Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Mars ...
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
1051
Mars
1052
Mars, astron.j en af de sedan gamla tider kända
planeterna, den 4:e i ordningen, från solen
räknadt, af vårt solsystems stora planeter och
sålunda den af dessa, hvars bana ligger närmast
utanför jordbanan. På samma gång den tillhör den
inre (innanför asteroidzonen belägna) gruppen af
de stora planeterna, är denna planet sålunda i
förhållande till jorden en "öfre" planet. Den kan
därför komma i såväl konjunktion som opposition till
solen. Dess medelafstånd från solen är omkr. 228
mill. km. eller 1,523? gånger jordens; på grund af
banans rätt stora excentricitet (0,093) varierar
solafståndet mellan 207 mill. km. i periheliet och
249 mill. km. i apheliet. M. är näst Merkurius den
minsta bland solsystemets åtta hufvudplaneter, i det
att dess diameter uppgår till icke fullt 6,800 km.,
d. v. s. endast något mer än hälften af jordens. Dess
massa är mindre än ^777777777777 a^ s°l~ massan
eller ungefär ^ ,af jordens massa; medeltätheten
är omkr. J af jordens. Planetens afplatt-ning
är så ringa, att den ej med full säkerhet kunnat
fastställas genom direkta observationer; den torde
uppgå till omkr. TT\7j. Omloppstiden är nära 687
dygn, d. v. s. 43 dygn mindre än 2 år. Vore denna
omloppstid precis 2 år, skulle planeten fullborda
ett omlopp på samma tid som jorden fullbordar två,
och oppositionerna skulle inträffa i intervall af två
år. Nu rör den sig något hastigare, så att jorden
behöfver omkr. 50 dygn öfver 2 år för att upphinna
den. Den s. k. synodiska omloppstiden, mellantiden
mellan två successiva oppositioner, utgör alltså
omkr. 780 dygn.
M. visar sig för obeväpnadt öga som en ljusstark
stjärna med utprägladt rödaktig färgton. Dess glans är
emellertid mycket olika vid olika tillfällen, beroende
på de starka variationerna i dess afstånd från
jorden och från solen. Den största glansen inträffar
naturligtvis, då planeten är på sitt minsta afstånd
från jorden, d. v. s. vid oppositionerna, i synnerhet
vid sådana, som infalla på tidpunkter, då planeten
samtidigt befinner sig nära sitt peri-helium. Dylika
särskildt gynnsamma oppositioner inträffa ungefär
hvart sjuttonde år. Afståndet mellan jorden och
M. kan då i bästa fall vara blott 57 mill. km.,
och M. är då näst Venus himlens ljusaste stjärna,
nära 4 gånger så ljusstark som vid de ogynnsammaste
oppositionerna och mer än 50 gånger så ljusstark som
vid konjunktionerna. Förr användes observationer
af M. vid oppositionerna för bestämningar af
solparallaxen. Numera, sedan planeten Eros blifvit
upptäckt; har man i observationerna af denna lilla
planet, som under större delen af sitt lopp rör sig
mellan jordbanan och M:s bana och som kan komma jorden
närmare än någon annan planet, det bästa medlet för
dessa viktiga bestämningar.
Den teleskopiska anblicken af M. (se fig.) erbjuder
stort intresse, enär planeten i någon mån erbjuder
vissa analogier med jorden. Redan Huygens på
1600-talet iakttog åtskilliga fläckar på Marsytan,
och huf-vuddragen af de på hans teckningar återgifna
fläck-konturerna kunna ännu i dag identifieras. Häraf
kan man sluta, att dessa fläckbildningar i det stora
hela äro af en konstant karaktär och icke blott
sådana mer eller mindre tillfälliga och föränderliga
molnartade företeelser som t. ex. fläckarna på
Juppiters yta. Tack vare denna omständighet har
man genom sammanställning af observationer på dessa
fläckar, utförda under en tidrymd af mer än 200 år,
kunnat mycket noggrant bestämma M:s rotationstid. I
själfva verket är M. den enda planet utom jorden,
hvars rotationstid kunnat fast-
Planeten Mars sedd teleskopiskt från
Meudonobservatoriet 11 okt. 1909.
ställas med fullkomlig skärpa. Denna rotationstid
uppgår till 24 t. 37 m. 22,67 s., och detta
värde är noggrant på en eller annan hundradels
sekund. Rotationstiden (d. v. s. Marsdygnet)
är sålunda ganska nära öfverensstämmande med det
jordiska dygnet. Äfven rotationsaxelns lutning
mot planetbanans axel är mycket nära densamma som
hos jorden (omkr. 24°), så att årstidernas växling,
försåvidt den beror på denna lutning, bör försiggå på
ungefär samma sätt som på vår planet. I närheten af
M:s poler, i synnerhet den södra, har man iakttagit
hvita fläckar, hvilka, allteftersom ifrågavarande
trakt af planeten har sommar eller vinter, af- och
tilltaga i storlek. Det har naturligtvis legat nära
till hands att jämföra dessa polar-fläckar med is- och
snöbildningarna vid jordens poler. Att en stor olikhet
dock förefinnes i detta afseende, framgår redan af det
faktum, att polar-fläckarna på M. äro underkastade
så ofantliga variationer i storlek. Särskildt den
södra polar-fläcken af- och tilltar ofta mycket
hastigt: vid vissa tider är den öfver 3,000 km. i
genomskärning, och 4 eller 5 månader senare kan
den vara fullständigt utplånad. Förklaringen till
de öfriga ljusa och mörka fläckarna på Marsytan är
kanske ännu vanskligare. Vidsträckta områden af ytan,
särskildt på den norra hemisfären, ha en gulaktig
eller rödgul färgton i olika schatteringar. Dessa
områden upptaga sammanlagdt mer än halfva
planetytan. Mot dessa kontrastera mörkare fläckar
af en blågrå eller grönaktig färgton, täckande
sammanlagdt omkr. 3/s af ytan och belägna mest på
södra halfklotet och i ekvatorstrakterna. Vanligen
antar man de ljusare partierna vara kontinenter och
de mörka fläckarna haf och sjöar; somliga iakttagare
hålla före, att de förra äro kala
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
