Марс

Марс — четвёртая от Солнца большая планета Солнечной системы

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

Содержание

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

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

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

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)

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.