Марс назвали в честь бога войны за свой кроваво-красный цвет, который сразу же броcается в глаза и еще более интенсивен при наблюдениях в телескоп. К сожалению, это название оказалось весьма символическим, когда на рубеже нашего столетия, именно из-за этой планеты среди астрономов разгорелись настоящие баталии. На одной из сражающихся сторон был Персиваль Ловелл, несший знамя, впервые поднятое Скипарелли, и его сторонники, на другой - значительная часть аcтрономического мира. Поводом для баталий послужили марсианские "каналы", которые наблюдал Скипарелли и Ловелл.

• Физические характеристики

• Атмосфера и климат

• Черты поверхности

• Геологическое развитие

• Исследования Марса

• Таблица

Ф

Физические характеристики

Орбита Марса лежит приблизительно в полтора раза дальше, чем земля. Орбита планеты несколько эллиптическая, так что расстояние планеты от Солнца изменяется от минимума, при перигелии, 206.7 миллионов км до максимума, при афелии, 249.2 миллиона км. Т.к. Марс - дальше от Солнца чем Земля, Марсу требуется больше времени, чтобы совершить одно обращение вокруг Солнца. Год на Марсе длится 687 земных дней. Скорость движения Марса примерно 24 км/с, причем планета вращается в том же направлении, что и Земля — против часовой стрелки (если смотреть со стороны северного полюса планеты).
Марсианский день длится 24 часа, 37 минут, 23 секунды, что очень близко к продолжительности земного дня. Наклон оси планеты - приблизительно 25 градусов, вследствие чего, сезонные изменения на Марсе происходят подобно Земным. Из-за эллиптической орбиты Марса, в южном полушарии лето, когда планета находится на самом близком расстоянии к Солнцу, а в северном полушарии — зима.
Планета имеет средний диаметр 6,780 км, что составляет приблизительно половину размера Земли, и почти вдвое больше размера Луны. Из-за вращения, планета немного приплюснута у полюсов, имея фактический диаметр 6,794 км в экваторе и 6,752 км в направлении полюсов. Средняя плотность планеты (3.9 г/см3), ниже чем плотность Земли (5.5 г/см3). У Марса два спутника- Фобос и Деймос. Диаметр каждого из них всего несколько километров. Луны Марса, возможно, являются астероидами, когда-то попавшими в поле притяжения планеты, или оставшимися частями материи, из которой сформировался Марс.
 

Атмосфера и климат

Главные составляющие Марсианской атмосферы - двуокись углерода (95.3 %), азот (2.7 %), и аргон (1.6%). Малые количества кислорода, окиси углерода, водяного пара, и других веществ составляют остальную часть. Среднее поверхностное давление атмосферы - меньше одной сотой среднего поверхностного давления атмосферы Земли, и оно изменяется в зависимости от времени года и высотой. Марсианская атмосфера подвергается суточным и сезонным резким изменениям температуры. Они составляют в среднем приблизительно 220 K и изменяется от 145 K в течение полярной ночи до 300 K в области экватора в течение полудня при перигелии.

Хотя Марсианская атмосфера является очень тонкой и холодной, она очень активна и сложна. Глобальные атмосферные системы циркуляции воздуха на Земле и на Марсе очень похожи. В Марсианской атмосфере, как и на Земле, теплые восходящие воздушные течения на экваторе, перемещают воздушные массы, отклоняя их на восток, и затем убывают к средним широтам и возвращаются на экватор. В ветрах, дующих с запада на средней высоте находятся узкие полосы сильных ветров называемых потоками реактивного воздуха, которые производят штормовые системы близко к поверхности.Кроме того, на Марсе происходят сезонные изменения климата, в следствие солнечного нагрева и обмена двуокисью углерода между полярным льдом и морозом (речь о которых пойдет ниже) и атмосферой. Во время того, как на каждом Марсианском полушарии наступает осень и зима, углекислый газ, находящийся в составе атмосферы конденсируется и образовывает ледяные шапки, которые простираются от полюса на расстояние почти до середины расстояния между полюсом и экватором. Когда приходит весна, перепад температуры между льдом и нагретой солнцем почвой порождает сильные ветры в области края отступающей полярной шапки. Этот эффект усиливается более горячим южным летом, когда планета находится ближе к Солнцу. Сильные южные летние ветры поднимают огромные количества пыли, которые усиливаются в большие штормы. Согласно наблюдениям, эти штормы покрывают всю планету.

Черты поверхности

Цвет Марсианской поверхности находится в диапазоне от оранжевого до буро-черного. Более темные вещества - выветрившаяся базальтовая горная порода, и более светлые - окиси железа. С Земли видно, что чередующиеся полосы различной яркости обычно формируются в области топографических черт или вокруг них. Многие из них изменяют форму и размер с сезонной периодичностью, что свидетельствует о том, что большая часть поверхности покрыта тонким слоем пыли и песка, которые легко переносятся ветрами. Фотографии Марсианской поверхности, полученные Американскими аппаратами, совершившими посадку на поверхность Марса, в рамках миссии "Викинг" подтверждают наличие слоев, которые переносятся ветрами, а также показывают камни и булыжники разбросанные на поверхности. Эти наблюдения являются типичными для Марса, так как они подтверждаются различными измерениями, проведенными как с Земли так и с космических кораблей.

Так как на Марсе не существует океанов, и, таким образом, нет уровня моря, все измерения высоты объектов на планете измеряются относительно искусственно введенной величины, называемой средней высотой поверхности. При использовании этой точки начала отсчета, топографию Марса можно разделить на южную горную местность, покрытую кратерами, которая обычно располагается от 1 до 5 км выше начала отсчета, и на сравнительно гладкую северную низину - покрывающую почти 40 % поверхности, диапазон высот на которой от 0 до 3 км ниже точки начала отсчета. Самое большое на горной местности — возвышение Тарсис, имеющее диаметр больше 3,000 км, достигающее 10 км в высоту и состоящее из нескольких вулканических пластов. Меньшее повышение Элизиум на 5 км выше плоскости окружающей низины.
Каньон Валес Маринерис (см. картинку), самый большой и самый глубокий из известных в солнечной системе, простирается более чем на 4,000 км и имеет от 5 до l0 км между составляющими его верхними и нижними плато. Два огромных круговых бассейна в пределах южной горной местности, Хеллас и Аргир, 1,500 и 800 км в диаметре и 7 и 2 км в глубину, соответственно.
Каждый Марсианский полюс покрыт слоистыми отложениями, формируя плато 1,000 к 1,500 км в диаметре и обычно от 2 до 4 км в толщину. Плато - частично покрыто тонкими ледяными слоями. Северная ледяная шапка охватывает примерно две трети плато, в то время как южная — только приблизительно одну пятнадцатую плато.
 

Геологическое развитие

Хотя по большому счету, геологическое строение Марса уникально в солнечной системе, в нем сочетаются характеристики и Луны и Земли. И это не является неожиданностью, потому что Марс имеет схожесть по составу с обоими телами. Однако, что действительно является неожиданностью — необъятное количество геологических особенностей на Марсе по сравнению с теми же самыми особенностями на Земле. Размер можно объяснять недостатком тектонических пластин на Марсе, который имеет тенденцию к перемещению центров процесса горообразования, атмосферой планеты и ее климатом, который обладает меньшим эрозивным действием. Другое главное отличие между двумя планетами - катастрофическое наводнение, которое произошло на Марсе, когда избыточные подземные воды были выпущены в больших объемах.

Ноев Период
Похожая на Луну, дневная кратерная горная местность Марса, сформированного в Ноев Период, первый миллиард лет существования планеты. Кратеры и бассейны образовывались при столкновениях метеоритов и комет. Тысячи кратеров десятки километров шириной, их поднятые края, окруженные "кучами" вывернутых материалов, представляют этот древний ландшафт нагорья. Хеллас и Аргуре - самые большие хорошо сохранившиеся бассейны, рожденные в результате столкновений с малыми небесными телами в тот период. Существует доказательство о похожем происхождении нескольких десятков других бассейнов, имеющих в диаметре от сотен до тысяч километров.
Потоки воды покрывшие большую часть возвышенностей, очевидно полученные в результате утечки воды из-под поверхности. Их малая глубина резко свидетельствует о том, что температура поверхностных камней была выше точки замерзания воды, что поверхность была более теплая, чем в настоящее время. Более высокие температуры вероятно были вызваны выпущенным из недр планеты теплом и более толстой атмосферой. Эрозия воды способствовала полному разрушению поверхности, которая отличает большинство территории этого периода от более ранних территорий

Западный Период
Во время Западного периода марсианского развития происходили большие изменения в ландшафте, хотя и количество столкновений с малыми небесными телами снизилось и атмосфера стала тоньше и утратила свои эрозивные способности. Первые, обширные области очень жидких потоков лавы заняли более чем треть планеты. Большая часть этих потоков, выделилась из трещин, но некоторые были порождены широкими но низкими, вулканическими центрами круговой формы. Кратеры некоторых из этих вулканов разрушены, свидетельствуя о том, что когда-то происходил бурный вулканический процесс и жидкостная эрозия, вызванная взаимодействиями магмы и поверхностных вод. Поскольку потеря внутреннего тепла заставила поверхность планеты сжиматься, скалы прогибались, формируя длинные, низкие горные кряжи на укрепленных потоках лавы.
Тем временем, Тарсис достиг приблизительно тех размеров, которые он занимает сегодня, производя обширные системы дефектов, которые охватывают все полушарие планеты. Лава текла из Тарсис вулканов, которыми были покрыты миллионы квадратных километров области возвышенности. Глубже, в результате расщепления марсианской мантии появились линейные каньоны Валес Маринерис. Эти каньоны - некоторые из главных первоисточников огромных систем каналов, которые простираются на тысячи километров поперек области нагорья, которая составляет приблизительно 10 % Марсианской поверхности. Каналы, возможно сформированные катастрофическими выбросами миллионов кубических километров воды. Во время Амазонского периода процесс геологического развития на Марсе замедлился. В этот период большинство вулканов формирует большие шиты, имеющие величину и состоящие из базальтовых потоков лавы, подобных вулканам на Гавайских островах. Высота самого большого шита Олимпис 15 900 метров при диаметре 600 км, что приблизительно равно территории штата Аризона. Вдоль стен каньона Валес Маринерис, огромные оползни низвергли миллионы тонн обломков на дно каньона. Ветры продолжают формировать Марсианскую поверхность. Под их действием было создано огромное "море песка" дюн, окружающих северное полярное плато. Оба полярных плато, оказывается, состоят из слоистых образований пыли и льда, которые легко разрушаются и повторно образовываются солнечным нагревом и ветрами.

Исследования Марса

Марс сыграл важную роль в решении орбитальных движений планет, из-за его озадачивающего движения, видимого с Земли. Когда Иоган Кеплер, определивший в 1609 году, что орбита Марса имеет форму эллипса, он отменил более старые теории Птолемея, основанные на круговых орбитах планет. На следующий год, Галлилео сделал первые телескопические наблюдения планеты и записал фазы ее движения.

В самом начале XVII века, другие ученые сделали более близкие наблюдения Марса, определив, что период его вращения вокруг собственной оси является близким к Земле, что он имеет полярные шапки, которые изменяются в зависимости от времени года, а так же различили на поверхности планеты темные участки. Эти участки, как они думали, были морями.
В начале XVIII века, Вильям Гершель отметил яркие, изменявшиеся части, которые, как он думал, были облаками и предположил, что планета имеет атмосферу. Он, также как и некоторые другие астрономы, жившие позже, считал, что на Марсе существует жизнь.
В начале XIX века, итальянский астроном Джавани Скиапарелли (1835-1910) смог различить прямые темные линии на поверхности планеты, которые он назвал каналами. И хотя на итальянском языке это слово не означает искусственного происхождения этих объектов, в переводах на многие языки, это слово приобрело такое значение. Эти наблюдения увеличили предположения о том, что Марс населен развитой расой живых существ. Наибольшей точки в популяризации этой идеи достиг Персипал Лоувел (1855-1916). Он видел сотни каналов и даже находил их на Венере и больших спутниках Юпитера.
Каналы, как известно, не являются реальными чертами поверхности планеты, а вероятно порождаются зрительными иллюзиями, в которых темные области появляются соединенными линиями. Марсианские спутники были обнаружены Азафом Залом в 1877.
Наша информация о свойствах планеты значительно увеличилась благодаря полетам космического корабля, начавшихся с полета Маринер 4 в 1965 и Маринер 6 и 7 в 1969. Самый успешный Маринер 9 полета в 1971-72, и орбитальные ступени Викинг, запущенные в 1976 вместе отобразили всю Марсианскую поверхность и показали геологическое многообразие планеты. Посадочные ступени Викинг, сделали длительные наблюдения поверхности и атмосферы и выполнили эксперименты, чтобы определить состав поверхности. Их биологические эксперименты, которым не удалось обнаружить каких-либо доказательств существования органических веществ. Очевидное их отсутствие, а так же наличие тонкой, сухой атмосферы планеты, убедило большинство исследователей в том, что на Марсе не существует жизнь. Однако пригодные для жизни условия могут существовать в теплых, влажных подземных средах, если такие, существуют. Другие ученые полагают, что жизнь могла существовать на ранних стадиях развития Марса, когда условия климата были вероятно более благоприятными.
Полеты космических кораблей будут и в дальнейшем наиболее ценными источниками новых данных о Марсе, хотя редкий класс SNC метеоритов, собранных на Земле - фрагменты базальтовой горной породы, которые, как думают, были принесены с Марса так же пополняет наши данные о планете. Так, несколько месяце назад, ученым удалось найти один из таких метеоритов в области Антарктиды, на котором были найдены следы органических соединений. Различные полеты космических кораблей находятся в стадии планирования. Они включают посадочные ступени, которые смогут проводить сложные исследования почвы, сейсмического обнаружения, и будут работать в режиме автоматизированного исследования. Такие исследования, как ожидается, обеспечат дальнейшее понимание состава планеты, структуру, атмосферу, и возможную биологию, также как создадут перспективы для исследования планеты человеком.
 

Сравнительные свойства Марса и Земли