Марс , четверта по відстані від Сонця планета Сонячної системи, астрономічний знак ♂.
Загальні відомості. М. належить до планет земної групи, володіє порівняно малою масою, розмірами і досить високою середньою щільністю. Рухається довкола Сонця по еліптичній орбіті на середній відстані 1,524 астрономічної одиниці (228 млн. км. ). Із-за значного ексцентриситету ( е = 0,093) ця відстань міняється в межах від 206 млн. км. в перигелії до 249 млн. км. в афелії. Нахил орбіти М. до плоскості екліптики 1,8°. Середня швидкість руху М. по орбіті 24,2 км/сек . Період звернення М. по орбіті (сидеричний період звернення) 1,881 років (687 сут ). Те, що однакове взаємне має в своєму розпорядженні М., Сонця і Землі повторюється в середньому кожні 780 сут (синодичний період звернення). Така періодичність повторень протистоянь М., при яких планета, спостережувана із Землі, знаходиться в точці піднебіння, приблизно протилежній до Сонця. В цей час М. особливо зручний для досліджень. Його видимий на піднебінні диск має в цей час діаметр, в середньому рівний 18". Щонайближче до Землі — на відстань до 56 млн. км. — М. наближається тоді, коли протистояння відбувається поблизу перигелія орбіти М. В цей час М. видно під кутом 24—25" і на нім можуть бути відмічені за допомогою телескопа деталі розміром 60—100 км. . Такі протистояння, звані великими протистояннями, повторюються через 15—17 років і відбуваються в серпні (великими часто називаються також протистояння, що відбуваються в липні і вересні). Останнє велике протистояння М. спостерігалося в 1971, найближчі майбутні (менш зручні для спостережень) будуть в 1986 і 1988 (див. мал. ). Під час афелійних протистоянь М. знаходиться від Землі на відстані близько 100 млн. км. . М. виглядає круглим диском під час протистоянь і верхніх з'єднань з Сонцем (див. Конфігурації в астрономії), коли він знаходиться за Сонцем, майже в 400 млн. км. від Землі. У інший час Сонцем освітлений не весь видимий із Землі диск М., і він видно з деяким збитком; максимально можливий збиток — як у Луни за 3—4 дні до повного місяця — спостерігається при найбільшому можливому вугіллі фази (вугіллі між напрямами від планети на Сонце і Землю), рівним 47°.
Лінійний діаметр М. (середній) складає 6800 км. , тобто лише дещо більше половини (0,53) діаметру Землі. Полярний діаметр на 1 : 190 менше екваторіального. Така величина стискування фігури планети, що отримується з динамічних розрахунків, заснованих на русі супутників М. Непосредственниє виміри кутових діаметрів М. уздовж екватора і перпендикулярно до нього дають набагато більше значення стискування (1 : 125), проте надійність таких вимірів невелика. Об'єм М. дорівнює 0,15 об'єму Землі. Маса М. рівна 6,423×10 23 кг (0,107 мас Землі). Середня щільність 3,97 г/см 3 . Прискорення сили тяжіння на поверхні дорівнює 3,72 м/сек ; або 0,38 земного значення. Друга космічна швидкість (кинуте з цією швидкістю тіло, долаючи силу тяжіння, назавжди покидає планету) в поверхні М. дорівнює 5,0 км/сек .
М., що Є на поверхні, постійні деталі (світлі і темні плями) дозволяють легко спостерігати обертання М. біля своєї осі. Період осьового обертання М. (його зоряна доба) складає 24 ч 37 мін 22,7 сік в земних одиницях часу (сонячного). Напрям північного кінця осі обертання М. має координати (1950,0): пряме сходження (а = 317,32°, відміна d = +52,68° (сузір'я Лебедя, поблизу кордону з сузір'ям Цефея). Відповідна цьому плоскість екватора М. виявляється нахиленої до плоскості орбіти М. на 25,2°, тобто майже так само, як плоскість земного екватора нахилена до плоскості орбіти Землі (екліптики). З цієї причини на М. відбувається зміна пір року і розділення на кліматичні пояси (полярний, помірний, тропічний), як і на Землі. Проте тривалість кожної пори року на М. в 1,9 разу більше, ніж на Землі.
Набутих із спостережень значень періоду звернення, маси, лінійного діаметру і динамічного стискування М. дозволяють моделювати внутрішню будову планети. Можливо, що М. має невелике залізне ядро з щільністю близько 9,5 г/см 3 , в якому зосереджено від 1 до 8 % маси планети, а радіус ядра складає від 15 до 33 % радіусу М.
Історичний нарис вивчення Марса. Як планета М. відомий людству з прадавніх часів. Під час великих протистоянь М. виглядає найяскравішою на північному піднебінні зіркою (—2,7 зоряної величини), оранжево-червоного кольору, унаслідок чого його сталі вважати атрибутом бога війни (у старогрецькій міфології Ареса, в давньоримській — Марса). За спостереженнями М., виконаним Т. Бразі і І. Кеплером, вже на початку 17 століття були встановлені закони руху планет в Сонячній системі. Фізичні властивості М. почали вивчатися лише в середині 17 століття, коли з'явилися телескопи, досить сильні, щоб побачити на М. окремі деталі, у тому числі полярні шапки (Х. Гюйгенс бачив їх в 1656, але розпізнані вони були пізніше) і темні «моря» на світлому фоні «суші»; спостереження цих деталей дозволили зробити першу оцінку періоду обертання М. (24 година 40 мін — Дж. Кассині, 1666).
Інтенсивні дослідження М. почалися в середині 19 століття, особливо після великого протистояння М. в 1877, коли Дж. Ськиапареллі, спостерігаючи М., виявив велике число нових деталей на поверхні планети, зокрема безліч темних прямолінійних утворень, умовно названих їм «каналами». Думки про природу «каналів» розділилися. Багато учених сумнівалися в реальності каналів, вважаючи їх психофізіологічною ілюзією, що виникає при розгляді гранично дрібних деталей на диску планети. Проте в кінці 19 і початку 20 століть П. Ловелл приписав «каналам» Ськиапареллі буквальний сенс і на цій підставі, а також в результаті оцінки фізичних умов на планеті висловив і наполегливо пропагував ідею населеності М. розумними істотами. Подальше вивчення М. астрофізичними методами, в якому видатна роль належала радянським вченим Р. А. Тіхову, Н. П. Барабашову, Ст Р. Фесенкову, Ст Ст Шаронову, привело до більш правильному розумінню фізичних умов на М. Фотографірованіє М. не підтвердило існування на нім каналів. Новий і дуже плідний етап у вивченні М. настав з початком космічної ери і запуском к М. космічних зондів — автоматичних міжпланетних станцій (АМС): американських серії «Марінер» — «Марінер-4» (1964), «Марінер-6», «Марінер-7» (1969) і «Марінер-9» (1971), і радянських серії «Марс» — «Марс-2» і «Марс-3» (1971). За допомогою цих космічних зондів (останні три з них стали штучними супутниками Марса ) було вироблено вивчення планети зблизька, так що елементами дослідження сталі деталі не в 60—100 км. , як раніше, а значно менше за 1 км. ; частина радянської АМС, що спускається, «Марс-3» вперше зробила м'яку посадку на планету.
Поверхня Марса. На поверхні М. розрізняють темні (сірі з голубуватим або бурим відтінком) плями на тлі обширних червоно-помаранчевих областей. Чисто умовно перші названі морями, а другі — сушею (або материками). Фотометричні спостереження М. при різних фазових кутах приводять до значення сферичного альбедо у видимих променях 0,16, а в інфрачервоних — 0,26, що виражає факт значного падіння відбивної здатності поверхні планети із зменшенням довжини хвилі. Такими ж властивостями володіє червонуватий грунт земних пустель. Закони віддзеркалення, а також поляризація відбитого світла суші М. і порошкоподібного лимоніту (мінералу з хімічним складом Fe 2 O 3 + n H 2 O) мають багато загального. Моря володіють зниженими по порівнянню з сушею альбедо, особливо в довгохвильової області спектру, так що їх колір представляється зеленувато-синім. Але контраст між морями і сушею убуває майже до нуля із зменшенням довжини хвилі в найближчої ультрафіолетової області спектру, що в значній мірі викликане розсіянням світла в атмосфері М.
Найбільш помітними деталями на диску М. є полярні шапки — північна і південна. Це білі плями, розміри яких міняються в перебіг марсіанського року, збільшуючись в холодний сезон і зменшуючись (майже зникаючи) в теплий. В той же час темні моря М. в основному зберігають контури, випробовуючи лише невеликі і нетривалі зміни — як сезонні, так і від протистояння до протистояння. Це робить можливим складання карт поверхні М. з точністю нанесення деталей до 1—2°. Такі карти складаються на основі зарисовок і фотографій М., що збираються в міжнародних центрах.
Найменування світлих і темних областей на М. в основному були запропоновані Ськиапареллі і французьким астрономом Е. Антоніаді, які широко використовували для цього географічні поняття старовини і образи міфології, а частково і деякі сучасні терміни. Так, нульовий меридіан в системі координат на М. — ареографічеськой системі координат (див. карту ), проходить через затоку Меридіана; до нього примикає той, що йде уздовж паралелі заливши Шеба (Шеба — старовинна назва Аравії); нижче знаходиться світла країна Девкаліона (Девкаліон в міфології — син Прометея, чоловік Пірри, яка також має на М. свою область — країну Пірри). Поблизу Північного полюса М. знаходиться Утопія; найпомітніша темна деталь на М. — Великий Сирт (названий по аналогії із затокою біля берегів Лівії). Під ним, далеко на південь, знаходиться кругла світла область Еллада і Авзонія (поетична назва Італії). Ще далі на схід знаходиться темне Кіммерійське море (древня назва Чорного моря) і тому подібне
Проліт близько М. американських АМС серії «Марінер», що фотографували його з далеких і дуже близьких відстаней, незвичайно збагатив уявлення про морфологію М. На йому були відкриті багаточисельні кільцеві гори, або кратери, подібні місячним. Кратери виявилися пануючою формою ландшафту на М., причому їх кількість не залежить ні від відстані від екватора М., ні від висоти над середнім рівнем; зустрічаються вони і на суші і на морях. Виявлено двох типів кратерів: чашоподібні малі (10—15 км. в діаметрі) і великі (>15 до декількох сотень км. ) з плоским дном. Останні виглядають більш зруйнованими, ніж малі (або місячні при тих же розмірах).
На невеликій частині ландшафту М., обстеженій до 1972 зблизька, виявлено трьох типів ландшафту: області, покриті кратерами; області, позбавлені кратерів (така Еллада); хаотичні області (наприклад, країна Пірри), де кратери небагаточисельні, а поверхня покрита формами, що говорять про зрушення, провали, тобто про тектонічні рухи. Зустрічаються обширні плато, планети, що сильно підносяться над середнім рівнем, але позбавлені яких-небудь крупних і різких нерівностей (зокрема, гірських хребтів). Грандіозна ущелина Копрат завглибшки понад 5 км. має довжину близько 500 км. і ширину близько 120 км. (див. мал. 2 ). «Яри», що відгалужуються від нього, мабуть, є результатом вітрової і водяної ерозії. Область Олімпійськими снігами є обширний круговий вулканічний район, зовнішнє кільце якого (діаметром близько 500 км. ) підноситься на 6 км. над навколишньою місцевістю. М. геологічно активний, на нім спостерігаються ознаки недавньої вулканічної діяльності і рухів кори, а також льодовиковій і вітровій ерозії. Дослідження М. зблизька ще дуже нетривалі, щоб виявити вулканічну діяльність. Але біля тих кратерів (кальдеров), вулканічне походження яких достовірно, видно дуже мало кратерів метеоритного походження, що служить підтвердженням недавнього народження вулканів.
Збільшена точність і роздільна здатність визначень радіолокацій дальності дозволили визначити рельєф поверхні М. уподовж декількох паралелей біля екватора М. Виявилось, що діапазон висот на М. великий і складає не менше 13 км. — така різниця висот двох світлих областей Тарсис і Амазонія. Темна область Великої Сирт на 6 км. вища за Амазонії, тобто знаходиться на середньому рівні. Аналогічні виміри виконані за допомогою інфрачервоних спектрометрів, які були встановлені на АМС «Марінер» (6, 7 і 9). Під час їх польоту над різними областями М. спектрометр реєстрував інтенсивність смуги поглинання вуглекислого газу (Co 2 ) в атмосфері М. Поськольку інтенсивність цієї смуги тим більше, чим глибше лежить поверхня планети, що підстилає атмосферу, такі виміри дозволили робити висновки також і про рельєф М. Виявилось, що найбільш низькою областю є Еллада — величезна кругла чашоподібна западина діаметром близько 1700 км. , лежача на 5,5 км. нижче за сусідній з нею Геллеспонта; пологий перехід між ними здійснюється окремими уступами. У такому ж експерименті, виконаному із Землі уздовж довгот від 240° до 160° (через 0°) в смузі від —20° до +40° ареографічеськой широти, встановлена наявність двох широких гребенів, що йдуть під кутом до меридіана з півночі на південь і розділених по довготі на 180°. Названа вище ущелина Копрат розташована в центральній частині велетенського розлому, що тягнеться по паралелі більш ніж на 80° довготи, тобто понад 4000 км. завдовжки. На найбільш великомасштабних фотографіях М. видно всілякі форми марсіанського ландшафту, що виявляють деяку схожість із земними формами — моренними грядами, піщаними дюнами і навіть термокарстом, що утворюється при таненні вічної мерзлоти. Проте нічого схожого на прямолінійні канали не немає. Зате виявлені сильно звивисті канали з припливами, що нагадують русла колишніх річок. Це — теж недавні утворення, оскільки на них непомітні ознаки метеоритної або вітровій ерозії.
Мікрорельєф М. нагадує місячний: дрібнозерниста будова поверхні М. проявляє себе специфічними поляризаційними властивостями, а також ефектом опозиції, що полягає в тому, що загальний блиск М. швидко зростає на 20—30 % при кутах фази менше 6°. Можливе пояснення цього ефекту полягає в зникненні тіней при розгляді поверхні приблизно в тому ж напрямі, звідки приходить освітлення.
Дуже нерівна поверхня знаходиться поблизу південної полярної шапки М. Здесь спостерігаються багаточисельні кратери, які у міру танення шапки стають виразнішими поряд з іншими формами. Тією ж причиною пояснюються і украй неправильні контури найпівденнішої полярної шапки. В середині зими вона досягає максимальних розмірів — тягнеться до широти —57°, з настанням літа зменшується. Проте найдовше вона зберігається не на полюсі а довкола крапки з координатами (330° —84°), що зв'язане, ймовірно, з більшою висотою цього місця. Майже ніколи не звільняються від снігу гори Мітчела (275° —73°). Судячи по нечисленності малих кратерів в області південної полярної шапки і по згладженій деяких деталей, можна передбачити, що ці області в порівняно недавньому минулому піддавалися згладжуючій дії льодовиків. Тут же виявлені типові для льодовикових форм u-образні долини. З середини 19 століття лише двічі спостерігалося повне зникнення південної полярної шапки — в 1894 і 1911. Зникнення північної полярної шапки не спостерігалося. Можливо, це пояснюється тим, що літо в північній півкулі доводиться на афелійниє протистояння — коли приплив тепла від Сонця найменший і, крім того, планету в ці періоди найважче спостерігати. Унаслідок прецессиі осі обертання М. таке положення періодично змінюється з періодом в декілька десятків тисячоліть і через 20—30 тисяч років південна півкуля стане холоднішою. Те ж саме, ймовірно, траплялося і у минулому. Саме тоді могли утворитися спостережувані на М. нині льодовикові форми.
Атмосфера Марса. Про наявність атмосфери у М. можна судити по спостережуваному потемнінню його диска до краю, повільного згасання зірок, що покриваються планетою, по втраті чіткості деталей поверхні М. при їх переміщенні до краю його диска. Над лімбом помічається легкий серпанок, а також високі тонкі дисперсні хмари і, нарешті, пилові бурі, при яких перестають бути видимі великі області планети, інколи на довгий час. Така, наприклад, була буря, на два місяці що закрила майже всі деталі поверхні М. незабаром після великого протистояння 1971.
Згідно з результатами спектральних спостережень, до складу атмосфери М. входять: вуглекислий газ (Co 2 ) — від 50 майже до 100 %; сліди водяної пари і окислу вуглецю (CO). З теоретичних міркувань виходить, що в атмосфері є азот (N 2 ) — 0,5—5 % і аргон (Ar) в кількостях, порівнянних з N 2 . На висотах більше 1000 км. атмосфера М. складається переважно з атомарного водню в крайній мірі розрідження (біля 10 4 атомів в см 3 ). Кисень (O 2 ) на М. спектроскопічно не виявлений; для нього лише встановлений верхня межа: 0,3 % по відношенню до Co 2 . М. має іоносферу, що складається з декількох шарів. Найбільша щільність електронів n e = 1,5×10 4 см -3 в ній — на висоті близько 130 км. . Фотометричні спостереження М. приводили до завищених значень потужності його атмосфери, оскільки розсіяння світла аерозольної складової атмосфери М. (приблизно у 5 разів більше розсіяння газової складової) при таких визначеннях помилково приписувалося також газу. Спектральні спостереження молекулярних смуг Co 2 в інфрачервоної області, а також ослабіння радіосигналів з АМС «Марінер-4», «Марінер-6» і «Марінер-7» при заходженні їх за диск М. привели до значення повного тиску на середньому рівні поверхні М. — 6,5 ± 2,0 мб , тобто в 160 разів меншому, ніж в поверхні Землі. До такого ж результату привели і спектральні спостереження, виконані на АМС «Марс-3». У нізколежащих областях М. (наприклад, Амазонії) тиск доходить до 12 мб , а у високих падає до 1—2 мб .
Кількість водяної пари в атмосфері М. відповідає 10—60 мкм обложеної води.
Температура Марса. Виміри теплового потоку, витікаючого з М. в радіодіапазоні (1 мм — 21 см ) довжин хвиль, дають середню температуру поверхні планети 220 ± 10 До — на середній відстані від Сонця. У перигелії вона на 10 % вище, а в афелії — на стільки ж нижче. Сонячна постійна на М. складає 59 мвт/см 2 . Інфрачервона радіометрія дозволяє виміряти температуру поверхні М. в різних крапках: на екваторі негайно пополудні вона досягає 300 До і швидко падає до 220 До при заході Сонця. За ніч вона опускається ще на 50 До, так що перед сходом Сонця вона дорівнює 174 До (—100 °С). На широті 45° — відповідно 282, 200 і 160 До. В полярних шапок температура досягає всього лише 150 До (тобто біля —125 °С). Темні області значно тепліше світлих.
Атмосфера М. набагато холодніша. З радіоспостережень АМС «Марінер-6» при його заході за диск М. обчислена температура атмосфери поблизу екватора; в її підстави вона виявилася рівною 250 До, тоді як сама поверхня мала температуру 274 ± 5 До. температура нічної атмосфери в крапці з широтою +36°, по вимірах з АМС «Марінер-7», склала 205 До, а ближче до полюса, на широті +79°, 164 До. В цей час в північній півкулі була осінь. У нижній атмосфері впродовж 20—25 км. щільність і тиск з висотою убувають приблизно в 10 разів, тоді як температура падає з 210 До до 150 К. Далєє температура падає повільніше і досягає мінімуму 110 До на висоті 50 км., після чого дуже повільно зростає до 300—350 До на висоті близько 200 км. і продовжує залишатися такій до висот понад 1000 км. . Та обставина, що температура поверхні М. значно вища за температуру прилеглого шару, викликає сильну конвекцію в денний час в нижній атмосфері М. Горізонтальниє руху в атмосфері М., судячи по переміщенню хмар, здійснюються з швидкостями до 10—15 м/сек . Теоретично можна допустити швидкості до 30—40 м/сек , а якщо враховувати макрорельєф, то місцеві вітри можуть досягати швидкостей 100—120 м/сек . Природно, що, не дивлячись на малу щільність атмосфери, вона в змозі піднімати як дрібні, так і крупні пилові частки і переміщати на відстані до 6000 км. частки діаметром 5—10 мкм і на 50 км. — діаметром 75 мкм .
Встановлені на різних широтах в різні сезони відмінності температури атмосфери і поверхні М. узгоджуються з давно відміченими сезонними змінами деталей його поверхні: з настанням весни полярна шапка починає зменшуватися в розмірах; довкола неї з'являється темний обідок «танення»; морить, раніше дуже тьмяні, сірі, стають всі контрастнєє, причому зростання контрастів повільно поширюється від полюса до екватора. В цей же час відбуваються сезонні зміни в контурах Морея. До кінця літа синювато-зеленуваті відтінки в морях змінялися бурими. Описана картина довгий час давала підставу думати, що полярна шапка, що складається з льоду і снігу, тане і живить вологою усе більш віддалені від неї області планети, які «розцвітають» і стають добре помітними. Низькі температури в атмосфері і на поверхні М. роблять таку інтерпретацію сумнівної. Перш за все це відноситься до самої природи полярних шапок: при температурі —125 °С навіть вуглекислий газ має бути в твердому стані. Така ж низька температура на висоті 30 км. і ще нижча на більшій висоті також вимагає конденсації атмосферного вуглекислого газу. Полярна шапка не може складатися ні з чого іншого, окрім Co 2 , з неї ж складаються білі хмари, часто спостережувані на М. Вместе з тим спектральні спостереження вказують на невеликі домішки звичайного льоду (H 2 O) до «сухого льоду» з Co 2 в полярних шапках. Ймовірно, із звичайного льоду складаються ті останні залишки південної полярної шапки, які не зникають протягом літа, тоді як обширні простори, покриті тонким шаром твердої вуглекислоти, швидко випаровуються вже на початку літа. Все ж на М. води дуже мало, якщо лише її немає у вигляді «вічної мерзлоти», яка можлива не лише в приполярних областях. У останніх сповна можлива «вічна мерзлота» з вуглекислоти. Випадкові тектонічні процеси, що супроводжуються виділенням тепло, можуть зруйнувати вічну мерзлоту локально і тоді з'являються річки, ознаки яких на М. є (див. вищий). Проте головну роль при швидких змінах на М. грають переміщення пилу в атмосфері і на поверхні планети.
Експериментальні дослідження Марса. Польоти АМС серій «Марінер» і «Марс» дозволяють вести експериментальні дослідження геоморфологиі, геології і еволюції поверхні і атмосфери М. Отримані результати таких досліджень дозволяють висловити припущення про те, що спостережувані на М. великі кратери набагато молодше місячних. Але при цьому зруйновані вони більше, що, мабуть, пояснюється процесами вивітрювання.
Життя на Марсе. Вельми популярна раніше ідея про населеність М. живими (і навіть розумними) істотами не підтверджується результатами температурних і спектроскопічних спостережень. Наскільки ні велика пристосовність живих організмів до умов середовища, той факт, що ознаки кисню в атмосфері М. не виявлені, робить гіпотезу існування високих форм життя на М. неправдоподібної. Проте низькі форми життя, особливо анаеробні, можуть там існувати (див. Астроботаніка, Астробіологія ). Досить хороше опромінення поверхні М. ультрафіолетовими променями робить сповна вірогідним синтез органічних молекул, з яких побудовані живі клітини. Багато форм земних мікроорганізмів, поставлених в лабораторії в умови, властиві поверхні М., продовжували існувати і розмножуватися.
Супутники Марса. Р О З У М. є два супутники: Фобос і Деймос, рухомі поблизу екваторіальної плоскості дуже близько до планети, — на відстанях 9,37 і 23,52 тисяч км. з періодами 7 ч 40 мін і 30 ч 21 мін , відповідно; таким чином, Фобос рухається довкола планети швидше, ніж вона обертається довкола осі. Обидва супутники дуже малі: із Землі вони представляються об'єктами 11,6 і 12,8 зоряної величини, відповідно, а їх достеменні розміри були встановлені прямим фотографуванням з АМС «Марінер-9» (1971). Виявилось, що Фобос має неправильну форму, що нагадує картоплину, розмірами 26 км. в довжину і 21 км. завширшки. Його поверхня зрита кратерами (у 100 разів густіше, ніж поверхня М.), найбільший з яких має діаметр понад 6 км. . Деймос менш зритий, його поперечник досягає 13 км. . Обидва супутники мають найменше в Сонячній системі альбедо £ 0,06.
Літ.: Вокулер Же., Фізика планети Марс, переклад з французького, М., 1956; Мороз Ст І., Фізика планет, М., 1967; Нове про Марсе і Венеру. Збірка статей, переклад з англійського, М., 1968.
