Марс — четвёртая по порядку от Солнца большая планета Солнечной системы.

Содержание

• Общие сведения о Марсе
• Исследования Марса в XX веке
• Поверхность Марса
• Сведения о марсианском грунте
• Атмосфера Марса
• Спутники Марса

Общие сведения о Марсе

Среднее расстояние от Солнца 1,524 а.е. (227,9 млн. км). Эксцентриситет орбиты 0,0934, наклон плоскости орбиты к эклиптике 1°51'; экватор Марса наклонён к плоскости его орбиты на 25,2°, что вызывает сезонные изменения на планете. Период обращения Марса вокруг Солнца 686,98 сут (сидерический период обращения). Средняя скорость движения по орбите 24,13 км/с. Экваториальный радиус 3394 км, полярный — 3376,4 км, динамическое полярное сжатие ~¹/₂₀₀. Найдена значительная асимметрия Марса вдоль полярной оси: уровень поверхности почти во всём южном полушарии лежит на 3—4 км выше, чем в северном. Период вращения Марса вокруг своей оси 24 ч 37 мин 22,58 с. Расстояние в перигелии 207 млн. км, в афелии 249 млн. км. Количество солнечной энергии, получаемой Марсом при наибольшем и наименьшем расстоянии от Солнца, различается на 20—30%. Масса Марса 6,44×10²³ кг (0,108 земной), средняя плотность 3950 кг/м³, ускорение свободного падения на экваторе 3,76 м/с², первая космическая скорость 3,6 км/с, вторая — 5 км/с. Болометрическое сферическое альбедо 0,20 ±0,05; средняя эффективная температура 216 К.

Исследования Марса в XX веке

Благоприятные условия для исследования Марса наземными и космическими средствами возникают во время противостояний, происходящих с интервалом 779,94 сут (средний синодический период обращения). Расстояния между Марсом и Землёй в противостояниях не одинаковы и меняются циклами продолжительностью в 15—17 лет. Противостояния близ перигелия Марса наиболее благоприятны, т.к. в этот период расстояние между планетами становится наименьшим, равным ~56 млн. км; они происходят один раз за цикл и называются великими противостояниями.

Советский космический аппарат «Марс-1» в музее Космонавтики

Наибольший прогресс в исследованиях Марса достигнут благодаря полётам космических аппаратов. Первым запущен к Марсу советский космический аппарат «Марс-1» (1962). Фотоснимки участков поверхности впервые получены американским космическим аппаратом «Маринер-4» (1965). Первыми искусственными спутниками Марса стали американский космический аппарат «Маринер-9» и советские «Марс-2» и «Марс-3» (1971), а в 1974 осуществлён пролёт около Марса космического аппарата «Марс-4» и выведен четвёртый спутник «Марс-5». Первая посадка на поверхность Марса осуществлена спускаемым аппаратом космического аппарата «Марс-3» (2. декабря 1971 г.; 45° ю.ш. и 158° з.д.), а первые прямые измерения параметров атмосферы при посадке на планету проведены космическим аппаратом «Марс-6» (12 марта 1974 г.; 23,9° ю.ш. и 19,5° з.д.). В июне и августе 1976 года на орбиты Марса выведены космические аппараты «Викинг-1» и «Викинг-2», посадочные модули которых совершили посадку на поверхность в 6400 км друг от друга 20 июля 1976 года (22,5° с.ш. и 48° з.д.) и 4 сентября 1976 года (47,9° с.ш. и 225,8° з.д.).

Поверхность Марса

При наблюдении с Земли на Марсе выделяются светлые области красно-оранжевого цвета, занимающие ~75% его поверхности, которые исторически получили название «материков», и тёмные области серо-зелёного оттенка — «моря». Определённой зависимости в относительном высотном расположении «материков» и «морей» не выявлено. Перепады высот в планетарном масштабе, впервые обнаруженные радиолокационными исследованиями приэкваториальной области Марса, достигают 14—16 км.

Снимок поверхности Марса, сделанный марсоходом Curiosity

Отдельные конусообразные горы, представляющие собой громадные потухшие щитовые вулканы диаметром в основании до 500 км, достигают высоты 27 км (Арсия) и 26 км (Олимп); вулканы сосредоточены преимущественно в возвышенной области Тарсис в северном полушарии. Очевидные следы вулканизма и тектонической деятельности на планете служат доказательством геологической активности, видимо, завершившейся несколько сот млн. лет назад. Об интенсивной тектонической деятельности свидетельствуют многочисленные разломы и сбросы марсианской коры — грабены, утёсы, обширные ущелья с системой ветвящихся каньонов, зачастую отделённых друг от друга плоскими плато или столовыми горами. Ущелья достигают нескольких километров в глубину, десятков километров в ширину, сотен километров в длину. Обширный разлом вблизи экватора, протянувшийся на 4000 км (долина Маринера), напоминает рифтовую зону на океаническом ложе Земли.

Долина Маринер на поверхности Марса

Сильно кратерированные участки поверхности Марса с диаметрами кратеров от нескольких до сотен километров характерны в основном для средне- и высокоширотных районов южного полушария. Число кратеров на единицу площади сравнимо с их плотностью на лунной поверхности. Близки и распределения кратеров по диаметрам. Внешние склоны валов типичных кратеров имеют уклоны ~10°; внутренние стенки кратеров наклонены на 20—25°. Сглаженность кратеров больше, чем на Луне и Меркурии, но значительно меньше, чем на Венере. Некоторым кратерам на Марсе присвоены имена учёных (Г.Н. Бабакина, А.П. Виноградова, Дж. Койпера, Ф. Нансена и др.). Многим малым кратерам Марса даны наименования населённых пунктов (Байконур, Евпатория, Волгоград, Хьюстон, Кагосима, Куру, Мадрид и др.).

В формировании современного облика Марса важную роль сыграли также интенсивная ветровая и, по-видимому, водная эрозия, осадконакопление и гляциологические процессы, наиболее характерные для областей полярных шапок. Белые полярные шапки образуются вблизи полюсов в период с начала марсианской осени до конца весны в соответствующем полушарии за счёт конденсации углекислого газа, а их нестаивающая за лето часть (значительная у северной полярной шапки), очевидно, состоит в основном из обычного льда, возможно, с примесью клатратов. С динамикой изменения размеров шапок связаны сезонные изменения тёмных областей: с началом весны в направлении к экватору распространяется со скоростью ~5 м/с «волна потемнения», достигающая к лету, когда шапка имеет минимальный размер, широты 40° в противоположном полушарии. К осени, с началом роста шапки, моря несколько светлеют. Тёмные области систематически на несколько градусов теплее светлых, хотя корреляции между тепловой инерцией и температурой не обнаруживается. Природа «волны потемнения» и периодическое изменение очертаний светлых и тёмных областей, видимо, являются следствием перераспределения вдоль поверхности при перестройке циркуляционных процессов в атмосфере и смене местных ветров эродированного пыле-песчаного тонкозернистого материала, в обилии присутствующего на Марсе. Выдуваемый из кратеров, этот материал образует характерные шлейфы позади их кромок; на поверхности и внутри кратеров образуются песчаные дюны. Определённые по результатам радиометрических измерений с космических аппаратов параметры тепловой инерции Марса отвечают модели раздробленного грунта со средними размерами частиц 0,01—0,05 см в слое проникновения тепловой волны (5—7 см). Результаты определения диэлектрической проницаемости материала поверхности, соответствующие глубине в несколько десятков сантиметров, дают средние значения плотности 1500—2000 кг/м³.

Сведения о марсианском грунте

Результаты определения плотности из анализа углубления опор космического аппарата «Викинг» и операций с грунтозаборным устройством соответствуют модели слабосвязанного материала с плотностью 1200—1800 кг/м³. Значительные сезонно-суточные ваиации ИК-яркостной температуры, достигающие по радиометрическим измерениям «Марса-3» и «Марса-5» 100 К, а также практическое отсутствие колебаний температуры уже на глубине в несколько десятков сантиметров свидетельствуют о чрезвычайно низкой теплопроводности марсианского грунта.

В результате определения с помощью космического аппарата «Викинг» химических элементов в составе грунтов разработана модель, согласно которой основными соединениями являются (проценты по массе): SiO₂ — 45; Fe₂O₃ — 18; Al₂O₃ — 5; MgO — 8; CaO — 5; SO₃ — 8, а содержание щелочных металлов очень низкое. Такой состав соответствует мафическим изверженным породам. Очевидно, грунт представляет собой хорошо перемешанную смесь, состоящую на 80% из богатых железом глин (59% нонтронит и 21% монтмориллонит), на 10% из сульфата магния (вероятно, кизерит), на 5% из карбонатов (вероятно, кальцит) и на 5% из окислов железа (гематит, магнетит, оксимагнетит и гетит).

Атмосфера Марса

Атмосфера Марса довольно разрежена, давление у поверхности в зависимости от рельефа изменяется от 0,18 до 1 кПа. За среднее давление, примерно соответствующее среднеуровенной поверхности (от этого уровня отсчитывают высоту гор и глубину впадин), принята тройная точка на фазовой кривой воды (0,61 кПа). Основная составляющая атмосферы — углекислый газ. При масс-спектрометрических измерениях космическим аппаратом «Викинг» состава атмосферы получены следующие данные (объёмные проценты): CO₂ — 95; N₂ — 2,7; Ar — 1,6; O₂ — 0,15. Содержание водяного пара очень невелико и испытывает заметные сезонно-суточные. колебания: от менее 1 мкм осаждённой воды в зимнем полушарии до почти 100 мкм осаждённой воды над полярной шапкой летом.

Обнаружены отдельные районы повышенной влажности в средних широтах, а также небольшое количество озона, практически не влияющее на ослабление интенсивной УФ-солнечной радиации, проникающей сквозь разрежённую атмосферу Марса до поверхности. Средняя температурa у поверхности близка к эффективной, причём днём температура поверхности выше, а ночью ниже, чем температурa атмосферы. Средний температурный градиент в тропосфере меньше адиабатического. Сезонно-суточные вариации температуры достигают 100—150 К, минимальная температурa на полярных шапках зимой опускается ниже температуры конденсации CO₂, составляющей 148 К при 0,61 кПа. Из-за больших температурных контрастов на поверхности и малой плотности атмосфера Марса очень динамична, скорость ветра достигает нескольких десятков м/с, а во время пылевых бурь 80—100 м/с. В эти периоды, обычно совпадающие с противостояниями Марса, в атмосферу поднимаются огромные массы пыли, и тёмные облака наблюдаются по всему диску до высоты ~10 км, почти полностью сглаживая контрасты на поверхности. Температурный профиль в атмосфере стремится к изотермическому, а температурa поверхности падает на 20—-30 К. Число пылевых частиц в атмосфере во время бури достигает 10¹²—10¹³ в 1 м³ ( ~10^–6 кг/м³), средний размер частиц 1—3 мкм (до 10 мкм). В спокойной атмосфере также присутствует пыль со средними размерами частиц 0,05—0,1 мкм. Белые и синие облака в атмосфере имеют конденсационную природу — в тропосфере из H₂O, в стратосфере преимущественно из CO₂.

Измерениями искусственных спутников «Марс-2, -3, -5» у планеты обнаружено собственное магнитное поле дипольной природы с напряжённостью на экваторе, приведённой к поверхности ~51,8 мА/м (т.е. примерно в 1000 раз слабее земного). Процессы в верхней атмосфере контролируются в основном фотохимией CO₂, преобладающее содержание которого сохраняется до ~150 км, выше преобладают O и CO, а начиная с высоты около 400 км — He и H₂. Ионосфера Марса менее плотная, чем земная, и более поджата к планете: основной максимум дневного слоя на высоте 134—140 км имеет электронную плотность (1,5—2)×10⁵см^–3, второй максимум обнаружен на высоте около 110 км — с электронной плотностью 7×10⁴см^–3. Основным компонентом марсианской ионосферы является ион O₂⁺.

На фотоснимках, переданных космическими аппаратами, обнаружены длинные ветвящиеся долины типа высохших речных русел, выглаженные ложбины и острова, свидетельствующие о водной эрозии в определённые периоды марсианской истории. Газовый и изотопный анализы атмосферы (прежде всего сопоставление измеренных космическим аппаратом «Викинг» относительного содержания инертных газов с их содержанием на Земле и в метеоритах) дают основание считать, что когда-то Марс обладал существенно (примерно в 20 раз) более плотной атмосферой, так что на поверхности могла быть вода в жидком состоянии. Её возможное общее содержание в современную эпоху в виде подповерхностного льда и полярных шапок оценивается эффективной толщиной равномерно разлитого по поверхности слоя ≤40 м (средняя глубина Мирового океана на Земле ~4 км).Относительно биологической активности Марса ничего определённого пока сказать нельзя. Эксперименты на космическом аппарате «Викинг» дали противоречивые результаты. Возможно, что основным препятствием к обнаружению живых форм явилась недостаточная чувствительность (или неэффективность) использованных методов в условиях сильно окисленной среды в поверхностном слое планеты.

Спутники Марса

Спутники Марса: Фобос (слева) и Деймос (справа)

У Марса есть два спутника: Фобос (Страх) и Деймос (Ужас). Фобос обращается вокруг Марса с периодом 7 ч 39 мин (сидерический период) на среднем расстоянии 9350 км, т.е. как бы обгоняет планету в её суточном вращении. Сидерический период Деймоса, обращающегося на среднем расстоянии 23 500 км,— 30 ч 17 мин. Оба спутника, которые всегда обращены к Марса одной стороной, имеют неправильную, астероидоподобную форму с максимальными размерами соответственно 21×26 и 12×13 км, с сильно кратерированными поверхностями (плотность кратеров в 100 раз больше, чем на Марсе). Возможно, они сохранились со времени аккреции планеты или (что более вероятно) захвачены позднее её гравитационным полем.