Марс, ближайшая к
Земле(временами) планета. Через каждые 780 дней Земля и Марс оказываются на
минимальном расстоянии друг от друга, которое меняется от 56 до 101 млн. км.
Такие сближения планет называют противостояниями. Если же расстояние менее 60
млн. км, то их называют великими. Великие противостояния наблюдаются через
каждые 15-17 лет. Эксцентриситет орбиты Марса составляет 0,09, поэтому
расстояние от Марса до Солнца меняется от 207 млн. км в перигелии до 250 млн. км
в афелии.
Орбиты Марса и Земли практически лежат в одной плоскости (угол
между ними составляет 2 градуса). Ось вращения Марса наклонена на угол 25,2
градуса от перпендикуляра к плоскости орбиты и направлена в Созвездие
Лебедя.
На
Марсе также наблюдается смена времен года, длительность которых почти вдвое
больше. Из-за эллиптической орбиты сезоны в северном и южном полушария имеют
разную продолжительность: лето в северном полушарии продолжается 177 марсианских
суток, а в южном оно на 21 день короче и теплее на 20 градусов, чем лето в
северном полушарии. Из-за большей отдаленности от Солнца Марс получает лишь 43%
той энергии, которую получает Земля. Среднегодовая температура там -60° С. В
течение суток температура поверхности изменяется существенно. Например, в южном
полушарии на широте 50 градусов температура в середине осени меняется от -18
градусов (в полдень) до -63 градусов (вечером). Однако, на глубине 25 см под
поверхностью температура практически постоянная -60° С. в течение суток и не
зависит от сезона. Максимальные значения температуры поверхности не превышают
нескольких градусов выше 0, а минимальные значения зарегистрированы на северной
полярной шапке -138°С.
Такие изменения температуры объясняются тем, что
атмосфера Марса, состоящая на 95% из углекислого газа, очень разрежена и
парниковый эффект отсутствует. Другие составляющие атмосферы: 2,5% азота, 1,6%
аргона, менее 0,4 кислорода. Среднее давление атмосферы у поверхности (6,1 мбар)
в 160 раз меньше, чем давление на уровне моря нашей планеты (1 бар). В самых
глубоких впадинах оно может достигать 12 мбар. Атмосфера планеты сухая.
В хороший телескоп на поверхности Марса можно различить лишь крупные
темные и светлые области поперечником в сотни и тысячи километров. Хорошо видны
белые полярные шапки Марса. Еще в конце XVIII века выдающийся английский
астроном В.Гершель заметил, что размеры белых полярных шапок периодически
изменяются со сменой сезона. Летом шапки испаряются и уменьшаются в размерах,
причем одновременно из полярных областей в умеренные широты распространяется
"волна потемнения" участков поверхности.
В конце XIX века итальянские
астрономы А.Секки и Дж.Скиапарелли сообщили, что неоднократно видели тонкие
длинные темные линии, напоминающие сеть каналов, как бы связывающих полярные и
умеренные зоны планеты. Однако не все астрономы разделяли это мнение. Дело в
том, что эти линии находились на пределе разрешения. В таких случаях отдельные
пятна зрительно объединяются в линии. На фотографиях поверхности Марса,
полученных с помощью космических станций, видно множество долин и трещин, однако
совместить их с каналами, показанными на картах Скиапарелли, не удалось.
Полярные шапки Марса многослойны. Нижний, основной слой толщиной в
несколько километров образован обычным водяным льдом, смешанным с пылью, который
сохраняется и в летний период. Это постоянные шапки. Наблюдаемые сезонные
изменения полярных шапок происходят за счет верхнего слоя толщиной менее 1
метра, состоящего из твердой углекислоты, так называемого "сухого льда".
Покрываемая этим слоем площадь быстро растет в зимний период, достигая
параллели 50 градусов, а иногда и переходя этот рубеж. Весной с повышением
температуры этот слой испаряется и остается лишь постоянная шапка. Волна
потемнения" участков поверхности, наблюдаемая со сменой сезонов, объясняется
изменением направления ветров, постоянно дующих в направлении от одного полюса к
другому. Ветер уносит верхний слой сыпучего материала - светлую пыль, обнажая
участки более темных пород. В периоды, когда Марс проходит перигелий, нагрев
поверхности и атмосферы усиливается и нарушается равновесие марсианской среды.
Скорость ветра усиливается до 69 км в час, начинаются вихри и бури. Более
миллиарда тонн пыли поднимается и удерживается во взвешенном состоянии, при этом
резко меняется климатическая обстановка на всем марсианском шаре.
Продолжительность пылевых бурь иногда достигает 50 - 100 суток. Во время пылевых
бурь на Марсе возникает так называемый "антипарниковый эффект", когда облака
пыли не пропускают приходящее солнечное излучение к поверхности, но пропускают
уходящее от нее излучение и поэтому поверхность сильно охлаждается, а атмосфера
разогревается.
Уточнение состава атмосферы космическими аппаратами
позволило выявить роль полярных шапок в формировании бурь. При таянии полярных
шапок образуются огромные массы углекислого газа и увеличивается давление над
ними, в результате чего образуются сильные ветры, поднимающие с поверхности
мелкие частицы рыхлого грунта. Для поверхности Марса характерна глобальная
асимметрия в распределении пониженных участков - равнин, составляющих 35% всей
поверхности и возвышенных, покрытых множеством кратеров областей. Большая часть
равнин расположена в северном полушарии. Граница между ними в ряде случаев
представлена особым типом рельефа - столовыми горами, сложенными
плосковершинными горками и хребтами.
Четыре гигантских потухших вулкана
возвышаются над окружающей местностью на высоту до 26 км. Самый крупный из них -
гора Олимп, расположенный на западной окраине гор Фарсида, имеет основание
диаметром 600 км и кальдеру на вершине поперечником 60 км. Три вулкана: гора
Аскрийская, гора Павлина и гора Арсия расположены на одной прямой на вершине гор
Фарсида, высотой около 9 км. Сами вулканы возвышаются над Фарсидой еще на 17 км.
Более 70 потухших вулканов найдено на Марсе, но они гораздо меньше и по
занимаемой площади и по высоте. Гигантская долина глубиной до 6 км и
протяженностью более 4000 км находится к югу от экватора. Ее назвали Долиной
Маринера. Множество долин меньших размеров, борозд и трещин выявлено на
поверхности Марса, свидетельствующих о том, что в древности на Марсе была вода
и, следовательно, атмосфера была более плотной.
Под поверхностью Марса в
отдельных областях находится слой вечной мерзлоты толщиной в несколько
километров. В таких районах на поверхности у кратеров видны необычные для планет
земной группы застывшие флюидизированные потоки, по которым можно судить о
наличии подповерхностного льда. За исключением равнин поверхность Марса сильно
кратерирована. Кратеры, как правило, выглядят более разрушенными, чем на
Меркурии или Луне. Следы ветровой эрозии можно видеть повсюду. На современных
картах Марса наряду с новыми наименованиями, присвоенными формам рельефа,
выявленным по космическим снимкам, используются древние географические и
мифологические названия, предложенные Скиапарелли. Самая крупная возвышенная
область, поперечником около 6000 км и высотой до 9 км получила название Фарсида
(так на древних картах назывался Иран), а огромная кольцевая депрессия на юге
диаметром более 2000 км названа Элладой (Греция). Сильно кратерированные участки
поверхности получили название земель: Земля Прометея, Земля Ноя и другие.
Долинам даются названия планеты Марс, используемые у разных народов. Крупные
кратеры названы в честь ученых, а небольшие кратеры носят названия населенных
пунктов Земли. Обработка возмущений в орбитах космических аппаратах позволили
получить карту ареоида -- уровенной поверхности Марса. Оказалось, что она хорошо
коррелирует с рельефом Марса, что говорит о слабом проявлении изостазии.
Особенно хорошо "виден" Олимп. Ареоид оконтуривает гору впадинами глубиной от
-300 м до -400 м. Внутри горы ареоид поднимается до 500 м. Гравитационные
аномалии в горном регионе Тарсис достигают 344 мГал на высоте спутника (275 км).
Вообще, гравитационные аномалии на Марсе превосходят гравитационные аномалии на
Земле в 17 раз! Вопрос об изостазии остается пока открытым Координаты на
Марсе.
Как
известно, на Земле при определении географических координат в качестве начала
отсчета принято считать долготу, на которой находится Королевская обсерватория в
Гринвиче (Великобритания). Некий аналог "гринвичского меридиана" есть и на
Марсе.
Впервые предложение о введении нулевых координат на Марсе было
сделано в 1830-32 годах немецкими астрономами В.Биром и Д.Х.Мадлером,
использовавшими небольшой кратер (точку "a") для определения периода обращения
Марса вокруг своей оси. В 1877 году итальянский астроном Дж.В.Скиапарелли
использовал эту же точку в качестве начала отсчета при составлении карты Марса.
Когда с борта американского межпланетного зонда "Mariner-9" были получены
качественные снимки марсианской поверхности и удалось составить подробную карту
Марса, полукилометровый в диаметре кратер получил наименование Airy-0.
