М А Р С

(від лат. Маrs - бог війни) - одна з дев'яти великих планет Cонячної системи, четверта за порядком від Сонця. Названо так цю планету за її червоно-оранжевий колір, що нагадує кров, полум'я пожежі. Рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті на середній віддалі 228 млн. км. Період обертання Марса навколо Сонця (марсіанський рік) дорівнює 686,98 середньої сонячної доби. Ексцентриситет орбіти Марса становить 0.093. внаслідок чого віддаль Марса від Сонця змінюється від 206 до 249 млн. км. Нахил площини орбіти Марса до площини екліптики дорівнює 1,8°. Середня швидкість руху Марса по орбіті 24,2 км/с; період обертання навколо Сонця — 687 діб. Протистояння Марса відбуваються раз на два роки; серед них виділяються великі протистояння, що повторюються кожні 15-17 років. Під час їх (червень - вересень) віддаль від Землі до Марса зменшується до 55 млн. км. Коли Марс та Земля містяться по різні сторони від Сонця, то віддаль між ними становить 400 млн. км. Екваторіальний діаметр Марса становить близько 6800 км. Кутовий діаметр змінюється від 3",5 до 25",5. Об'єм Марса дорівнює 0,150, а маса — 0,107 відповідної величини Землі. Середня густина Марса – 3,92 г/см³. Вага тіла на поверхні Марса становить 0,38 ваги цього тіла на поверхні Землі. Марс обертається навколо своєї осі за 24 год 37 хв 22,7 с. Нахил площини екватора до площини орбіти Марса становить 25,2°, тому на Марс, як і на Землі, змінюються пори року Екваторіальний радіус Марса дорівнює 3393,4 км., полярний — 3375,8 км. Маса Марса – 6,423∙10²⁶ г, серед, густина - 3,97 г/см³, прискорення сили тяжіння 372 см/с², друга космічна швидкість біля поверхні Марса - 5,0 км/с. У Марса є 2 крихітні, темні супутники неправильної форми. Вони складаються з багатої на вуглець породи і вважаються астероїдами, захопленими силою тяжіння Марса. Поперечник Фобоса становить близько 27 км. Це більший із двох супутників, і він розміщений ближче до Марса. Поперечник Деймоса – близько 15 км.

На Марсі спостерігають темні (моря) і світлі (материки та полярні шапки) плями. Поверхня Марса має виразний рельєф. На фотографіях, одержаних з близької віддалі, добре видно велику кількість кратерів (вулканічного та ударного походження) різних розмірів, гірських пасом та ущелин типу каньйонів. Поблизу кратерів ударного походження спостерігаються жолоби, всередині них «острови», обриси яких нагадують краплину сльози. Поверхневий шар Марса дуже роздрібнений. Його основними компонентами є SіO₂, Fе₂O₃, МgО, SO₃, АІ₂О₃, СаО, ТіО₂.

М а т е р и к и — ділянки поверхні Марса оранжевого кольору; площа їх становить близько ⁵/₆ площі всієї поверхні Марса Спектрофотометричні вимірювання 1939-56 в СРСР показали, що відбивальна здатність материків (альбедо) змінюється від 0,060 в ультрафіолетових променях до 0,400 – в інфрачервоних, а розподіл яскравості по диску підлягає Ламберта закону. Це відповідає поверхні, позбавленій навіть дрібного рельєфу. Поляриметричні дослідження свідчать, що поверхня материків Марса, найімовірніше, вкрита порошкоподібним, дуже забарвленим матеріалом лімонітом – мінералом складу Fе₂O₃ ∙ пН₂О.

М о р я – темні ділянки на поверхні Марса; альбедо най темніших з них приблизно в два рази менше, ніж у материків. Деякі з морів виявляють сезонні зміни контурів і кольору, що можна пояснити існуванням в цих місцях рослинності: Радянський астроном Г. А. Тихов, вивчаючи оптичні властивості морів Марса та земних рослин, прийшов до висновку, що на Марсі завдяки суворості клімату (середня річна температура біля екватора становить - 15°, а в полярних областях - 60°) може існувати низькоросла рослинність з блакитним забарвленням. У 1959 в інфрачервоному спектрі морів Марса виявлено смуги, що належать органічним молекулам. Ці смуги було виявлено також у спектрі деяких лишайників і водоростей на Землі.

П о л я р н і ш а п к и — білі плями в північній та південній областях Марса. Діаметри їх змінюються сезонами від 4000-6000 км до 700-1000 км. Полярні шапки являють собою сніговий шар Полярні шапки складаються з льоду Н₂О товщиною в кілька см. та СО₂. Не виключена наявність підгрунтового водяного льоду. Канали – кілька сотень вузьких темних ліній на поверхні Марса. Найбільше спостерігається їх під час марсіанської весни. Переважна більшість вчених вважає, що канали – природні утворення (щілини, лінії розлому кори, доріжки з невеликих темних плям тощо).

Атмосфера Марса, розріджена, суха, бідна на кисень. Доведено, що кількість кисню та водяних парів у атмосфері Марса не перевищує 1% їхньої кількості в атмосфері Землі. Кількість СО₂ в атмосфері Марс вдвічі більша, ніж в атмосфері Землі. Оскільки СО₂ відфільтровує шкідливе для живих організмів випромінювання, то наявність СО₂ в атмосфері Марса сприяє можливості життя на його поверхні. В атмосфері Марса часто спостерігають пилові бурі (наприклад, у вересні 1956) – хмари з окремих частинок. У верхніх шарах атмосфери Марса часто спостерігають великі світлі плями – хмари, що, найімовірніше, являють собою скупчення конденсованої водяної пари та жовті (пилові) хмари. В роки, що межують з Великими протистояннями відмічаються періоди глобальних пилових бур. Вони починаються як правило, в розпал літа в південній півкулі Марса. В цей час пилові хмари, верхня межа яких досягає 40-50 км, настільки щільні, що повністю закривають від земного спостерігача деталі поверхні. На різних стадіях існування пилової хмари (тривалість якого досягає 3-5 місяців) середній радіус часток змінюється від 10 до 1 мкм. Основною складовою їх є SіO₂, (60 ± 10%). Коефіцієнт пропускання атмосфери Марса в зелених променях близький до 0,9 (для Землі 0,75). Атмосферний тиск біля поверхні Марса дорівнює 60 - 80 мм рт. ст. Атмосферний тиск, залежно від рельєфу, змінюється від 0,5∙10^-3 до 8∙10^-8 бар. В періоди спокійної атмосфери серед, швидкість вітру на висоті 1,6 м становить 2,4 м/с. Швидкість і напрям вітру, а також атмосферний тиск змінюються з переходом від дня до ночі, а в періоди пилових бур швидкість вітру досягає 100 - 140 м/с. Уночі вуглекислий газ замерзає, перетворюючись на іній.

Найвища температура поверхні дорівнює 316 К в перигелії і 286 К в афелії, найнижча – близько 150 К в районах полярних шапок. Основна складова атмосфери; Марса – СО₂ (95% ). В невеликих кількостях є азот (2-3%), аргон (1-2%), пара води, кисень (0,1-0,4% ) і озон.

ОСОБЛИВОСТІ РЕЛЬЄФУ

Вулкани, метеоритне бомбардування і потоки води — сили, які впливали в далекому минулому на рельєф Марса. Саме вони сформували рельєф тієї поверхні, яку ми бачимо сьогодні. Значна її частина – всіяна камінням пустельна рівнина з пиловими дюнами і кратерами, утвореними метеоритами. Над нею де-не-де здіймаються височенні гори, її перетинають глибокі каньйони. Вулкан Олімп — найвища гора в Сонячній системі, її поперечник становить 600 км, а висота — 24 км над навколишньою рівниною. Настільки ж разюча рифтова система Долини Маринера — величезна система каньйонів, яка простяглася майже на 4500 км через марсіанські рівнини і в деяких місцях сягає глибини 8 км. Є там і долини, схожі на русла висохлих рік. Вони утворилися понад 3 млрд. років тому, коли поверхнею Марса текла вода.

ПОШУКИ ЖИТТЯ

Ще століття тому вважалося, що на Марсі живуть розумні істоти — марсіани. Тепер відомо, що це не так, але примітивні організми можуть там існувати. У минулому Марс був теплішим і вологішим, і за цих умов могло розвинутися життя. Два американських апарати «Вікінг» опустилися на поверхню Марса в 1976 р. На борту цих апаратів було проведено експерименти з виявлення слідів позаземнго життя, але знайти нічого не вдалося.

Нові космічні апарати для вивчення Марса були споряджені в 1990х рр. Вони облетіли планету, фотографуючи її і вивчаючи погоду, й опустилися на поверхню. Після семимісячного польоту на Марс у 1997 р. опустився апарат «Петфайндер» («Слідопит»). Він доставив на поверхню планети шестиколісний робот-всюдихід «Соджорнер» («Компаньйон»), який дослідив місце висадки. До польотів на Марс готуються нові апарати.

Література:

Барабашёв Н.П. «Исследование фиаических условий на Луне и планетах. X.», 1952 [с. 265—269];

Вокулер Ж. «Физика планеты Марс» 1956 [с. 328—337];

Шаронов В. В. «Природа планет Марса» 1958;

Мороз В.И. «Физика Планеты марс», Москва,1978.

7