Итак, марс...
   Пока подлетаю, надо бы прочесть энциклопедию...
    Энциклопедия Яндекс:
   Марс, четвёртая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы, астрономический знак .
   

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ.
   Марс принадлежит к планетам земной группы, обладает сравнительно малой массой, размерами и довольно высокой средней плотностью. Движется вокруг Солнца по эллиптической орбите на среднем расстоянии 1,524 астрономической единицы (228 млн. км). Из-за значительного эксцентриситета (е = 0,093) это расстояние меняется в пределах от 206 млн. км в перигелии до 249 млн. км в афелии. Наклон орбиты Марса к плоскости эклиптики 1,8". Средняя скорость движения Марса по орбите 24,2 км/сек.
   Период обращения Марса по орбите (сидерический период обращения) 1,881 года (687 сут). Одинаковое взаимное расположение Марса, Солнца и Земли повторяется в среднем каждые 780 сут (синодический период обращения). Такова периодичность повторений противостояний Марса, при которых планета, наблюдаемая с Земли, находится в точке неба, приблизительно противоположной Солнцу. В это время Марс 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 - Марс приближается тогда, когда противостояние происходит вблизи перигелия орбиты Марса В это время Марс 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 называются также противостояния, происходящие в июле и сентябре). Последнее великое противостояние Марса наблюдалось в 1971, в 1986 и 1988. Во время афелийных противостояний Марс находится от Земли на расстоянии около 100 млн. км. Марс выглядит круглым диском во время противостояний и верхних соединений с Солнцем, когда он находится за Солнцем, почти в 400 млн. км от Земли. В другое время Солнцем освещен не весь видимый с Земли диск Марса, и он виден с некоторым 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".
   Линейный диаметр Марса (средний) составляет 6800 км, то есть лишь немногим больше половины (0,53) диаметра Земли. Полярный диаметр на 1 : 190 меньше экваториального. Такова величина сжатия фигуры планеты, получаемая из динамических расчётов, основанных на движении спутников Марса. Непосредственные измерения угловых диаметров Марса вдоль экватора и перпендикулярно к нему дают намного большее значение сжатия (1 : 125), однако надёжность таких измерений невелика. Объём Марса равен 0,15 объёма Земли. Масса Марса равна 6,423?1023 кг (0,107 массы Земли). Средняя плотность 3,97 г/см3. Ускорение силы тяжести на поверхности равно 3,72 м/сек; или 0,38 земного значения. Вторая космическая скорость (брошенное с этой скоростью тело, преодолевая силу тяготения, навсегда покидает планету) у поверхности Марса равна 5,0 км/сек.
   Имеющиеся на поверхности Марса постоянные детали (светлые и тёмные пятна) позволяют легко наблюдать вращение Марса около своей оси. Период осевого вращения Марса (его звёздные сутки) составляет 24 ч 37 мин 22,7 сек в земных единицах времени (солнечного). Направление северного конца оси вращения Марса имеет координаты (1950,0): прямое восхождение (a = 317,32?, склонение d = +52,68? (созвездие Лебедя, вблизи границы с созвездием Цефея). Соответствующая этому плоскость экватора Марса оказывается наклоненной к плоскости орбиты Марса на 25,2?, то есть почти так же, как плоскость земного экватора наклонена к плоскости орбиты Земли (эклиптики). По этой причине на Марсе происходит смена времён года и разделение на климатические пояса (полярный, умеренный, тропический), как и на Земле. Однако продолжительность каждого времени года на Марсе в 1,9 раза больше, чем на Земле.
   Полученные из наблюдений значения периода обращения, массы, линейного диаметра и динамического сжатия Марса позволяют моделировать внутреннее строение планеты. Возможно, что Марс имеет небольшое железное ядро с плотностью около 9,5 г/см3, в котором сосредоточено от 1 до 8 % массы планеты, а радиус ядра составляет от 15 до 33 % радиуса Марса.
   

ИСТОРИЧЕСКИЙ ОЧЕРК ИЗУЧЕНИЯ МАРСА.
   Как планета МАРС известен человечеству с древнейших времён. Во время великих противостояний Марс выглядит самой яркой на полуночном небе звездой (-2,7 звёздной величины), оранжево-красного цвета, вследствие чего его стали считать атрибутом бога войны (в древнегреческой мифологии Ареса, в древнеримской - Марса). По наблюдениям Марса, выполненным Т.Браге и И.Кеплером, уже в начале 17 века были установлены законы движения планет в Солнечной системе. Физические свойства Марса начали изучаться лишь в середине 17 века, когда появились телескопы, достаточно сильные, чтобы увидеть на Марс отдельные детали, в том числе полярные шапки (Х.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 Марса (24 час 40 мин - Дж.Кассини, 1666).
   Интенсивные исследования Марса начались в середине 19 века, особенно после великого противостояния Марса в 1877, когда Дж.Скиапарелли, наблюдая Марс, обнаружил большое число новых деталей на поверхности планеты, в частности множество тёмных прямолинейных образований, условно названных им "каналами". Мнения о природе "каналов" разделились. Многие учёные сомневались в реальности каналов, считая их психофизиологической иллюзией, возникающей при рассматривании предельно мелких деталей на диске планеты. Однако в конце 19 и начале 20 веков П. Ловелл приписал "каналам" Скиапарелли буквальный смысл и на этом основании, а также в результате оценки физических условий на планете высказал и настойчиво пропагандировал идею населённости Марса разумными существами. Последующее изучение Марса астрофизическими методами, в котором выдающаяся роль принадлежала советским учёным Г. А. Тихову, Н. П. Барабашову, В. Г. Фесенкову, В. В. Шаронову, привело к более правильному пониманию физических условий на Марсе. Фотографирование Марса не подтвердило существования на нём каналов. Новый и очень плодотворный этап в изучении Марса наступил с началом космической эры и запуском к Марсу космических зондов - автоматических межпланетных станций (АМС): американских серии "Маринер" - "Маринер-4" (1964), "Маринер-6", "Маринер-7" (1969) и "Маринер-9" (1971), и советских серии "Марс" - "Марс-2" и "Марс-3" (1971). С помощью этих космических 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 советской АМС "Марс-3" впервые совершила мягкую посадку на планету.
   

ПОВЕРХНОСТЬ МАРСА.
   На поверхности МАРСА 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). Фотометрические наблюдения МАРСА при разных фазовых углах приводят к значению сферического альбедо в видимых лучах 0,16, а в инфракрасных - 0,26, что выражает факт значительного падения отражательной способности поверхности планеты с уменьшением длины волны. Такими же свойствами обладает красноватый грунт земных пустынь. Законы отражения, а также поляризация отражённого света суши МАРСА и порошкообразного лимонита (минерала с химическим составом Fe2O3 + n H2O) 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 значительной степени вызвано рассеянием света в атмосфере Марса.
   Наиболее заметными деталями на диске Марса являются полярные шапки - северная и южная. Это белые пятна, размеры которых меняются в течение марсианского года, увеличиваясь в холодный сезон и уменьшаясь (почти исчезая) в тёплый. В то же время тёмные моря Марса в основном сохраняют очертания, испытывая лишь небольшие и непродолжительные изменения - как сезонные, так и от противостояния к противостоянию. Это делает возможным составление карт поверхности Марса с точностью нанесения деталей до 1-2?. Такие карты составляются на основе зарисовок и фотографий Марса, собираемых в международных центрах.
   Наименования светлых и тёмных областей на Марсе в основном были предложены Скиапарелли и французским астрономом Э. Антониади, которые широко использовали для этого географические понятия древности и образы мифологии, а частично и некоторые современные термины. Так, нулевой меридиан в системе координат на Марсе - ареографической системе координат, проходит через залив Меридиана; к нему примыкает идущий вдоль параллели залив Шеба (Шеба - старинное название Аравии); ниже находится светлая страна Девкалиона (Девкалион в мифологии - сын Прометея, супруг Пирры, которая также имеет на Марсе свою область - страну Пирры). Вблизи Северного полюса Марса находится Утопия; самая заметная тёмная деталь на Марсе - Большой Сирт (назван по аналогии с заливом у берегов Ливии). Под ним, далеко к югу, находится круглая светлая область Эллада и Авзония (поэтическое название Италии). Ещё дальше к востоку находится тёмное Киммерийское море (древнее название Чёрного моря) и т. п.
   Пролёт около Марса американских АМС серии "Маринер", фотографировавших его с далёких и очень близких расстояний, необычайно обогатил представления о морфологии Марса На нём были открыты многочисленные кольцевые горы, или кратеры, подобные лунным. Кратеры оказались господствующей формой ландшафта на Марсе, причём их количество не зависит ни от расстояния от экватора Марса, ни от высоты над средним уровнем; встречаются они и на суше и на морях. Обнаружены два типа кратеров: чашеобразные малые (10-15 км в диаметре) и большие (>15 до нескольких сотен км) с плоским дном. Последние выглядят более разрушенными, чем малые (или лунные при тех же размерах).
   На небольшой части ландшафта Марса, обследованной к 1972 с близкого расстояния, выявлены три типа ландшафта: области, покрытые кратерами; области, лишённые кратеров (такова Эллада); хаотические области (например, страна Пирры), где кратеры немногочисленны, а поверхность покрыта формами, говорящими о сдвигах, провалах, то есть о тектонических движениях. Встречаются обширные плато, сильно возвышающиеся над средним уровнем планеты, но лишённые каких-либо крупных и резких неровностей (в частности, горных хребтов). Грандиозное ущелье Копрат глубиной свыше 5 км имеет длину около 500 км и ширину около 120 км. Ответвляющиеся от него "овраги", по-видимому, являются результатом ветровой и водяной эрозии. Область Олимпийские снега представляет собой обширный круговой вулканический район, внешнее кольцо которого (диаметром около 500 км) возвышается на 6 км над окружающей местностью. Марс геологически активен, на нём наблюдаются признаки недавней вулканической деятельности и движений коры, а также ледниковой и ветровой эрозии. Исследования Марса с близкого расстояния ещё слишком непродолжительны, чтобы обнаружить вулканическую деятельность. Но около тех кратеров (кальдеров), вулканическое происхождение которых достоверно, видно очень мало кратеров метеоритного происхождения, что служит подтверждением недавнего рождения вулканов.
   Возросшая точность и разрешающая способность радиолокационных определений дальности позволили определить рельеф поверхности Марса вдоль нескольких параллелей около экватора Марса. Оказалось, что диапазон высот на Марсе 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, то есть находится на среднем уровне. Аналогичные измерения выполнены с помощью инфракрасных спектрометров, которые были установлены на АМС "Маринер" (6, 7 и 9). Во время их полёта над различными областями Марса спектрометр регистрировал интенсивность полосы поглощения углекислого газа (CO2) в атмосфере Марса. Поскольку интенсивность этой полосы тем больше, чем глубже лежит подстилающая атмосферу поверхность планеты, такие измерения позволили делать заключения также и о рельефе Марса. Оказалось, что наиболее низкой областью является Эллада - огромная круглая чашеобразная впадина диаметром около 1700 км, лежащая на 5,5 км ниже соседнего с ней Геллеспонта; пологий переход между ними осуществляется отдельными уступами. В таком же эксперименте, выполненном с Земли вдоль долгот от 240? до 160? (через 0?) в полосе от -20? до +40? ареографической широты, установлено наличие двух широких гребней, идущих под углом к меридиану с севера на юг и разделённых по долготе на 180?. Названное выше ущелье Копрат расположено в центральной части исполинского разлома, простирающегося по параллели более чем на 80? долготы, то есть свыше 4000 км длиной. На наиболее крупномасштабных фотографиях Марса видны разнообразные формы марсианского ландшафта, обнаруживающие некоторое 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 Марса напоминает лунный: мелкозернистое строение поверхности Марса проявляет себя специфическими поляризационными свойствами, а также эффектом оппозиции, заключающимся в том, что общий блеск Марса 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 южной полярной шапки Марса. Здесь наблюдаются многочисленные кратеры, которые по мере таяния шапки становятся более отчётливыми наряду с другими формами. Той же причиной объясняются и крайне неправильные очертания самой южной полярной шапки. В середине зимы она достигает максимальных размеров - простирается до широты -57?, с наступлением лета уменьшается. Однако дольше всего она сохраняется не 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 южной 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-oбразные долины. С середины 19 века лишь два раза наблюдалось полное исчезновение южной полярной шапки - в 1894 и 1911. Исчезновение северной полярной шапки не наблюдалось. Возможно, это объясняется тем, что лето в северном полушарии приходится на афелийные противостояния - когда приток тепла от Солнца наименьший и, кроме того, планету в эти периоды труднее всего наблюдать. Вследствие прецессии оси вращения Марса такое положение периодически изменяется с периодом в несколько десятков тысячелетий и спустя 20-30 тысяч лет южное полушарие станет более холодным. То же самое, вероятно, случалось и в прошлом. Именно тогда могли образоваться наблюдаемые на Марсе ныне ледниковые формы.
   

АТМОСФЕРА МАРСА.
   О наличии атмосферы у Марса можно судить по наблюдаемому потемнению его диска к краю, медленному угасанию звёзд, покрываемых планетой, по потере чёткости деталей поверхности Марса при их перемещении к краю его диска. Над лимбом замечается лёгкая дымка, а также высокие тонкие дисперсные облака и, наконец, пылевые бури, при которых перестают быть видимы большие области планеты, иногда на долгое время. Такова, например, была буря, на два месяца закрывшая почти все детали поверхности Марса вскоре после великого противостояния 1971.
   Согласно результатам спектральных наблюдений, в состав атмосферы Марса входят: углекислый газ (CO2) - от 50 почти до 100 %; следы водяного пара и окиси углерода (CO). Из теоретических соображений следует, что в атмосфере имеется азот (N2) - 0,5-5 % и аргон (Ar) в количествах, сравнимых с N2. На высотах более 1000 км атмосфера Марса состоит преимущественно из атомарного водорода в крайней степени разрежения (около 104 атомов в см3). Кислород (O2) на Марсе спектроскопически не обнаружен; для него лишь установлен верхний предел: 0,3 % по отношению к CO2. М. имеет ионосферу, состоящую из нескольких слоев. Наибольшая плотность электронов ne = 1,5?104 см-3 в ней - на высоте около 130 км. Фотометрические наблюдения М. приводили к завышенным значениям мощности его атмосферы, поскольку рассеяние света аэрозольной составляющей атмосферы Марса (примерно в 5 раз большее рассеяния газовой составляющей) при таких определениях ошибочно приписывалось также газу. Спектральные наблюдения молекулярных полос CO2 в инфракрасной области, а также ослабление радиосигналов с АМС "Маринер-4", "Маринер-6" и "Маринер-7" при захождении их за диск Марса привели к значению полного давления на среднем уровне поверхности Марса - 6,5 = 2,0 мб, то есть в 160 раз меньшему, чем у поверхности Земли. К такому же результату привели и спектральные наблюдения, выполненные на АМС "Марс-3". В низколежащих областях Марса (например, Амазонии) давление доходит до 12 мб, а в высоких падает до 1-2 мб.
   Количество водяного пара в атмосфере Марса соответствует 10-60 мкм осажденной воды.
   

ТЕМПЕРАТУРА МАРСА.
   Измерения теплового потока, исходящего из Марса в радиодиапазоне (1 мм - 21 см) длин волн, дают среднюю температуру поверхности планеты 220 = 10 К - на среднем расстоянии от Солнца. В перигелии она на 10 % выше, а в афелии - на столько же ниже. Солнечная постоянная на Марсе составляет 59 мвт/см2. Инфракрасная радиометрия позволяет измерить температуру поверхности Марса 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 температура достигает всего лишь 150 К (то есть около -125 ?С). Тёмные области значительно теплее светлых.
   Атмосфера Марса гораздо холоднее. Из радионаблюдений АМС "Маринер-6" при его заходе за диск Марса вычислена температура атмосферы вблизи экватора; у её основания она оказалась равной 250 К, тогда как сама поверхность имела температуру 274 = 5 К. температура 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 северном полушарии была осень. В нижней атмосфере на протяжении 20-25 км плотность и давление с высотой убывают примерно в 10 раз, в то время как температура падает с 210 К до 150 К. Далее температура падает медленнее и достигает минимума 110 К на высоте 50 км, после чего очень медленно возрастает до 300-350 К на высоте около 200 км и продолжает оставаться такой до высот свыше 1000 км. То обстоятельство, что температура поверхности Марса значительно выше температуры прилежащего слоя, вызывает сильную конвекцию в дневное время в нижней атмосфере Марса. Горизонтальные движения в атмосфере Марса, 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 температуры атмосферы и поверхности Марса 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, которые "расцветают" и становятся хорошо заметными. Низкие температуры в атмосфере и на поверхности Марса делают такую интерпретацию сомнительной. Прежде всего это относится к самой природе полярных шапок: при температуре -125 ?С даже углекислый газ должен быть в твёрдом состоянии. Такая же низкая температура на высоте 30 км и ещё более низкая на большей высоте также требует конденсации атмосферного углекислого газа. Полярная шапка не может состоять ни из чего иного, кроме CO2, из неё же состоят белые облака, часто наблюдаемые на Марсе. Вместе с тем спектральные наблюдения указывают на небольшие примеси обычного льда (H2O) к "сухому льду" из CO2 в полярных шапках. Вероятно, из обычного льда состоят те последние остатки южной полярной шапки, которые не исчезают в течение лета, тогда как обширные пространства, покрытые тонким слоем твёрдой углекислоты, быстро испаряются уже в начале лета. Всё же на Марсе воды очень мало, если только её нет в виде "вечной мерзлоты", которая 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 которых на Марсе есть (см. выше). Однако главную роль при быстрых изменениях на Марсе играют перемещения пыли в атмосфере и на поверхности планеты.