МАРС

МАРС, четвёртая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы. Общие сведения. М. принадлежит к планетам земной группы, обладает сравнительно малой массой, размерами и довольно высокой ср. плотностью. Движется вокруг Солнца по эллиптич. орбите на ср. расстоянии 1,524 астрономич. единицы (228 млн. км). Из-за значит, эксцентриситета (е = 0,093) это расстояние меняется в пределах от 206 млн. км в перигелии до 249 млн.км в афелии. Наклон орбиты М. к плоскости эклиптики 1,8°. Ср. скорость движения М. по орбите 24,2 км/сек. Период обращения М. по орбите (сидерич. период обращения) 1,881 года (687 сут). Одинаковое взаимное расположение М., Солнца и Земли повторяется в среднем каждые 780 сут (синодич. период обращения). Такова периодичность повторений противостояний М., при к-рых планета, наблюдаемая с Земли, находится в точке неба, приблизительно противоположной Солнцу. В это время М. особенно удобен для исследований. Его видимый на небе диск имеет в это время диаметр, в среднем равный 18". Ближе всего к Земле - на расстояние до 56 млн. км - М. приближается тогда, когда противостояние происходит вблизи перигелия орбиты М. В это время М. виден под углом 24-25" и на нём могут быть замечены с помощью телескопа детали размером 60-100 км. Такие противостояния, называемые великими противостояниями, повторяются через 15-17 лет и происходят в августе (великими часто наз. также противостояния, происходящие в июле и сентябре). Последнее великое противостояние М. наблюдалось в 1971, ближайшие будущие (менее удобные для наблюдений) будут в 1986 и 1988 (см. рис.). Во время афелийных противостояний М. находится от Земли на расстоянии ок. 100 млн. км. М. выглядит круглым диском во время противостояний и верх, соединений с Солнцем (см. Конфигурации в астрономии), когда он находится за Солнцем, почти в 400 млн. км от Земли. В другое время Солнцем освещён не весь видимый с Земли диск М., и он виден с нек-рым ущербом; максимально возможный ущерб - как у Луны за 3-4 дня до полнолуния - наблюдается при наибольшем возможном угле фазы (угле между направлениями от планеты на Солнце и Землю), равным 47°.

Противостояния Марса; П - перигелий орбиты Марса, великие противостояния- 1971, 1986, 1988.

Линейный диаметр М. (средний) составляет 6800 км, т. е. лишь немногим больше половины (0,53) диаметра Земли. Полярный диаметр на 1 : 190 меньше экваториального. Такова величина сжатия фигуры планеты, получаемая из ди-намич. расчётов, основанных на движении спутников М. Непосредств. измерения угловых диаметров М. вдоль экватора и перпендикулярно к нему дают намного большее значение сжатия (1 : 125), однако надёжность таких измерений невелика. Объём М. равен 0,15 объёма Земли. Масса М. равна 6,423-10²³ кг (0,107 массы Земли). Ср. плотность 3,97 г/см³. Ускорение силы тяжести на поверхности равно 3,72 м/сек², или 0,38 земного значения. Вторая космич. скорость (брошенное с этой скоростью тело, преодолевая силу тяготения, навсегда покидает планету) у поверхности М. равна 5,0 км/сек.

Имеющиеся на поверхности М. постоянные детали (светлые и тёмные пятна) позволяют легко наблюдать вращение М. около своей оси. Период осевого вращения М. (его звёздные сутки) составляет 24 ч 37 мин 22,7 сек в земных единицах времени (солнечного). Направление сев. конца оси вращения М. имеет координаты (1950,0): прямое восхождение а = 317,32°, склонение 6 = + 52,68° (созвездие Лебедя, вблизи границы с созвездием Цефея). Соответствующая этому плоскость экватора М. оказывается наклонённой к плоскости орбиты М. на 25,2", т. е. почти так же, как плоскость земного экватора наклонена к плоскости орбиты Земли (эклиптики). По этой причине на М. происходит смена времён года и разделение на климатич. пояса (полярный, умеренный, тропический), как и на Земле. Однако продолжительность каждого времени года на М. в 1,9 раза больше, чем на Земле.

Полученные из наблюдений значения периода обращения, массы, линейного диаметра и динамич. сжатия М. позволяют моделировать внутр. строение планеты. Возможно, что М. имеет небольшое жел. ядро с плотностью ок. 9,5 г/см³, в к-ром сосредоточено от 1 до 8% массы планеты, а радиус ядра составляет от 15 до 33% радиуса М.

Исторический очерк изучения Марса. Как планета М. известен человечеству с древнейших времён. Во время великих противостояний М. выглядит самой яркой на полуночном небе звездой (-2,7 звёздной величины), оранжево-красного цвета, вследствие чего его стали считать атрибутом бога войны (в др.-греч. мифологии Ареса, в др.-римской - Марса). По наблюдениям М., выполненным Т. Браге и И. Кеплером, уже в нач. 17 в. были установлены законы движения планет в Солнечной системе. Физич. свойства М. начали изучаться лишь в сер. 17 в., когда появились телескопы, достаточно сильные, чтобы увидеть на М. отд. детали, в т. ч. полярные шапки (X. Гюйгенс- видел их в 1656, но распознаны они были позже) и тёмные "моря" на светлом фоне "суши"; наблюдения этих деталей позволили сделать первую оценку периода вращения М. (24 час 40 мин- Дж. Кассини, 1666).

Интенсивные исследования М. начались в сер. 19 в., особенно после великого противостояния М. в 1877, когда Дж. Скиапарелли, наблюдая М., обнаружил большое число новых деталей на поверхности планеты, в частности множество тёмных прямолинейных образований, условно названных им "каналами". Мнения о природе "каналов" разделились. Мн. учёные сомневались в реальности каналов, считая их психо-физиологич. иллюзией, возникающей при рассматривании предельно мелких деталей на диске планеты. Однако в кон. 19 и нач. 20 вв. П. Ловелл приписал "каналам" Скиапарелли буквальный смысл и на этом основании, а также в результате оценки физич. условий на планете высказал и настойчиво пропагандировал идею населённости М. разумными существами. Последующее изучение М. астрофизич. методами, в к-ром выдающаяся роль принадлежала сов. учёным Г. А. Тихову, Н. П. Барабашову, В. Г. Фесенкову, В. В. Шаронову, привело к более правильному пониманию физич. условий на М. Фотографирование М. не подтвердило существования на нём каналов. Новый и очень плодотворный этап в изучении М. наступил с началом космич. эры и запуском к М. космич. зондов - автоматич. межпланетных станций (АМС): американских серии "Маринер" -"Маринер-4" (1964), "Маринер-6", "Маринер-7" (1969) и "Маринер-9" (1971), и советских серии "Л/ярс"-"Марс-2" и "Марс-3" (1971). С помощью этих космич. зондов (последние три из них стали искусственными спутниками Марса) было произведено изучение планеты с близкого расстояния, так что элементами исследования стали детали не в 60-100 км, как раньше, а значительно меньше 1 км; спускаемая часть сов. АМС "Марс-3" впервые совершила мягкую посадку на планету.

Поверхность Марса. На поверхности М. различают тёмные (серые с голубоватым или бурым оттенком) пятна на фоне обширных красно-оранжевых областей. Чисто условно первые названы морями, а вторые - сушей (или материками). Фотометрич. наблюдения М. при разных фазовых углах приводят к значению сферич. альбедо в видимых лучах 0,16, а в инфракрасных - 0,26, что выражает факт значит, падения отражат. способности поверхности планеты с уменьшением длины волны. Такими же свойствами обладает красноватый грунт земных пустынь. Законы отражения, а также поляризация отражённого света суши М. и порошкообразного лимонита (минерала с химич. составом Fe₂O₃ + nН₂О) имеют много общего. Моря обладают пониженным по сравнению с сушей альбедо, особенно в длинноволновой области спектра, так что их цвет представляется зеленовато-синим. Но контраст между морями и сушей убывает почти до нуля с уменьшением длины волны в ближайшей ультрафиолетовой области спектра, что в значит, степени вызвано рассеянием света в атмосфере М.

Наиболее заметными деталями на диске М. являются полярные шапки - северная и южная. Это белые пятна, размеры к-рых меняются в течение марсианского года, увеличиваясь в холодный сезон и уменьшаясь (почти исчезая) в тёплый. В то же время тёмные моря М. в основном сохраняют очертания, испытывая лишь небольшие и непродолжит. изменения-как сезонные,так и от противостояния к противостоянию. Это делает возможным составление карт поверхности М. с точностью нанесения деталей до 1-2^о. Такие карты составляются на основе зарисовок и фотографий М., собираемых в междунар. центрах.

Наименования светлых и тёмных областей на М. в основном были предложены Скиапарелли и франц. астрономом Э. Антониади, к-рые широко использовали для этого географич. понятия древности и образы мифологии, а частично и нек-рые совр. термины. Так, нулевой меридиан в системе координат на М.- ареографич. системе координат (см. карту на вклейке, табл. XXXII, XXXIII стр. 400-401), проходит через залив Меридиана; к нему примыкает идущий вдоль параллели залив Шёба (Шеба - старинное назв. Аравии); ниже находится светлая страна Девкалиона (Девкалион в мифологии - сын Прометея, супруг Пирры, которая также имеет на М. свою область - страну Пирры). Вблизи Сев. полюса М. находится Утопия; самая заметная тёмная деталь на ,М.- Большой Сирт (назван по аналогии с заливом у берегов Ливии). Под ним, далеко к Ю., находится круглая светлая область Эллада и Авзония (поэтич. название Италии). Ещё дальше к В. находится тёмное Киммерийское море (древнее название Чёрного м.) и т. п.

Пролёт около М. амер. АМС серии "Маринер", фотографировавших его с далёких и очень близких расстояний, необычайно обогатил представления о морфологии М. На нём были открыты многочисленные кольцевые горы, или кратеры, подобные лунным. Кратеры оказались господствующей формой ландшафта на М., причём их количество не зависит ни от расстояния от экватора М., ни от высоты над ср. уровнем; встречаются они и на суше и на морях. Обнаружены два типа кратеров: чашеобразные малые (10-15 км в диаметре) и большие (>15 до неск. сотен км) с плоским дном. Последние выглядят более разрушенными, чем малые (или лунные при тех же размерах).

На небольшой части ландшафта М., обследованной к 1972 с близкого расстояния, выявлены три типа ландшафта: области, покрытые кратерами; области, лишённые кратеров (такова Эллада); хаотич. области (напр., страна Пирры), где кратеры немногочисленны, а поверхность покрыта формами, говорящими о сдвигах, провалах, т. е. о тектонич. движениях. Встречаются обширные плато, сильно возвышающиеся над ср. уровнем планеты, но лишённые к.-л. крупных и резких неровностей (в частности, горных хребтов). Грандиозное ущелье Ко-прат глубиной св. 5 км имеет длину около 500 км и ширину около 120 км (см. рис. 2 на стр. 408). Ответвляющиеся от него човраги", по-видимому, являются результатом ветровой и водяной эрозии. Область Олимпийские снега представляет собой обширный круговой вулканический р-н, внешнее кольцо которого (диаметром ок. 5.00 км) возвышается на 6 км над окружающей местностью. М. геологически активен, на нём наблюдаются признаки недавней вулканич. деятельности и движений коры, а также ледниковой и ветровой эрозии. Исследования М. с близкого расстояния ещё слишком непродолжительны, чтобы обнаружить вулканич. деятельность. Но около тех кратеров (кальдеров), вулканич. происхождение к-рых достоверно, видно очень мало кратеров метеоритного происхождения, что служит подтверждением недавнего рождения вулканов .

Возросшая точность и разрешающая способность радиолокац. определений дальности позволили определить рельеф поверхности М. вдоль неск. параллелей около экватора М. Оказалось, что диапазон высот на М. велик и составляет не меньше 13 км - такова разница высот двух светлых областей Тарсис и Амазония. Тёмная область Большой Сирт на 6 км выше Амазонии, т. е. находится на ср. уровне. Аналогичные измерения выполнены с помощью инфракрасных спектрометров, к-рые были установлены на АМС Маринер (6,7 и 9). Во время их полёта над различными областями М. спектрометр регистрировал интенсивность полосы поглощения углекислого газа (СО₂) в атмосфере М. Поскольку интенсивность этой полосы тем больше, чем глубже лежит подстилающая атмосферу поверхность планеты, такие измерения позволили делать заключения также и о рельефе М. Оказалось, что наиболее низкой областью является Эллада - огромная круглая чашеобразная впадина диаметром ок. 1700 км, лежащая на 5,5 км ниже соседнего с ней Геллеспонта; пологий переход между ними осуществляется отд. уступами. В таком же эксперименте, выполненном с Земли вдоль долгот от 240° до 160° (через 0°) в полосе от -20° до +40° ареографич. широты, установлено наличие двух широких гребней, идущих под углом к меридиану с С. на Ю. и разделённых по долготе на 180°. Названное выше ущелье

Копрат расположено в центр, части исполинского разлома, простирающегося по параллели более чем на 80° долготы, т. е. свыше 4000 км длиной. На наиболее крупномасштабных фотографиях М. видны разнообразные формы марсианского ландшафта, обнаруживающие нек-рое сходство с земными формами - моренными грядами, песчаными дюнами и даже термокарстом, образующимся при таянии вечной мерзлоты. Однако ничего похожего на прямолинейные каналы нет. Зато обнаружены сильно извилистые каналы с притоками, напоминающие русла бывших рек. Это - тоже недавние образования, поскольку на них незаметны признаки метеоритной или ветровой эрозии.

Микрорельеф М. напоминает лунный: мелкозернистое строение поверхности М. проявляет себя специфич. поляризац. свойствами, а также эффектом оппозиции, заключающимся в том, что общий блеск М. быстро возрастает на 20-30% при углах фазы меньше 6°. Возможное объяснение этого эффекта заключается в исчезновении теней при рассматривании поверхности приблизительно в том же направлении, откуда приходит освещение.

Очень неровная поверхность находится вблизи юж. полярной шапки М. о; есь наблюдаются многочисленные кратеры, к-рые по мере таяния шапки становятся более отчётливыми наряду с другими формами. Той же причиной объясняются и крайне неправильные очертания самой юж. полярной шапки (илл. см. на вклейке к стр. 377). В середине зимы она достигает макс, размеров - простирается до широты -57°, с наступлением лета уменьшается. Однако дольше всего она сохраняется ке на полюсе, а вокруг точки с координатами (330°, -84°), что связано, вероятно, с большей высотой этого места. Почти никогда не освобождаются от снега горы Митчела (275°, -73°). Судя по малочисленности малых кратеров в области юж. полярной шапки и по сглаженности некоторых деталей, можно предположить, что эти области в сравнительно недавнем прошлом подвергались сглаживающему действию ледников. Здесь же обнаружены типичные для ледниковых форм U-образные долины. С сер. 19 в. лишь два раза наблюдалось полное исчезновение юж. полярной шапки - в 1894 и 1911. Исчезновение сев. полярной шапки не наблюдалось. Возможно, это объясняется тем, что лето в сев. полушарии приходится на афелийные противостояния - когда приток тепла от Солнца наименьший и, кроме того, планету в эти периоды труднее всего наблюдать. Вследствие прецессии осп вращения М. такое положение периодически изменяется с периодом в несколько десятков тысячелетий и спустя 20- 30 тыс. лет юж. гюлушарие станет более холодным. То же самое, вероятно, случалось и в прошлом. Именно тогда могли образоваться наблюдаемые на М. ныне ледниковые формы.

Атмосфера Марса. О наличии атмосферы у М. можно судить по наблюдаемому потемнению его диска к краю, медленному угасанию звёзд, покрываемых планетой, по потере чёткости деталей поверхности М. при их перемещении к краю его диска. Над лимбом замечается лёгкая дымка, а также высокие тонкие дисперсные облака и, наконец, пылевые бури, при к-рых перестают быть видимы большие области планеты, иногда на долгое время. Такова, напр., была буря, на два месяца закрывшая почти все детали поверхности М. вскоре после великого противостояния 1971.

Согласно результатам спектральных наблюдений, в состав атмосферы М. входят: углекислый газ (СО₂) - от 50 почти до 100%; следы водяного пара и окиси углерода (СО). Из теоретич. соображений следует, что в атмосфере имеется азот (N₂) - 0,5-5% и аргон (Аг) в количествах, сравнимых с N₂. На высотах более 1000 км атмосфера М. состоит преим. из атомарного водорода в крайней степени разрежения (ок. 10⁴ атомов в см³). Кислород (О₂) на М. спектроскопически не обнаружен; для него лишь установлен верх, предел: 0,3% по отношению к СО₂. М. имеет ионосферу, состоящую из неск. слоев. Наибольшая плотность электронов п_е = 1,5*10⁴ см^-3 в ней - на высоте ок. 130 км. Фото-метрич. наблюдения М. приводили к завышенным значениям мощности его атмосферы, поскольку рассеяние света аэрозольной составляющей атмосферы М. (примерно в 5 раз большее рассеяния газовой составляющей) при таких определениях ошибочно приписывалось также газу. Спектральные наблюдения молекулярных полос СО₂ в инфракрасной области, а также ослабление радиосигналов с АМС "Маринер-4", "Маринер-6" и "Маринер-7" при захождении их за диск М. привели к значению полного давления на ср. уровне поверхности М.- 6,5 ± ± 2,0 мб, т. е. в 160 раз меньшему, чем у поверхности Земли. К такому же результату привели и спектральные наблюдения, выполненные на АМС "Марс-3". В низколежащих областях М. (напр., Амазонии) давление доходит до 12 мб, а в высоких падает до 1-2 мб.

Количество водяного пара в атмосфере М. соответствует 10-60 мкм осаждённой воды.

Температура Марса. Измерения теплового потока, исходящего из М. в радиодиапазоне (1 мм - 21 см) длин волн, дают ср. темп-ру поверхности планеты 220 ± 10 К - на ср. расстоянии от Солнца. В перигелии она на 10% выше, а в афелии - на столько же ниже. Солнечная постоянная на М. составляет 59 мвт/см². Инфракрасная радиометрия позволяет измерить темп-ру поверхности М. в разных точках: на экваторе тотчас после полудня она достигает 300 К и быстро падает до 220 К при заходе Солнца. За ночь она опускается ещё на 50 К, так что перед восходом Солнца она равна 174 К (-100 °С). На широте 45° - соответственно 282, 200 и 160 К. У полярных шапок темп-pa достигает всего лишь 150 К (т. е. ок.-125 °С). Тёмные области значительно теплее светлых.

Атмосфера М. гораздо холоднее. Из радионаблюдений АМС "Маринер-6" при его заходе за диск М. вычислена темп-ра атмосферы вблизи экватора; у её основания она оказалась равной 250 К, тогда как сама поверхность имела темп-ру 274 ± 5 К. Темп-pa ночной атмосферы в точке с широтой +36°, по измерениям с АМС "Маринер-7", составила 205 К, а ближе к полюсу, на широте + 79°, 164 К. В это время в сев. полушарии была осень. В ниж. атмосфере на протяжении 20-25 км плотность и давление с высотой убывают примерно в 10 раз, в то время как темп-pa падает с 210 К до 150 К. Далее темп-pa падает медленнее и достигает минимума 110 К на высоте 50 км, после чего очень медленно возрастает до 300 - 350 К на высоте ок. 200 км и продолжает оставаться такой до высот св. 1000 км. То обстоятельство, что темп-pa поверхности М. значительно выше темп-ры прилежащего слоя, вызывает сильную конвекцию в дневное время в ниж. атмосфере М. Горизонтальные движения в атмосфере М., судя по перемещению облаков, совершаются со скоростями до 10-15 м/сек. Теоретически можно допустить скорости до 30-40 м/сек, а если учитывать макрорельеф, то местные ветры могут достигать скоростей 100-120 м/сек. Естественно, что, несмотря на малую плотность атмосферы, она в состоянии поднимать как мелкие, так и крупные пылевые частицы и перемещать на расстояния до 6000 км частицы диаметром 5-10 мкм и на 50 км - диаметром 75 мкм.

Установленные на разных широтах в разные сезоны различия темп-ры атмосферы и поверхности М. согласуются с давно замеченными сезонными изменениями деталей его поверхности: с наступлением весны полярная шапка начинает уменьшаться в размерах; вокруг неё появляется тёмный ободок "таяния"; моря, прежде очень тусклые, серые, становятся всё контрастнее, причём возрастание контрастов медленно распространяется от полюса к экватору. В это же время происходят сезонные изменения в очертаниях морей. К концу лета синевато-зеленоватые оттенки в морях сменяются буроватыми. Описанная картина долгое время давала основание думать, что полярная шапка, состоящая из льда и снега, тает и питает влагой всё более удалённые от неё области планеты, к-рые "расцветают" и становятся хорошо заметными. Низкие темп-ры в атмосфере и на поверхности М. делают такую интерпретацию сомнительной. Прежде всего это относится к самой природе полярных шапок: при темп-ре -125 ^оС даже углекислый газ должен быть в твёрдом состоянии. Такая же низкая темп-pa на высоте 30 км и ещё более низкая на большей высоте также требует конденсации атм. углекислого газа. Полярная шапка не может состоять ни из чего иного, кроме СО₂, из неё же состоят белые облака, часто наблюдаемые на М. Вместе с тем спектральные наблюдения указывают на небольшие примеси обычного льда (Н₂О) к "сухому льду" из СО₂ в полярных шапках. Вероятно, из обычного льда состоят те последние остатки юж. полярной шапки, к-рые не исчезают в течение лета, тогда как обширные пространства, покрытые тонким слоем твёрдой углекислоты, быстро испаряются уже в начале лета. Всё же на М. воды очень мало, если только её нет в виде "вечной мерзлоты", к-рая возможна не только в приполярных областях. В последних вполне возможна "вечная мерзлота" из углекислоты. Случайные тектонические процессы, сопровождаемые выделением тепла, могут разрушить вечную мерзлоту локально и тогда появляются реки, признаки к-рых на М. есть (см. выше). Однако главную роль при быстрых изменениях на М. играют перемещения пыли в атмосфере и на поверхности планеты.

Экспериментальные исследования Марса. Полёты АМС серий-"Маринер" и "Марс" позволяют вести экспериментальные исследования геоморфологии, геологии и эволюции поверхности и атмосферы М. Полученные результаты таких исследований позволяют высказать предположение о том, что наблюдаемые на М. большие кратеры гораздо моложе лунных. Но при этом разрушены они больше, что, по-видимому, объясняется процессами выветривания.

Жизнь на Марсе. Весьма популярная ранее идея о населённости М. живыми (и даже разумными) существами не подтверждается результатами температурных и спектроскопич. наблюдений. Сколь ни велика приспособляемость живых организмов к условиям среды, тот факт, что признаки кислорода в атмосфере М. не обнаружены, делает гипотезу существования, высоких форм жизни на М. неправдоподобной. Однако низкие формы жизни, особенно анаэробные, могут там существовать (см. Астроботаника, Астробиология). Достаточно хорошее облучение поверхности М. ультрафиолетовыми лучами делает вполне вероятным синтез органич. молекул, из к-рых построены живые клетки. Мн. формы земных микроорганизмов, поставленные в лаборатории в условия, свойственные поверхности М., продолжали существовать и размножаться.

Спутники Марса. У М. имеются два спутника: Фобос и Деймос, движущиеся вблизи экваториальной плоскости очень близко к планете - на расстояниях 9,37 и 23,52 тыс. км с периодами 7 ч 40 мин и 30 ч 21 мин, соответственно; т. о., Фобос движется вокруг планеты быстрее, чем она вращается вокруг оси. Оба спутника очень малы: с Земли они представляются объектами 11,6 и 12,8 звёздной величины, соответственно, а их истинные размеры были установлены прямым фотографированием с АМС "Маринер-9" (1971). Оказалось, что Фобос имеет неправильную форму, напоминающую картофелину, размерами 26 км в длину и 21 км в ширину. Его поверхность изрыта кратерами (в 100 раз гуще, чем поверхность М.), наибольший из к-рых имеет диаметр св. 6 км. Деймос менее изрыт, его поперечник достигает 13 км. Оба спутника имеют самое малое в Солнечной системе альбедо ^ 0,06.

Лит.: В о к у л е р Ж., Физика планеты Марс, пер. с франц., М., 1956; Мороз В. И., Физика планет, М., 1967; Новое о Марсе и Венере. Сб. ст., пер. с англ., М., 1968. Д. Я. Мартынов.