Марс — чацвёртая па аддаленасці ад Сонца і сёмая па памерах планета Сонечнай сістэмы; маса планеты складае 10,7 % масы Зямлі. Названая ў гонар Марса — старажытнарымскага бога вайны, адпаведнага старажытнагрэчаскаму Арэсу. Часам Марс называюць «чырвонай планетай» з-за чырванаватага адцення паверхні, якое надаюць ёй .
Марс — планета зямной групы з разрэджанай атмасферай (ціск ля паверхні ў 160 разоў меншы за зямны). Асаблівасцямі паверхневага рэльефу Марса можна лічыць ударныя кратары, падобныя на месяцавыя, а таксама вулканы, даліны, пустыні і палярныя ледавіковыя шапкі, падобныя да зямных.
У Марса ёсць два натуральныя спадарожнікі — Фобас і Дэймас (у перакладзе са старажытнагрэчаскай — «страх» і «жах», імёны двух сыноў Арэса, якія суправаджалі яго ў баі). Яны адносна малыя (Фобас — 26,8 × 22,4 × 18,4 км, Дэймас — 15 × 12,2 × 10,4 км) і маюць няправільную форму.
Пачынаючы з 1960-х гадоў непасрэдным даследаваннем Марса з дапамогай АМС займаліся СССР (праграмы «» і «Фобас»), ЗША (праграмы «», «Вікінг», «» і іншыя) і Еўрапейскае касмічнае агенцтва (праграма «»).
Асноўныя звесткі
+Вялікія супрацьстаянні Марса,1830—2035 гг.ГодДатаАдлегласць, а. а.183019 верасня 0,388184518 жніўня0,373186017 ліпеня0,39318775 верасня0,37718924 жніўня0,378190924 верасня0,392192423 жніўня0,373193923 ліпеня0,390195610 верасня0,379197110 жніўня0,378198822 верасня0,394200328 жніўня0,373201827 ліпеня0,386203515 верасня0,382
Марс — чацвёртая па аддаленасці ад Сонца (пасля Меркурыя, Венеры і Зямлі) і сёмая па памерах (пераўзыходзіць па масе і дыяметру толькі Меркурый) планета Сонечнай сістэмы. Маса Марса складае 10,7 % масы Зямлі (6,423 кг супраць 5,9736 кг для Зямлі), аб’ём — 0,15 аб’ёму Зямлі, а сярэдні лінейны дыяметр — 0,53 дыяметра Зямлі (6800 км)Марс — БСЭ — Яндекс. Словари.
Рэльеф Марса мае шматлікія ўнікальныя рысы. Марсіянскі патухлы вулкан гара Алімп — самая высокая вядомая гара на планетах Сонечнай сістэмы (самая высокая вядомая гара ў Сонечнай сістэме — на астэроідзе ВестаDawn Mission: News & Events > New View of Vesta Mountain from NASA’s Dawn Mission), а — найбуйнейшы вядомы . Акрамя гэтага, у чэрвені 2008 года тры артыкулы, апублікаваныя ў часопісе «Nature», прадставілі доказы існавання ў паўночным паўшар’і Марса самага буйнога вядомага ўдарнага кратара ў Сонечнай сістэме. Яго даўжыня — , а шырыня — , што прыкладна ў чатыры разы больш, чым , да таго таксама выяўлены на Марсе, паблізу яго паўднёвага полюса.
У дадатак да падабенства паверхневага рэльефу, Марс мае перыяд кручэння і змену пор года аналагічныя зямным, але яго клімат значна халаднейшы і сушэйшы за зямны.
Да самага палёту к Марсу аўтаматычнай міжпланетнай станцыі «» ў 1965 годзе многія даследчыкі лічылі, што на яго паверхні ёсць вада ў вадкім стане. Гэта меркаванне было заснавана на назіраннях за перыядычнымі зменамі ў светлых і цёмных участках, асабліва ў палярных шыротах, якія былі падобныя на кантыненты і моры. Цёмныя доўгія лініі на паверхні Марса інтэрпрэтаваліся некаторымі назіральнікамі як ірыгацыйныя каналы для вадкай вады. Пазней было даказана, што большасць гэтых цёмных ліній з’яўляецца .
З-за нізкага ціску вада можа існаваць у вадкім стане толькі ў пяці раёнах паверхні Марса. Цалкам імаверна, што ў мінулым ўмовы былі іншымі, і таму наяўнасць прымітыўнага жыцця на планеце выключаць нельга. 31 ліпеня 2008 года вада ў стане лёду была выяўлена на Марсе касмічным апаратам НАСА «Фенікс».
З лютага 2009 года па цяперашні час арбітальная даследчая групоўка на арбіце Марса налічвае тры касмічных апарата: «Марс Адысей», «» і «Марсіянскі разведвальны спадарожнік». Гэта больш, чым каля любой іншай планеты, акрамя Зямлі.
Паверхню Марса ў дадзены момант даследуюць два марсаходы: «» і «Curiosity». На паверхні Марса таксама знаходзіцца некалькі неактыўных пасадачных модуляў і марсаход, якія завяршылі даследаванні.
Сабраныя марсаходамі «» і «Opportunity» геалагічныя дадзеныя дазваляюць выказаць здагадку, што большую частку паверхні Марса раней пакрывала вада. Назіранні на працягу апошняга дзесяцігоддзя дазволілі выявіць у некаторых месцах на паверхні Марса слабую гейзерную актыўнасць. Паводле назіранняў з касмічнага апарата «», некаторыя часткі паўднёвай палярнай шапкі Марса паступова адступаюць.
Марс добра бачны з Зямлі простым вокам. Яго бачная зорная велічыня дасягае −2,91m (пры максімальным збліжэнні з Зямлёй), саступаючы па яркасці толькі Юпітэру (і то далёка не заўсёды падчас вялікага процістаяння) і Венеры (але толькі раніцай ці вечарам). Процістаянне Марса можна назіраць кожныя два гады. Як правіла, падчас вялікага процістаяння (гэта значыць пры супадзенні процістаяння з Зямлёй і праходжання Марсам перыгелія сваёй арбіты) аранжавы Марс з’яўляецца найбольш яркім аб’ектам зямнога начнога неба, але гэта адбываецца толькі адзін раз у 15-17 гадоў на працягу аднаго-двух тыдняў.
Арбітальныя характарыстыкі Мінімальная адлегласць ад Марса да Зямлі складае (калі Зямля знаходзіцца дакладна паміж Сонцам і Марсам), максімальная — каля (калі Сонца знаходзіцца дакладна паміж Зямлёй і Марсам).
Сярэдняя адлегласць ад Марса да Сонца складае (), Перыяд абароту вакол Сонца роўны 687 зямным суткам. Арбіта Марса мае даволі прыкметны эксцэнтрысітэт (0,0934), таму адлегласць да Сонца змяняецца ад 206,6 да . Нахіленне арбіты Марса роўнае 1,85°.
Марс бліжэй за ўсё да Зямлі падчас процістаяння, калі планета знаходзіцца ў кірунку, процілеглым Сонцу. Процістаянні паўтараюцца кожныя 26 месяцаў у розных пунктах арбіты Марса і Зямлі. Але раз у 15-17 гадоў процістаянні прыпадаюць на той час, калі Марс знаходзіцца паблізу свайго перыгелія; у гэтых так званых вялікіх супрацьстаяннях (апошняе было ў жніўні 2003 года) адлегласць да планеты мінімальная, і Марс дасягае найбольшага вуглавога памеру 25,1" і яркасці −2,88m.
Фізічныя характарыстыкі
Па лінейным памеры Марс амаль удвая меншы за Зямлю — яго экватарыяльны радыус роўны (). Плошча паверхні Марса прыкладна роўная плошчы сушы на Зямлі.
Палярны радыус Марса прыкладна на 20 км меншы за экватарыяльны, хоць перыяд вярчэння у планеты большы, чым у Зямлі, што дае падставу дапусціць змену хуткасці вярчэння Марса з часам.
Маса планеты — 6,418 кг (11 % масы Зямлі). Паскарэнне свабоднага падзення на экватары роўнае (0,378 зямнога); першая касмічная хуткасць складае , другая — .
Перыяд вярчэння планеты — 24 гадзіны 37 хвілін 22,7 секунд (адносна зорак), даўжыня сярэдніх сонечных сутак (званых соламі) складае 24 гадзіны 39 хвілін 35,24409 секунды, усяго на 2,7 % даўжэй зямных сутак. Марсіянскі год складаецца з 668,6 марсіянскіх сонечных сутак.
Марс верціцца вакол сваёй восі, нахіленай да перпендыкуляра плоскасці арбіты пад вуглом 25,19°. Нахіл восі вярчэння Марса забяспечвае змену пор года. Пры гэтым выцягнутасць арбіты прыводзіць да вялікіх адрозненняў у іх працягласці — так, паўночныя вясна і лета, разам узятыя, доўжацца 371 сол, г. зн. прыкметна больш за палавіну марсіянскага года. У той жа час яны прыпадаюць на ўчастак арбіты Марса, аддалены ад Сонца. Таму на Марсе паўночнае лета доўгае і халаднаватае, а паўднёвае — кароткае і цёплае.
Атмасфера і клімат
Тэмпература на планеце вагаецца ад на полюсе зімой і да больш на экватары апоўдні. Сярэдняя тэмпература складае −50 °C.
Атмасфера Марса, якая складаецца ў асноўным з вуглякіслага газу, вельмі разрэджаная. Ціск ля паверхні Марса ў 160 разоў меншы за зямны — 6,1 мбар на сярэднім узроўні паверхні. З-за вялікага перападу вышынь на Марсе ціск ля паверхні моцна змяняецца. Прыкладная таўшчыня атмасферы — 110 км.
Паводле дадзеных НАСА (2004), атмасфера Марса складаецца на 95,32 % з вуглякіслага газу; таксама ў ёй утрымліваецца 2,7 % азоту, 1,6 % аргону, 0,13 % кіслароду, вадзянога пару, 0,08 % чаднага газу, аксіду азоту (NO) — , неону (Ne) — , паўцяжкай вады вадарод-дэйтэрый-кіслароду (HDO) , крыптону (Kr) , ксенону (Xe) — (склад прыведзены ў аб’ёмных долях).
Паводле дадзеных спускальнага апарата АМС «Вікінг» (1976), у марсіянскай атмасферы каля аргону, азоту, а — вуглякіслы газ. Паводле дадзеных АМС «» і «Марс-3», ніжняя мяжа іанасферы знаходзіцца на вышыні , максімум электроннай канцэнтрацыі 5 электрон/см³ размешчаны на вышыні , іншыя два максімумы знаходзяцца на вышынях 85 і ..
Радыёпрасвечванне атмасферы на радыёхвалях 8 і 32 см АМС «Марс-4» 10 лютага 1974 года паказала наяўнасць начной іанасферы Марса з галоўным максімумам іанізацыі на вышыні 110 км і канцэнтрацыяй электронаў 4,6·10³ электрон/см³, а таксама другаснымі максімумамі на вышыні 65 і 185 км.
Атмасферны ціск Паводле дадзеных НАСА на 2004 год, ціск атмасферы на сярэднім радыусе складае 636 Па (6,36 мбар). Шчыльнасць атмасферы ля паверхні , агульная маса атмасферы Марса .
У адрозненне ад Зямлі, маса марсіянскай атмасферы моцна змяняецца на працягу года ў сувязі з раставаннем і намярзаннем палярных шапак, якія змяшчаюць вуглякіслы газ. Падчас зімы 20-30 працэнтаў усёй атмасферы намарожваецца на палярнай шапцы, якая складаецца з вуглекіслаты. Сезонныя перапады ціску, паводле розных крыніц, маюць наступныя значэнні:
Паводле дадзеных НАСА (2004): ад 4,0 да 8,7 мбар на сярэднім радыусе; Паводле дадзеных Encarta (2000): ад 6 да 10 мбарMars (planet) Encarta. Microsoft, 1993—2000; Паводле дадзеных Zubrin і Wagner (1996): ад 7 да 10 мбарZubrin, Robert & Richard Wagner. The Case for Mars New York: Touchstone, 1996: 148.; Паводле дадзеных пасадачнага апарата : ад 6,9 да 9 мбар; Паводле дадзеных пасадачнага апарата Mars Pathfinder: ад 6,7 мбарMars Pathfinder Science Results. У месцы пасадкі зонда АМС Марс-6 у раёне Эрытрэйскага мора быў зафіксаваны ціск каля паверхні , што на той момант лічылася сярэднім ціскам на планеце, і ад гэтага ўзроўню было ўмоўлена адлічваць вышыні і глыбіні на Марсе. Паводле дадзеных гэтага апарата, атрыманых падчас спуску, трапапаўза знаходзіцца на вышыні прыкладна , дзе ціск складае (як на Зямлі на вышыні ).
Вобласць Элада настолькі глыбокая, што атмасферны ціск дасягае прыкладна , што вышэй за трайны пункт вады () і ніжэй за пункт кіпення. Пры досыць высокай тэмпературы вада магла б існаваць там ў вадкім стане; пры такім ціску, аднак, вада закіпае і ператвараецца ў пар ужо пры +10 °C.
На вяршыні найвышэйшага 27-кіламетровага вулкана Алімп ціск можа складаць ад 0,5 да Charles Cockell, Andrew R. Blaustein. Ecosystems, evolution, and ultraviolet radiation. — 2001. — 221 pages. Page 202..
Да высадкі на паверхню Марса пасадачных модуляў ціск было вымераць за кошт аслаблення радыёсігналаў з АМС , , і пры іх заходзе за марсіянскі дыск — на сярэднім узроўні паверхні, што ў 160 разоў менш за зямны; такі ж вынік паказалі спектральныя назіранні АМС Марс-3. Пры гэтым у размешчаных ніжэй сярэдняга ўзроўню абласцях (напрыклад, у марсіянскай Амазоніі) ціск, паводле гэтых вымярэннях, дасягае БСЭ, статья «Марс».
Пачынаючы з 1930-х гадоў савецкія астраномы спрабавалі вызначаць ціск атмасферы метадамі фатаграфічнай фотаметрыі — па размеркаванні яркасці ўздоўж дыяметра дыска ў розных дыяпазонах светлавых хваль. Французскія навукоўцы Б. Ліё і О. Дальфус выканалі з гэтай мэтай назіранні палярызацыі рассеянага атмасферай Марса святла. Зводку аптычных назіранняў апублікаваў амерыканскі астраном Ж. дэ Вакулёр ў 1951 годзе, і па іх атрымліваўся ціск , завышаны амаль у , бо не было асобна ўлічана рассейванне святла пылам, узважанай у атмасферы Марса. Уклад пылу быў прыпісаны газавай атмасферы.
Клімат