Марс

**Марс** ♂
marsglobe1.jpg
Орбитальные характеристики
Средн. расстояние от Солнца	227 936 637 км (1.523 662 31 а. е.)
Перигелий	206 644 545 км
Афелий	249 228 730 км
Период обращения	686.9601 земных дня
Средняя орбитальная скорость	24 077 м/с
Эксцентриситет орбиты	0.09341233
Наклон орбиты к плоскости эклиптики	1.85061°
Спутники	2 (Фобос, Деймос)
Является Спутником	Солнце
Физические характеристики
Экваториальный радиус	3402.5 км
Полярный радиус	3377.4 км
Объём	1.638×10¹¹ км³
Масса	6.4185×10²³ кг
Плотность	3.934 г/см³
Площадь поверхности	144 800 000 км²
Гравитация в зоне Экватора	3.69 м/с², или 0.376 g
Вторая космическая скорость	5 072 м/с
Сидерический период вращения	24.622962 час.
Экваториальный наклон к орбите	25.19°
Температура поверхности

мин.	средн.	макс.
133 K	210 K	280 K

Атмосферное давление 0.7—0.9 кПа Состав атмосферы Углекислый газ 95.32 % Азот 2.7 % Аргон 1.6 % Кислород 0.13 %

Марс — четвёртая по удалению от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы. Легко наблюдается невооружённым глазом как яркая звезда красного цвета. Марс, как и другие планеты Солнечной системы, назван по имени одного из богов античного пантеона, в данном случае — бога войны Марса (соответствует греческому Аресу). Аналогичным образом выбраны названия и для спутников планеты: Фобос и Деймос — имена двух сыновей мифологического Ареса, сопровождавших его в бою.

История Марса

Строение Марса

У Марса есть магнитное поле, примерно в 800 раз слабее земного.

Внутреннее строение

Предполагают, что внутреннее строение Марса таково: кора толщиной 200 км, мантия толщиной 1500 км и ядро радиуса 1700 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³.

Поверхность

Поверхностный слой марсианской почвы содержит 21 % кремния, 12,7 % железа, 5 % магния, 4 % кальция, 3 % алюминия, 3.1 % серы (в 100 раз больше, чем в земных породах). Основная составляющая почвы — кремнезём, содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 10 %), придающих почве красноватый цвет. Тёмные области отражают примерно втрое меньше света, чем светлые.

Полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной — углекислого газа и вековой — водяного льда. Толщина шапок может составлять от 1 м до 1 км.

Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газа в противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10—40 м/с, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит к пылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса.

На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Данные марсоходов НАСА Спирит и Опотьюнити также свидетельствуют о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды).

Атмосфера

Температура на экваторе планеты колеблется от +30 °C в полдень до −80°С в полночь. Вблизи полюсов температура может упасть до −143°С.

Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разреженна. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше атмосферного — 6.1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе, давление у поверхности сильно изменяется. Максимальное значение 8.4 мбар достигается в бассейне Эллада (4 км ниже среднего уровня поверхности), а на вершине горы Олимп (27 км выше среднего уровня) оно всего 0.5 мбар. В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течении года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ. Существуют доказательства того, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, и на поверхности Марса существовала жидкая вода.

Атмосфера состоит на 95 % из углекислого газа; также в ней содержится 2.7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 0,1 % водяного пара, 0,07 % угарного газа.

По результатам наблюдений с Земли и данных космического аппарата «Марс Экспресс» в атмосфере Марса обнаружен метан. В условиях Марса этот газ довольно быстро разлагается, поэтому должен существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий.

Марс в Солнечной системе

Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 млн. км (1,52 а. е.), период обращения вокруг Солнца — 687 суток. Орбита Марса имеет довольно заметный эксцентриситет (0.0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн. км. Наклонение орбиты Марса равно 1,85°.

Марс ближе всего к Земле во время противостояния, когда планета находится в направлении, противоположном Солнцу. Противостояния повторяются каждые 26 месяцев в разных точках орбиты Марса. Но раз в 15—17 лет противостояния приходятся на то время, когда Марс находится вблизи перигелия; в этих так называемых великих противостояниях расстояние до планеты минимально, и Марс особенно хорошо виден, достигая углового размера 25″ и яркости −2,9^m. Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 56 млн. км, максимальное — около 400 млн. км.

Марс вдвое меньше Земли по размерам — его экваториальный радиус равен 3396.9 км (53 % земного). Достаточно быстрое вращение планеты приводит к заметному полярному сжатию — полярный радиус Марса примерно на 21 км меньше экваториального. Масса планеты — 6,418×10²³ кг (11 % массы Земли). Ускорение силы тяжести равно 3.72 м/с²; вторая космическая скорость — 5,022 км/с. Марс вращается вокруг своей оси, наклоненной к плоскости орбиты под углом 24°56′. Сидерический период вращения планеты — 24 часа 37 минут 22,7 секунд. Таким образом, марсианский год состоит из 668.6 марсианских солнечных суток (называемых солами). Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времен года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям их продолжительности. Так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, т. е. заметно больше половины марсианского года. В то же время, они приходятся на участок орбиты Марса, удаленный от Солнца. Поэтому, на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное — короткое и жаркое.

Спутники Марса

Марсография

MarsTopo.jpg Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — темные участки, называемые морями. Вблизи полюсов осенью образуются белые пятна — полярные шапки, исчезающие в начале лета. Моря сосредоточены в основном в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии только два крупных моря — Ацидалиум и Большой Сырт.

Характер темных участков до сих пор остается предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. Это в свое время служило доводом в пользу того, что темные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле темные участки состоят из групп темных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменеия их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и темным веществом.

Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего, бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. Южная полярная шапка может достигать широты 50°, северная — 50°. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть. Для земного наблюдателя кажется, что волна потемнения распространяется от полярной шапки к экватору, хотя орбитальные аппараты не фиксируют каких-либо существенных изменений.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере поверхность в основном находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остается необъясненным. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклоненному на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эрозированные участки марсианской поверхности. Gusev_Spirit_01.jpg, снятый американским спускаемым аппаратом]] Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд. лет. Можно выделить несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окруженные валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса — кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является бассейн Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (оползни или катастрофическое высвобождение подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние подповерхностного льда.

В северном полушарии помимо обширных вулканических равнин находятся две области крупных вулканов — Тарсис и Элизиум. Тарсис — обширная вулканическая равнина протяженностью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — Арсия, Павонис (Павлин) и Аскреус. На краю Тарсиса находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп. Олимп достигает 27 км высоты, и охватывает площадь 550 км диаметром, окруженную обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объем Олимпа в 10 раз превышает объем крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизиум — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — Гекатес, горы Элизиум и Альбор.

Возвышенность Тарсис также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяженных. Крупнейший из них — долина Маринера — тянется в широтном направлении почти на 4500 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 км и глубины 7—10 км; по своим размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни.

См. также

Изучение Марса

В настоящее время на орбите Марса находятся 4 активно работающие АМС -

На поверхности планеты работают два марсохода - Spirit и Opportunity.

Невыполненные по причине потери аппаратов миссии:

Космические аппараты, изучавшие Марс:

Mars Pathfinder 1996 год.
АМС «Фобос-2» в 1988 году миссия выполнена частично.
АМС "Викинг" и АМС "Викинг-2" 1976 год.
Маринер-9 1971 год.
Маринер-6,7 1969 год.
Маринер-4 1964 год.

Планируемые миссии:

Phoenix - запуск в 2007, прибытие: May 2008 (NASA)
«Фобос-Грунт» - запуск в 2009 (Роскосмос)
Mars Science Laboratory - запуск осенью 2009, прибытие: октябрь 2010 (NASA)

Ссылки

Карта Google Mars (с указанием гор, кратеров, областей, мест посадки КА); см. также карты ^*" target="_blank" >и [http://www.lpi.usra.edu/resources/mars_maps/1083/150dpi.jpg геологическую карту Марса.
Ж.Ф. Родионова, Ю.А. Илюхина. «Новая карта рельефа Марса» («Земля и Вселенная» №2/2005) — гипсометрическая карта полушарий Марса, таблицы латинских и русских терминов и названий форм рельефа Марса.
В. Н. Жарков, В. И. Мороз «Почему Марс?» («Природа» № 6, 2000)
Сурдин В.Г. «Величайшее противостояние Марса». («Природа» № 8, 2003)