Основные данные

По размеру Марс занимает промежуточное положение между Землей и Луной. Масса его равна 1 : 3098700 доле массы Солнца, критическая скорость, достаточная для преодоления притяжения планеты, 5,0 км/сек (против 11,2 км/сек на Земле). Марс обладает магнитным полем, напряженность которого в 800 раз меньше земного, имеет очень низкое атмосферное давление (как у нас на высоте 40 км) и небольшое притяжение, в 3 раза меньше земного, но в 2 раза больше лунного.

Лучшее время для его наблюдений - противостояние, когда разность долгот планеты и Солнца близка к 180^o и планета подходит ближе всего к Земле. Его орбита имеет значительный эксцентриситет, поэтому, когда противостояние Марса происходит вблизи афелия, его угловой диаметр 14^" и по яркости планета не выделяется среди звезд. Когда же Марс находится в противостоянии вблизи перигелия, его видимый диаметр 25^" и он сияет на небе, уступая по яркости только Венере.
Лучшее время для наблюдения планеты: январь - март (вечер), октябрь - декабрь (утро).

Осевое вращение

Планета Марс имеет экваториальный диаметр 6794 км, т.е. 0,53 земного. Полярный диаметр несколько меньше экваториального (6753 км) из-за полярного сжатия, равного 1/191 (против 1/298 у Земли). Марс вращается вокруг своей оси почти так же, как и Земля: его период вращения равен 24 час. 37 мин. 22,7 сек., что лишь на 41 мин. 19 сек. больше периода вращения Земли. Ось вращения наклонена к плоскости огрбиты на угол 65^o, почти равный углу наклона земной оси (65^o,5). Это значит, что смена дня и ночи, а также смена времен года на Марсе протекают почти так же, как на Земле. Там есть и климатические пояса, подобные земным: тропический (широта тропиков от +25^o до -25^o), два умеренных и два полярных (широта полярных кругов от +65^o до -65^o). Однако вследствие удаленности Марса от Солнца и разреженности атмосферы климат планеты гораздо суровее земного. Год Марса (687 земных или 668 марсианских суток) почти вдвое длиннее земного, а значит, дольше длятся и сезоны. Из-за большого эксцентриситета орбиты (0,09) длительность и характер сезонов Марса различны в северном и южном полушариях планеты. Таким образом, в северном полушарии Марса лето долгое, но прохладное, а зима короткая и мягкая (Марс в это время близок к перигелию), тогда как в южном полушарии лето короткое, но теплое, а зима долгая и суровая.

Атмосфера

Марсианская атмосфера гораздо разреженнее земной. Состоит она на 95% из углекислого газа, небольшой примеси аргона и азота. Очень мало в ней кислорода. Несмотря на разреженность атмосферы в ней по временам возникают пылевые бури (типичные для середины северного лета). Спиральную бурю, бушевавшую вблизи северного полюса Марса, наблюдали через телескоп им. Хаббла. Циклон, поперечник которого превысил 1500 км, состоял по меньшей мере из трех полос облаков, закрученных против часовой стрелки. Диаметр центрального "глаза" бури превысил 300 км. Под действием ветров пыль на Марсе может подниматься в атмосферу и держаться в ней довольно долго. Как показали спектральные наблюдения в ифракрасных лучах, в атмосфере Марса (как и в атмосфере Венеры) главным компонентом является углекислый газ (CO₂), кислорода в атмосфере Марса не более 0,3% (вертикальная масса 10-20 см-атм), а количество водяного пара соответствует столбику осажденной воды от 5 до 40 мкм. Лишь у границ полярных шапок содержание водяного пара повышается до 80-100 мкм. Количество азота и аргона в атмосфере Марса не превосходит 1-2%. В 1963 г. удалось установить, что превращенные в воду пары на Марсе составили бы слой всего лишь в 14 мк толщиной. Содержание кислорода в атмосфере Марса не более 0,001 от его содержания в земной атмосфере. Давление атмосферы на Марсе составляет лишь около 0,006 от давления земной атмосферы.

Розоватый оттенок небу планеты придает марсианская пыль, в состав которой входят частички окислившегося, а проще говоря, ржавого железа. Предрасветное небо часто украшают красивые голубоватые облака, состоящие, по-видимому, из кристалликов льда. Также можно заметить белые облака, состоящие из замерзшего марсианской ночью водяного пара. Они чаще всего образуются над светлыми областями поверхности Марса, еще более увеличивая их яркость и контраст с темными районами. Чаще, чем белые, наблюдаются желтые облака, которые, вероятно, состоят из песка или пыли, поднятых бурей, если оранжевые материки действительно пустыни.

При столь сухой атмосфере трудно допустить, что основной компонент полярных шапок Марса - замершая вода. Следовательно, если в полярных шапках и есть вода, то это должен быть сравнительно тонкий слой инея. Снимки района южной полярной шапки показывают, что она имеет толщину по крайней мере в десятки метров. Это означает, что основное вещество полярных шапок - "сухой лед", т.е. замерзшая углекислота. Помимо внешнего, видимого слоя замерзшей воды могут быть другие слои, скрытые отложениями пыли. Кроме того, температуры в полярных областях около 200-210^o К, что слишком высоко для "сухого льда", имеющего температуру сублимации 146^o К. Различия южного и северного полушарий Марса проявились даже в строении полярных шапок. Особенно озадачила астрономов южная полярная шапка. Подобных круглых впадин диаметром несколько километров и глубиной 3-5 метров на Марсе больше нигде нет. Ученые считают, что их образование связано с особенностями замерзания углекислого газа, из которого, по-видимому, состоит южная шапка. В этом ее отличие от северной, состоящей, в основном, из воды. Диаметр северной полярной шапки составляет приблизительно 1200 км, а ее максимальная толщина - 3 км. Шапка изрезана многочисленными каньонами и впадинами глубиной до 1 км. В некоторых местах на небольших расстояниях от ее границы расположены большие ледяные груды диаметром в десятки километров и высотой более полукилометра. Объем северной полярной шапки составляет 1,2 млн. км³.

Суровы и температурные условия на Марсе. В дневные часы в районе экватора, если Марс находится вблизи перигелия, температура может подниматься до +25^o С (около 300^o К). Но уже к вечеру она падает до нуля и ниже, и даже до -100^o С, а за ночть планета выхолаживается еще больше, поскольку разреженная сухая атмосфера планеты не может удержать тепло, получаемое от Солнца днем. Такие суточные колебания температуры несравненно резче, чем в разреженном воздухе высоких земных плоскогорий.

Марс подобно Земле и Венере обладает ионосферой, которая имеет примерно в 10 раз меньшую концентрацию электронов в максимуме, а самый ионосферный максимум лежит ниже, чем в земной ионосфере. Методом радиопросвечивания обнаружили ночную ионосферу Марса с электронной концентрацией 5*10³ электронов/см³. Измерения позволили обнаружить магнитное поле Марса, а его полярность противоположна земному магнитному полю.

Поверхность

На диске Марса еще в середине 17 в. были замечены темные и светлые области. В 1784 г. В. Гершель обратил внимание на сезонные изменения размеров белых пятен у полюсов (полярных шапок). В 1882 г. итальянский астроном Дж. Скиапарелли составил подробную карту Марса и дал систему названий деталей его поверхности, выделив среди темных пятен "моря", "озера", "заливы", "болота", "проливы", "источники", "мысы" и "области". Светлые области по аналогии с Луной назвали материками (Фарсида, Элисиум), они имеют желто-оранжевую окраску. Светлые области поверхности Марса покрыты пылью, а темные - скалистыми породами и песчаником. Темные области занимают значительную часть поверхности планеты. Под действием сильных ветров, переносящих марсианскую пыль, темные области меняют форму и размеры. Для них характерны также и сезонные изменения. Во время марсианской зимы они светлеют, весной же они темнеют, причем "волна потемнения" движется от полярных районов к экватору.

Полный разброс высот на Марсе составляет около 30 км, т.е. в полтора раза больше, чем на Земле. При этом гористое и покрытое многочисленными кратерами южное полушарие в среднем на 5 км выше плоского северного. Исследование Марса аппаратами показало и то, что на этой планете имеются громадные вулканы. Самым крупным из них оказался вулкан Олимп, поперечник его подножья составляет 600 км., а высота 25 км. Это самая высокая гора в Солнечной системе. На вершине вулкана имеется круглая кольдера поперечником 80 км. Олимп принадлежит к числу так называемых щитовых вулканов, которые, в отличие от насыпных конусов Везувия, Этны и других вулканов, образованы поднятием коры внутренними силами. По своей форме они действительно напоминают щит. Таким образом, типичной формой вулканов на Марсе мощные щитовые вулканы с вершинными кальдерами (круглыми углублениями, переходящими в жерло вулкана), типичной формой метеоритных кратеров - простые кольцевые горы с небольшой высотой вала. Главная деталь южного полушария - огромный ударный басейн Эллада. Его глубина равна 9 км, а поперечник около 2100 км. Вещество выброшенное из впадины при столкновении с астероидом, образовало вокруг нее кольцеобразные горные цепи, возвышающиеся над окружающей поверхностью на 2 км и простирающиеся на 4000 км от центра удара. О том, что миллионы лет назад на Марсе происходили мощные вулканические извержения и смещались поверхностные пласты, свидетельствуют остатки лавовых потоков, огромные разломы поверхности (одна из них - Маринер - тянется на 4000 км), многочисленные ущелья и каньены. Гигантский разлом в коре планеты - Копрат (наблюдавшийся с Земли в телескопы в качестве одного из "каналов"). Он имеет около 4000 км в длину, до 120 км в ширину и около 6 км в глубину. В стороны от него отходят ветвящиеся овраги. Есть на Марсе и другие разломы коры, меньшего масштаба. Имеются горные хребты, отдельные вершины, области с сильно пересеченным рельефом и гладкие равнины, получившие название басейнов. Удалось выявить наличие как бы единого гигантского "материка" в южном полушарии и единого "океана" в северном. Поскольку "материк" покрыт большим количеством метеоритных кратеров, а равнины северного полушария почти лишины их, можно сделать вывод о том, что поверхность "океана" сложена более молодыми породами (скорее всего, излияниями базальта).

На Марсе были обнаружены небольшие конические возвышения на лавовых потоках с углублениями на вершинах. Планетологи считают, что это так называемые "псевдократеры". Псевдократерами эти структуры называются потому, что, несмотря на внешнее сходство с вулканическими конусами, лава из них никогда не извергалась, хотя их связь с лавовыми потоками очевидна. Как и на Земле, марсианские псевдократеры встречаются группами по несколько вершин в каждой и имеют ширину у основания не более 250 м.

Марс - холодная, сухая пустыня, но спокойным местом его не назовешь. Внимание ученых привлекли темные ровные полосы шириной 20-40 метров и длинной несколько км. Скорее всего, эти следы были оставлены "песчаными дьяволами" - воздушными вихрями высотой до 8 км, несущие в себе по несколько тонн пыли каждый. Встретив на пути песок или пыль, вихрь всасывает ее и тянет за собой, подобно миниатюрному смерчу, оставляя длинный ровный след. На Марсе видны следы деятельности ветра: образования, напоминающие дюны. Количество малых кратеров (меньше 3 км) заметно ниже, чем на Луне, Меркурии и Фобосе, что, вероятно, связано с их разрушением под действием ветровой эрозии. Целое столетие на Марсе наблюдали находящиеся на пределе видимости прямые тончайшие темные линии. Их условно называли каналами. Ширина каналов 200 км и более. На фотографиях с близкого расстояния то, что видно как канал, оказывается в одних случаях цепочкой кратеров, в других - совокопностью неправильных пятен разного размера или границей светлых и темных областей.