Beobachter auf dem Mars sehen, wie sich der Mond mit der gleichen Periode wie seine Umlaufzeit dreht, und er würde Merkmale der fernen Seite sehen, die von der Erde aus nie zu sehen sind.
Da die Erde ein innerer Planet ist, können Beobachter auf dem Mars gelegentlich Transite der Erde über die Sonne beobachten . Die nächste findet 2084 statt. Sie können auch Merkur- und Venustransite sehen.
Phobos und Deimos
Der Mond Phobos erscheint ungefähr ein Drittel des Winkeldurchmessers, den der Vollmond von der Erde aus erscheint; andererseits erscheint Deimos mehr oder weniger sternförmig mit einer kaum oder gar nicht erkennbaren Scheibe. Phobos kreist so schnell (mit einer Periode von knapp einem Drittel eines Sols), dass es im Westen aufsteigt und im Osten untergeht, und zwar zweimal pro Sol; Deimos hingegen steigt im Osten auf und geht im Westen unter, umkreist aber nur wenige Stunden langsamer als ein Marssol, so dass er sich jeweils etwa zweieinhalb Sol über dem Horizont aufhält.
Die maximale Helligkeit von Phobos bei "Vollmond" beträgt etwa -9 oder -10, während sie für Deimos etwa -5 beträgt. Im Vergleich dazu ist der Vollmond von der Erde aus gesehen mit einer Helligkeit von -12,7 deutlich heller. Phobos ist immer noch hell genug, um Schatten zu werfen; Deimos ist nur geringfügig heller als Venus von der Erde. Genau wie der Erdmond sind sowohl Phobos als auch Deimos in nicht vollen Phasen erheblich lichtschwächer. Im Gegensatz zum Erdmond ändern sich die Phasen und der Winkeldurchmesser von Phobos sichtbar von Stunde zu Stunde; Deimos ist zu klein, um seine Phasen mit bloßem Auge zu erkennen.
Sowohl Phobos als auch Deimos haben äquatoriale Umlaufbahnen mit geringer Neigung und kreisen ziemlich nahe am Mars. Infolgedessen ist Phobos von Breitengraden nördlich von 70,4°N oder südlich von 70,4°S nicht sichtbar; Deimos ist von Breitengraden nördlich von 82,7°N oder südlich von 82,7°S nicht sichtbar. Beobachter in hohen Breiten (weniger als 70,4°) würden für Phobos einen merklich kleineren Winkeldurchmesser sehen, weil sie weiter davon entfernt sind. In ähnlicher Weise würden äquatoriale Beobachter von Phobos einen merklich kleineren Winkeldurchmesser für Phobos sehen, wenn es aufsteigt und untergeht, verglichen mit dem, wenn es über Kopf steht.
Beobachter auf dem Mars können Transite von Phobos und Transite von Deimos über die Sonne sehen . Die Transite von Phobos könnten von Phobos auch als partielle Sonnenfinsternisse bezeichnet werden, da der Winkeldurchmesser von Phobos bis zur Hälfte des Winkeldurchmessers der Sonne beträgt. Im Fall von Deimos ist jedoch der Begriff "Transit" angebracht, da er als kleiner Punkt auf der Sonnenscheibe erscheint.
Da Phobos in einer äquatorialen Umlaufbahn mit geringer Neigung umkreist, gibt es eine jahreszeitliche Variation in der Breite der Position von Phobos' Schatten , der auf die Marsoberfläche projiziert wird, und zwar von ganz Norden nach ganz Süden und wieder zurück. An jedem festen geografischen Ort auf dem Mars gibt es zwei Intervalle pro Marsjahr, in denen der Schatten seinen Breitengrad durchquert, und während jedes dieser Intervalle können an diesem geografischen Ort über ein paar Wochen etwa ein halbes Dutzend Transite von Phobos beobachtet werden. Bei Deimos ist die Situation ähnlich, außer dass während eines solchen Intervalls nur Null- oder Eins-Transits auftreten.
Es ist leicht zu sehen , dass der Schatten fällt immer auf dem „Winter Hemisphäre“, außer wenn sie den Äquator überquert während des Frühlings-und Herbst Tagundnachtgleichen . So finden Transite von Phobos und Deimos während des Marsherbstes und -winters auf der Nordhalbkugel und der Südhalbkugel statt. In Äquatornähe treten sie in der Regel um die Herbst- und die Frühlings-Tagundnachtgleiche auf; weiter vom Äquator entfernt neigen sie dazu, näher an der Wintersonnenwende zu liegen . In beiden Fällen treten die beiden Intervalle, in denen Transite stattfinden können, mehr oder weniger symmetrisch vor und nach der Wintersonnenwende auf (allerdings verhindert die große Exzentrizität der Marsbahn eine echte Symmetrie).
Beobachter auf dem Mars können auch Mondfinsternisse von Phobos und Deimos beobachten. Phobos verbringt etwa eine Stunde im Schatten des Mars; für Deimos sind es ungefähr zwei Stunden. Überraschenderweise gibt es einige Fälle, in denen Phobos einer Verfinsterung entgeht, obwohl seine Umlaufbahn fast in der Ebene des Mars-Äquators liegt und trotz seiner sehr geringen Entfernung zum Mars.
Phobos und Deimos haben beide eine synchrone Rotation , was bedeutet, dass sie eine "ferne Seite" haben, die Beobachter auf der Marsoberfläche nicht sehen können. Das Phänomen der Libration tritt bei Phobos wie beim Erdmond auf , trotz der geringen Neigung und Exzentrizität der Bahn von Phobos. Aufgrund der Wirkung von Librationen und der Parallaxe aufgrund der geringen Entfernung von Phobos, durch Beobachtung in hohen und niedrigen Breiten und Beobachtung, wie Phobos ansteigt und untergeht, wird die gesamte Gesamtabdeckung von Phobos 'Oberfläche, die zu einem oder anderen Zeitpunkt von einem aus sichtbar ist der ein oder andere Ort auf der Marsoberfläche deutlich über 50% liegt.
Der große Stickney-Krater ist entlang einer Kante des Phobos-Gesichts sichtbar. Es wäre mit bloßem Auge von der Oberfläche des Mars aus leicht zu erkennen.
Kometen und Meteore
Da der Mars eine Atmosphäre hat, die bei optischen Wellenlängen relativ transparent ist (genau wie die Erde, wenn auch viel dünner), werden gelegentlich Meteore gesehen. Meteorschauer auf der Erde treten auf, wenn die Erde die Umlaufbahn eines Kometen schneidet , und ebenso hat der Mars auch Meteorschauer, obwohl diese sich von denen auf der Erde unterscheiden.
Der erste auf dem Mars fotografierte Meteor (am 7. März 2004 vom Spirit- Rover) soll Teil eines Meteoritenschauers gewesen sein, dessen Mutterkörper der Komet 114P/Wiseman-Skiff war . Da sich der Radiant im Sternbild Cepheus befand , könnte dieser Meteoritenschauer als Mars-Cepheids bezeichnet werden.
Wenn ein Meteorit wie auf der Erde groß genug ist, um tatsächlich mit der Oberfläche aufzuprallen (ohne vollständig in der Atmosphäre zu verbrennen), wird er zu einem Meteoriten . Der erste bekannte Meteorit, der auf dem Mars entdeckt wurde (und der dritte bekannte Meteorit, der an einem anderen Ort als der Erde gefunden wurde) war Heat Shield Rock . Der erste und der zweite wurden bei den Apollo-Missionen auf dem Mond gefunden .
Am 19. Oktober 2014 passierte der Komet Siding Spring extrem nahe am Mars , so nahe, dass die Koma den Planeten möglicherweise umhüllt hat.
Auroras
Polarlichter treten auf dem Mars auf, aber nicht an den Polen wie auf der Erde, da der Mars kein planetenweites Magnetfeld hat. Vielmehr treten sie in der Nähe von magnetischen Anomalien in der Marskruste auf , die Überbleibsel aus früheren Tagen sind, als der Mars noch ein Magnetfeld hatte. Mars-Auroren sind eine besondere Art, die sonst nirgendwo im Sonnensystem zu sehen ist . Sie wären wahrscheinlich auch für das menschliche Auge unsichtbar, da es sich hauptsächlich um ultraviolette Phänomene handelt.
Himmelspole und Ekliptik
Die Ausrichtung der Marsachse ist so, dass sich ihr nördlicher Himmelspol in Cygnus bei RA befindet 21 h 10 m 42 s Dekl. +52 ° 53,0′ (oder genauer 317.67669 +52.88378), in der Nähe des Sterns 6. Größe BD +52 2880 (auch bekannt als HR 8106, HD 201834 oder SAO 33185), der wiederum bei RA 21 h 10 m . liegt 15,6 s Abl. +53° 33′ 48″.
Die beiden oberen Sterne des Nordkreuzes , Sadr und Deneb , zeigen auf den nördlichen Himmelspol des Mars. Der Pol liegt ungefähr auf halbem Weg zwischen Deneb und Alpha Cephei , weniger als 10° vom ersteren, etwas mehr als die scheinbare Entfernung zwischen Sadr und Deneb. Wegen seiner Nähe zum Pol setzt Deneb nie auf fast der gesamten Nordhalbkugel des Mars ein. Außer in äquatornahen Gebieten umkreist Deneb permanent den Nordpol. Die Orientierung von Deneb und Sadr wäre ein nützlicher Uhrzeiger, um die Sternzeit anzuzeigen .
Auch der Himmelsnordpol des Mars ist nur wenige Grad von der galaktischen Ebene entfernt . So ist die Milchstraße , besonders reich im Bereich von Cygnus, von der Nordhalbkugel aus immer sichtbar.
Der Himmelssüdpol befindet sich dementsprechend bei 9 h 10 m 42 s und −52 ° 53,0′, was ein paar Grad von dem 2,5-großen Stern Kappa Velorum entfernt ist (der bei 9 h 22 m 06,85 s −55° 00.6′ liegt). ), der daher als südlicher Polarstern gelten könnte. Der Stern Canopus , der zweithellste am Himmel, ist für die meisten südlichen Breiten ein zirkumpolarer Stern.
Die Tierkreiskonstellationen der Mars- Ekliptik sind fast die gleichen wie die der Erde – immerhin haben die beiden Ekliptik-Ebenen nur eine gegenseitige Neigung von 1,85° – aber auf dem Mars verbringt die Sonne 6 Tage im Sternbild Cetus , verlässt und tritt wieder ein Fische wie es dies tut, was insgesamt 14 Tierkreiskonstellationen ergibt. Auch die Tagundnachtgleichen und Sonnenwenden sind unterschiedlich: Für die nördliche Hemisphäre ist die Frühlings-Tagundnachtgleiche im Ophiuchus (im Vergleich zu den Fischen auf der Erde), die Sommersonnenwende ist an der Grenze von Wassermann und Fisch, die Herbst-Tagundnachtgleiche ist im Stier und die Wintersonnenwende ist in Jungfrau .
Wie auf der Erde wird die Präzession dazu führen, dass die Sonnenwenden und Tagundnachtgleichen über Tausende und Zehntausende von Jahren durch die Tierkreiskonstellationen kreisen.
Langzeitvariationen
Wie auf der Erde bewirkt die Präzession, dass sich der Nord- und Südpol des Himmels in einem sehr großen Kreis bewegen, aber auf dem Mars beträgt der Zyklus 175.000 Erdenjahre statt 26.000 Jahre wie auf der Erde.
Wie auf der Erde gibt es eine zweite Form der Präzession: Der Perihelpunkt in der Umlaufbahn des Mars ändert sich langsam, wodurch das anomale Jahr vom Sternjahr abweicht . Auf dem Mars beträgt dieser Zyklus jedoch 83.600 Jahre und nicht wie auf der Erde 112.000 Jahre.
Sowohl auf der Erde als auch auf dem Mars verlaufen diese beiden Präzessionen in entgegengesetzte Richtungen und addieren sich daher, um den Präzessionszyklus zwischen den tropischen und anomalen Jahren 21.000 Jahre auf der Erde und 56.600 Jahren auf dem Mars zu machen.
Wie auf der Erde verlangsamt sich die Rotationsperiode des Mars (die Länge seines Tages). Dieser Effekt ist jedoch um drei Größenordnungen kleiner als auf der Erde, da der Gravitationseffekt von Phobos vernachlässigbar ist und der Effekt hauptsächlich auf die Sonne zurückzuführen ist. Auf der Erde hat der Gravitationseinfluss des Mondes eine viel größere Wirkung. Schließlich wird in ferner Zukunft die Länge eines Tages auf der Erde der Länge eines Tages auf dem Mars entsprechen und diese dann überschreiten.
Wie auf der Erde erfährt Mars Milankovitch Zyklen , die ihre Ursache axiale Neigung (Schräge) und orbitale Exzentrizität längere Zeit zu variieren, die die langfristigen Auswirkungen auf das Klima hat. Die Abweichung der axialen Neigung des Mars ist viel größer als bei der Erde, weil ihr der stabilisierende Einfluss eines großen Mondes wie dem Erdmond fehlt. Der Mars hat einen Schiefezyklus von 124.000 Jahren im Vergleich zu 41.000 Jahren für die Erde.