Марс

У этого термина существуют и другие значения, см. Марс (значения).

Для термина «Пироент» см. также другие значения.

Марс
Планета
Изображение Марса на основе 102 снимков, полученных АМС «Викинг-1» 22 февраля 1980 года
Другие названия	Красная планета
Орбитальные характеристики
Перигелий	2,06655⋅108 км[1][2] 1,381 а.e.[1]
Афелий	2,49232⋅108 км[1][2] 1,666 а.e.[1]
Большая полуось (a)	2,2794382⋅108 км[1][2] 1,523662 а.e.[1] 1,524 земной[1]
Эксцентриситет орбиты (e)	0,0933941[1][2]
Сидерический период обращения	(продолжительность года) 686,98 земных суток 1,8808476 земного года[1][2]
Синодический период обращения	779,94 земных суток[2]
Орбитальная скорость (v)	24,13 км/с (средн.)[2] 24,077 км/с[1]
Наклонение (i)	1,85061° (относительно плоскости эклиптики)[2] 5,65° (относительно солнечного экватора)
Долгота восходящего узла  (Ω)	49,57854°
Аргумент перицентра  (ω)	286,46230°
Чей спутник	Солнца
Спутники	2
Физические характеристики
Полярное сжатие	0,00589 (1,76 земного)
Экваториальный радиус	3396,2 ± 0,1 км[3][4] 0,532 земного
Полярный радиус	3376,2 ± 0,1 км[3][4] 0,531 земного
Средний радиус	3389,5 ± 0,2 км[1][2][3] 0,532 земного
Площадь поверхности (S)	1,4437⋅108 км²[1] 0,283 земной
Объём (V)	1,6318⋅1011 км³[1][2] 0,151 земного
Масса (m)	6,4171⋅1023 кг[5] 0,107 земной
Средняя плотность (ρ)	3,933 г/см³[1][2] 0,714 земной
Ускорение свободного падения на экваторе (g)	3,711 м/с² 0,378 g[1]
Первая космическая скорость (v1)	3,55 км/с 0,45 земной
Вторая космическая скорость (v2)	5,03 км/с 0,45 земной[1][2]
Экваториальная скорость вращения	868,22 км/ч
Период вращения (T)	24 часа 37 минут 22,663 секунды[1] (24,6229 ч) — сидерический период вращения, 24 часа 39 минут 35,244 секунды (24,6597 ч) — длительность средних солнечных суток[6].
Наклон оси	25,1919°[6]
Прямое восхождение северного полюса (α)	317,681°[2]
Склонение северного полюса (δ)	52,887°[2]
Альбедо	0,250 ( геом. альбедо) 0,170[2]
Видимая звёздная величина	−2,94
Температура
На поверхности	от −153 °C до +35 °C[7]
	мин. сред. макс.
по всей планете	186 К; −87 °C[1] 210 K (−63 °C)[2] 268 К; −5 °C[1]
Атмосфера[2]
Атмосферное давление	0,4—0,87 кПа (4⋅10−3—8,7⋅10−3 атм)
Состав: 95,32 % углекислый газ 2,7 % азот 1,6 % аргон 0,145 % кислород 0,08 % угарный газ 0,021 % водяной пар 0,01 % окись азота 0,00025 % неон
Медиафайлы на Викискладе
Информация в Викиданных ?

Марс — четвёртая по удалённости от

древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Также Марс называют красной планетой из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей минералом маггемитом — γ-оксидом железа(III).

Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой (давление на поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.

У Марса есть два естественных спутника — Фобос и Деймос (в переводе с древнегреческого — «страх» и «ужас», имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос — 26,8×22,4×18,4 км, Деймос — 15×12,2×10,4 км)^[8][9] и имеют неправильную форму.

Начиная с 1962 года непосредственным исследованием Марса с помощью

Маринер», «Викинг», «Mars Global Surveyor» и другие), а также Европейское космическое агентство (программа «Марс-экспресс»), Индия (программа «Мангальян») и Китай (Тяньвэнь-1, Чжужун). На сегодняшний день Марс — наиболее подробно изученная планета Солнечной системы после Земли.

Основные сведения

Марс — четвёртая по удалённости от Солнца (после Меркурия, Венеры и Земли) и седьмая по размеру (превосходит по массе и диаметру только Меркурий) планета Солнечной системы^[10]. Масса Марса составляет 0,107 массы Земли, объём — 0,151 объёма Земли, а средний линейный диаметр — 0,53 диаметра Земли^[9].

Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший вулкан гора Олимп — самая высокая известная гора на планетах Солнечной системы^[11] (самая высокая известная гора в Солнечной системе — на астероиде Веста^[12]), а долины Маринер — самый крупный известный каньон на планетах (самый большой каньон в Солнечной системе обнаружен на спутнике Плутона — Хароне^[13]). Помимо этого, южное и северное полушария планеты радикально отличаются по рельефу; существует гипотеза, что Великая Северная равнина, занимающая 40 % поверхности планеты, является импактным кратером; в этом случае она оказывается самым крупным известным ударным кратером в Солнечной системе^[14][15][16].

Марс имеет период вращения и смену времён года, аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного.^{[источник не указан 291 день]}

Вплоть до полёта к Марсу автоматической межпланетной станции «

оптической иллюзией^[17]

.

Великие противостояния

Марса (минимальное расстояние до Земли) за 1830—2050 годы

Дата	Расст., а.e.	Расст., млн км
19 сентября 1830	0,388	58,04
18 августа 1845	0,373	55,80
17 июля 1860	0,393	58,79
5 сентября 1877	0,377	56,40
4 августа 1892	0,378	56,55
24 сентября 1909	0,392	58,64
23 августа 1924	0,373	55,80
23 июля 1939	0,390	58,34
10 сентября 1956	0,379	56,70
10 августа 1971	0,378	56,55
22 сентября 1988	0,394	58,94
28 августа 2003	0,373	55,80
27 июля 2018	0,386	57,74
15 сентября 2035	0,382	57,15
14 августа 2050	0,374	55,95

На самом деле из-за низкого давления вода (без примесей, понижающих точку замерзания) не может существовать в жидком состоянии на большей части (около 70 %) поверхности Марса[18]. Вода в состоянии льда была обнаружена в марсианском грунте космическим аппаратом НАСА «Феникс»^[19][20]. В то же время собранные марсоходами «

Opportunity» геологические данные позволяют предположить, что в далёком прошлом вода покрывала значительную часть поверхности Марса. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабую гейзерную активность^[21]. По наблюдениям с космического аппарата «Mars Global Surveyor», некоторые части южной полярной шапки Марса постепенно отступают^[22]

.

На 2021 год орбитальная исследовательская группировка на орбите Марса насчитывает восемь функционирующих

ExoMars Trace Gas Orbiter», «Аль-Амаль» и орбитальный аппарат китайской миссии «Тяньвэнь-1». Это больше, чем около любой другой планеты, не считая Землю. Поверхность же Марса исследует три марсохода — «Кьюриосити», «Персеверанс» и «Чжужун». Кроме того, на поверхности функционирует посадочный модуль миссии «InSight», а также находятся несколько неактивных посадочных модулей и марсоходов, завершивших исследования.^{[источник не указан 291 день}

]

Марс хорошо виден с Земли невооружённым глазом. Его видимая звёздная величина достигает −2,91^m (при максимальном сближении с Землёй). Марс уступает по яркости лишь Юпитеру (во время великого противостояния Марса он может превзойти Юпитер), Венере, Луне и Солнцу. Противостояние Марса можно наблюдать каждые два года. Последний раз Марс был в противостоянии 8 декабря 2022 года, а следующее противостояние Марса произойдёт 16 января 2025 года. Последнее же великое противостояние Марса произошло 27 июля 2018 года. Тогда он находился на расстоянии 0,386 а. е. от Земли^[23]. Как правило, во время великого противостояния (то есть когда противостояние Марса с Землёй происходит близко к прохождению Марсом перигелия своей орбиты) оранжевый Марс становится ярчайшим объектом ночного неба после Луны (не считая Венеру, которая и тогда ярче него, но видна только утром или вечером), но это происходит лишь один раз в 15—17 лет в течение одной-двух недель.^{[источник не указан 291 день]}

Орбитальные характеристики

Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,76 млн км^[24] (когда Земля находится точно между Солнцем и Марсом), максимальное — 401 млн км (когда Солнце находится точно между Землёй и Марсом).^{[источник не указан 291 день]}

Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 млн км (1,52 а.e.), период обращения вокруг Солнца равен 687 земным суткам^[2]. Орбита Марса имеет довольно заметный эксцентриситет (0,0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн км. Наклонение орбиты Марса к плоскости эклиптики равно 1,85°^[2].

Марс ближе всего к Земле во время

противостояния, когда планета находится на небе в направлении, противоположном Солнцу. Противостояния повторяются каждые 26 месяцев в разных точках орбиты Марса и Земли. Раз в 15—17 лет противостояния приходятся на то время, когда Марс находится вблизи своего перигелия; в этих традиционно называемых великими противостояниях расстояние до планеты минимально (менее 60 млн км), и Марс достигает наибольшего углового размера 25,1″ и яркости −2,88^m[25]

.

Физические характеристики

Параметры планеты

По линейному размеру Марс практически ровно вдвое меньше Земли. Его средний экваториальный радиус оценивается как 3396,9 ± 0,4 км^[26] или 3396,2 ± 0,1 км^[2][3][27] (53,2 % земного). Средний полярный радиус Марса оценивается в 3374,9 км^[26] или 3376,2 ± 0,1 км^[2][3]; полярный радиус у северного полюса — 3376,2 км, у южного — 3382,6 км^[28].

Таким образом, полярный радиус примерно на 20—21 км^[29] меньше экваториального радиуса, а относительное полярное сжатие Марса f = (1 − R_п/R_э) больше земного (соответственно 1/170 и 1/298), хотя период вращения у Земли несколько меньший, чем у Марса; это позволило в прошлом выдвинуть предположение об изменении скорости вращения Марса со временем^[30].

Площадь поверхности Марса равна 144 млн км²^[26][28] (28,3 % площади поверхности Земли) и приблизительно равна площади суши на Земле^[31]. Масса планеты — 6,417⋅10^23[28]—6,418⋅10^23[29] кг, более точные значения: 6,4171⋅10²³ кг^[2][5] или 6,4169 ± 0,0006 ⋅10²³ кг^[27]. Масса Марса составляет около 10,7 % массы Земли^[2]. Средняя плотность Марса — 3930^[28][29]—3933^[2] кг/м³, более точное значение: 3933,5 ± 0,4 кг/м³^[26] или 3934,0 ± 0,8 кг/м³^[27] (0,713 земной плотности^[2]).

Ускорение свободного падения на экваторе равно 3,711 м/с²^[26] (0,378 земного), что практически столько же, как у планеты Меркурий, который почти вдвое меньше Марса, но обладает массивным ядром и большей плотностью; первая космическая скорость составляет 3,6 км/с^[29], вторая — 5,027 км/с^[26].

Сила тяжести

Сила тяжести у поверхности Марса составляет 39,4 % от земной (в 2,5 раза слабее). Поскольку неизвестно, является ли такая сила тяжести достаточной, чтобы избежать длительных проблем со здоровьем, для долговременного пребывания человека на Марсе рассматриваются варианты создания искусственной силы тяжести с помощью утяжеляющих костюмов или центрифуг, обеспечивающих схожую с земной нагрузку на скелет^[32].

Марсианские сутки

Основная статья: Хронометрия на Марсе

Период вращения планеты близок к земному — 24 часа 37 минут 22,7 секунды (относительно звёзд), длина средних марсианских солнечных суток составляет 24 часа 39 минут 35,24409 секунды, что всего на 2,7 % длиннее земных суток. Для удобства марсианские сутки именуют «солами». Марсианский год равен 668,59 сола, что составляет 686,98 земных суток^[33][34][35].

Времена года на Марсе

Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой относительно перпендикуляра к плоскости орбиты под углом 25,19°^[2]. Наклон оси вращения Марса схож с земным и обеспечивает смену времён года. При этом эксцентриситет орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности — так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, то есть заметно больше половины марсианского года. В то же время они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное — короткое и относительно тёплое.^{[источник не указан 291 день]}

Атмосфера и климат

Основные статьи: Атмосфера Марса и Климат Марса

Температура на планете колеблется от −153 °C на полюсах зимой^[36] и до +20 °C^[36][37] на экваторе летом (максимальная температура атмосферы, зафиксированная марсоходом «Спирит», составила +35 °C^[38]), средняя температура — около 210 К (−63 °C)^[1]. В средних широтах температура колеблется от −50 °C зимней ночью до 0 °C летним днём, среднегодовая температура — −50 °C^[36].

мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км.^{[источник не указан 291 день}

]

По данным

полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) — 0,08 ppm^[2]

(состав приведён в объёмных долях).

По данным спускаемого аппарата АМС «Викинг» (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1—2% аргона, 2—3% азота, а 95% — углекислый газ^[39]. Согласно данным АМС «Марс-2» и «Марс-3», нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 1,7⋅10⁵ электронов/см³ расположен на высоте 138 км, другие два максимума находятся на высотах 85 и 107 км^[40].

Радиопросвечивание атмосферы на

радиоволнах 8 и 32 см, проведённое АМС «Марс-4» 10 февраля 1974 года, показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов 4,6⋅10³ электронов/см³, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185 км^[40]

.

Разреженность марсианской атмосферы и отсутствие магнитосферы являются причиной того, что уровень ионизирующей радиации на поверхности Марса существенно выше, чем на поверхности Земли. Мощность

мЗв/сутки (изменяясь в зависимости от солнечной активности и атмосферного давления в пределах от 0,35 до 1,15 мЗв/сутки)^[41] и обусловлена главным образом космическим излучением; для сравнения, в среднем на Земле эффективная доза облучения от естественных источников, накапливаемая за год, равна 2,4 мЗв, в том числе от космических лучей 0,4 мЗв^[42]. Таким образом, за один-два дня космонавт на поверхности Марса получит такую же эквивалентную дозу облучения, какую на поверхности Земли он получил бы за год.^{[источник не указан 291 день}

]

Атмосферное давление

По данным NASA на 2004 год, давление атмосферы на среднем радиусе составляет в среднем 636 Па (6,36 мбар), меняясь в зависимости от сезона от 400 до 870 Па. Плотность атмосферы у поверхности — около 0,020 кг/м³, общая масса атмосферы Марса — около 2,5⋅10¹⁶ кг^[2] (для сравнения: масса атмосферы Земли составляет 5,2⋅10¹⁸ кг).

В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием

углекислый газ. Зимой 20—30 % всей атмосферы намораживается на полярной шапке, состоящей из углекислоты^[43]

. Сезонные перепады давления, по разным источникам, составляют следующие значения:

• По данным НАСА (2004): от 4,0 до 8,7 мбар на среднем радиусе^[2];
• По данным Encarta (2000): от 6 до 10 мбар^[44];
• По данным Zubrin и Wagner (1996): от 7 до 10 мбар^[45];
• По данным посадочного аппарата «Викинг-1»: от 6,9 до 9 мбар^[2];
• По данным посадочного аппарата «Mars Pathfinder»: от 6,7 мбар^[43].

Ударная впадина

Эллада

— самое глубокое место Марса, где можно зафиксировать самое высокое атмосферное давление

Вулкан Олимп — самое высокое место Марса, там можно зафиксировать самое низкое атмосферное давление

Область

Эллада настолько глубока, что атмосферное давление достигает примерно 12,4 мбар^[18], что выше тройной точки воды (около 6,1 мбар)^[46], это значит, что вода теоретически может существовать там в жидком состоянии. Однако при таком давлении, диапазон температур нахождения воды в жидком состоянии очень узок, она замерзает при +0 °C и закипает при +10 °C^[18]

. Помимо Эллады, есть ещё четыре района Марса, где атмосферное давление поднимается выше тройной точки воды.

На вершине высочайшей горы Марса, 27-километрового вулкана Олимп, атмосферное давление может составлять от 0,5 до 1 мбар, что почти не отличается от технического вакуума^[46].

История

Попытки определить давление атмосферы Марса методами фотографической фотометрии — по распределению яркости вдоль диаметра диска в разных диапазонах световых волн проводились начиная с 1930-х годов. Французские учёные Б. Лио и О. Дольфюс производили с этой целью наблюдения поляризации рассеянного атмосферой Марса света. Сводку оптических наблюдений опубликовал американский астроном Ж. де Вокулёр в 1951 году, и по ним получалось давление 85 мбар, завышенное почти в 15 раз, поскольку не было отдельно учтено рассеяние света пылью, взвешенной в атмосфере Марса. Вклад пыли был приписан газовой атмосфере^[47].

До высадки на поверхность Марса посадочных модулей, давление атмосферы Марса было измерено за счёт ослабления радиосигналов с АМС «Маринер-4», «Маринер-6», «Маринер-7» и «Маринер-9» при их захождении за марсианский диск и выходе из-за марсианского диска — 6,5 ± 2,0 мбар на среднем уровне поверхности, что в 160 раз меньше земного; такой же результат показали спектральные наблюдения АМС «Марс-3». При этом в расположенных ниже среднего уровня областях (например, в марсианской Амазонии^[en]) давление, согласно этим измерениям, достигает 12 мбар^[48].

В месте посадки зонда АМС «Марс-6» в районе Эритрейского моря было зафиксировано давление у поверхности 6,1 мбар, что на тот момент считалось средним давлением на планете, и от этого уровня было условлено отсчитывать высо́ты и глуби́ны на Марсе. По данным этого аппарата, полученным во время спуска, тропопауза находится на высоте примерно 30 км, где плотность атмосферы составляет 5⋅10⁻⁷ г/см³ (как на Земле на высоте 57 км)^[49].

Климат

Основная статья: Климат Марса

Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25,1919°^[6]; соответственно, на Марсе, так же, как и на Земле, происходит смена времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет орбиты Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий Марс проходит во время разгара зимы в северном полушарии и лета в южном, афелий — во время разгара зимы в южном полушарии и соответственно лета в северном. Вследствие этого климат северного и южного полушарий различается. Для северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето; в южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое^[50]. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки сублимировали, не достигая поверхности^[51].

По сведениям НАСА (2004 год), средняя температура составляет ~210 K (−63 °C). По данным посадочных аппаратов «Викинг», суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от −89 до −31 °C) («Викинг-1»), а скорость ветра 2—7 м/с (лето), 5—10 м/с (осень), 17—30 м/с (пылевой шторм)^[2].

По данным посадочного зонда «Марс-6», средняя температура тропосферы Марса составляет 228 K, в тропосфере температура убывает в среднем на 2,5 градуса на километр, а находящаяся выше тропопаузы (30 км) стратосфера имеет почти постоянную температуру 144 K^[49].

Исследователи из Центра имени Карла Сагана в 2007—2008 годах пришли к выводу, что в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Специалисты НАСА подтвердили эту гипотезу на основе анализа изменений альбедо разных частей планеты. Другие специалисты считают, что такие выводы делать пока рано^[52][53]. В мае 2016 года исследователи из Юго-Западного исследовательского института в Боулдере (Колорадо) опубликовали в журнале Science статью, в которой предъявили новые доказательства идущего потепления климата (на основе анализа данных Mars Reconnaissance Orbiter). По их мнению, этот процесс длительный и идёт, возможно, уже в течение 370 тыс. лет^[54].

Существуют предположения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат — тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкая вода и шли дожди^[55][56]. Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита ALH 84001, показавший, что около 4 миллиардов лет назад температура Марса составляла 18 ± 4 °C^[57].

Главной особенностью общей циркуляции атмосферы Марса являются фазовые переходы углекислого газа в полярных шапках, приводящие к значительным меридиональным потокам. Численное моделирование общей циркуляции атмосферы Марса^[58] указывает на существенный годовой ход давления с двумя минимумами незадолго перед равноденствиями, что подтверждается и наблюдениями по программе «Викинг». Анализ данных о давлении^[59] выявил годовой и полугодовой циклы. Интересно, что, как и на Земле, максимум полугодовых колебаний зональной скорости ветра совпадает с равноденствиями^[60]. Численное моделирование^[58] выявляет также и существенный цикл индекса с периодом 4—6 суток в периоды солнцестояний. «Викингом» обнаружено подобие цикла индекса на Марсе с аналогичными колебаниями в атмосферах других планет.

Пылевые бури и пыльные вихри

Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс

пылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса^[61]

.

22 сентября 1971 года в светлой области Noachis в южном полушарии началась большая пылевая буря. К 29 сентября она охватила двести градусов по долготе от Ausonia до Thaumasia, а 30 сентября закрыла южную полярную шапку. Буря продолжала бушевать вплоть до декабря 1971 года, когда на орбиту Марса прибыли советские станции «Марс-2» и «Марс-3». «Марсы» проводили съёмку поверхности, но пыль полностью скрывала рельеф — не видно было даже горы Олимп, возвышающейся на 26 км. В одном из сеансов съёмки была получена фотография полного диска Марса с чётко выраженным тонким слоем марсианских облаков над пылью. Во время этих исследований в декабре 1971 года пылевая буря подняла в атмосферу столько пыли, что планета выглядела мутным красноватым диском. Только примерно к 10 января 1972 года пылевая буря прекратилась, и Марс принял обычный вид^[62].

Начиная с 1970-х годов, в рамках программы «Викинг», а также марсоходом «Спирит» и другими аппаратами были зафиксированы многочисленные пыльные вихри. Это газовые завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие вверх большое количество песка и пыли. Вихри часто наблюдаются и на Земле (в англоязычных странах их называют «пыльными демонами» — англ. dust devil), однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в 10 раз выше и в 50 раз шире земных. В марте 2005 года такой вихрь очистил солнечные батареи у марсохода «Спирит»^[63][64].

Поверхность

Основные статьи: Ареография и Цвет поверхности Марса

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями (см.

Ацидалийское и Большой Сирт

.

Марсоход «Соджорнер» изучает спектрометром альфа-частиц камень «Йоги» в долине Арес

Иней на поверхности Марса на равнине Утопия. Снимок «Викинг-2»

Участок поверхности

кратера Гусев. Снимок «Спирит

»

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются несмотря на то, что на Марсе бушуют

пылевые бури. В своё время это служило доводом в пользу предположения, что тёмные 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 тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км выше среднего уровня и густо усеяна

эродированные

участки марсианской поверхности.

Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты «съехались» (возможно, случайно) в одно полушарие, подобно континенту

Эллада, до того также обнаруженный на Марсе, вблизи его южного полюса^[65]

.

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые 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 равнина Эллада (примерно 2100 км в поперечнике^[66]).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала

разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения 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. На карте Марса выделены 26 областей, имеющих хаотический рельеф (официальное название таких деталей рельефа в планетологии — хаосы). Крупнейший из хаосов на Марсе — хаос Авроры — имеет размеры более 700 км^[67]

.

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов —

гора Элизий и купол Альбор

.

По другим данным, высота Олимпа составляет 21 287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания — примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282 600 км²[68]. Кальдера (углубление в центре вулкана) имеет ширину 70 км и глубину 3 км^[69].

Возвышенность

США

, от океана до океана.

Husband Hill, снятая марсоходом «Спирит

» 23—28 ноября 2005 года

Лёд и полярные шапки

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. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть.

Полярные шапки Марса состоят из двух составляющих: постоянной и сезонной. Постоянная часть сложена водяным льдом с прослойками пыли, принесённой ветром, и замёрзшего углекислого газа^[72][73]. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет 1100 км, а южной — 400 км^[74]. Зимой полярная область планеты покрывается сезонным слоем углекислого льда толщиной около метра^[73]. В максимуме разрастания южная полярная шапка достигает широты 50° (на 15° дальше северной)^[75]. Различия шапок связаны с эллиптичностью орбиты Марса: когда в южном полушарии лето, планета ближе к Солнцу, поэтому южное лето теплее и короче северного, а южная зима холоднее и дольше северной^[75].

Полярные шапки Марса лежат на

Аппарат «Марс Одиссей» обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок^[76][77].

В 1784 году астроном Уильям Гершель обратил внимание на сезонные изменения размера полярных шапок, по аналогии с таянием и намерзанием льдов в земных полярных областях^[78]. В 1860-х годах французский астроном Эммануэль Ляи наблюдал волну потемнения вокруг тающей весенней полярной шапки, что тогда было истолковано как растекание талых вод и развитие растительности. Спектрометрические измерения, которые были проведены в начале XX века в обсерватории Ловелла во Флагстаффе В. Слайфером, однако, не показали наличия линии хлорофилла — зелёного пигмента земных растений^[79].

По фотографиям «Маринера-7» удалось определить, что сезонная часть полярных шапок имеет толщину в несколько метров, а измеренная температура 115 K (−158 °C) подтвердила возможность того, что она состоит из замёрзшей углекислоты — «сухого льда»^[80].

Значительные объёмы льда (десятки тысяч км³) были обнаружены путём радиолокации и в средних широтах Марса (40-45°), на восточном краю равнины Эллада. Скрытый грунтом ледник толщиной в сотни метров занимает площадь в тысячи квадратных километров^[81][82].

В 2018 году радар

На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности^[87].

В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальде обнаружена дельта реки площадью около 115 км²^[88]. Намывшая дельту река имела длину более 60 км^[89].

Данные

Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, «обтекают» различные препятствия, сливаются и расходятся. «Сложно представить, что подобные структуры могли сформироваться не из потоков жидкости, а из чего-то иного», — заявил сотрудник НАСА Ричард Зурек^[90]. Дальнейший спектральный анализ показал присутствие в указанных областях перхлоратов — солей, способных обеспечить существование жидкой воды в условиях марсианского давления^[91][92].

28 сентября 2012 года на Марсе обнаружены следы пересохшего водного потока. Об этом объявили специалисты американского космического агентства НАСА после изучения фотографий, полученных с марсохода «Кьюриосити», на тот момент работавшего на планете лишь семь недель. Речь идёт о фотографиях камней, которые, по мнению учёных, явно подвергались воздействию воды^[93].

На вулканической возвышенности

На Марсе имеется необычный регион — Лабиринт Ночи, представляющий собой систему пересекающихся каньонов^[95]. Их образование не было связано с водной эрозией, и вероятная причина появления — тектоническая активность^[96][97]. Когда Марс находится вблизи перигелия, над лабиринтом Ночи и долинами Маринера появляются высокие (40—50 км) облака. Восточный ветер вытягивает их вдоль экватора и сносит к западу, где они постепенно размываются. Их длина достигает нескольких сотен (до тысячи) километров, а ширина — нескольких десятков километров. Состоят они, судя по условиям в этих слоях атмосферы, тоже из водяного льда. Они довольно густые и отбрасывают на поверхность хорошо заметные тени. Их появление объясняют тем, что неровности рельефа вносят возмущения в газовые потоки, направляя их вверх. Там они охлаждаются, а содержащийся в них водяной пар конденсируется^[98].

Согласно анализу данных аппарата Mars Reconnaissance Orbiter гидросфера Марса ещё существовала около 2—2,5 миллиардов лет назад^[99].

Китайскими учёными были получены доказательства, что вода на Марсе оставалась в жидком виде гораздо дольше, чем считалось ранее. Марсоход «Чжужун» обнаружил на равнине Утопия гидратированные отложения и минералы возрастом всего 700 млн лет, что свидетельствует о присутствии большого количества воды на Марсе в то время^[100].

Грунт

Элементный состав поверхностного слоя грунта, определённый по данным посадочных аппаратов, неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы —

Согласно данным зонда НАСА «Феникс» (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения^[103][104]. «Фактически мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем», сообщил ведущий исследователь-химик проекта Сэм Кунейвс^[105]. Также, по его словам, данный щелочной тип грунта (pH = 7,7) многие могут встретить на «своём заднем дворе», и он вполне пригоден для выращивания спаржи^[106].

Орбитальный зонд «Марс Одиссей» в 2002 году обнаружил (с помощью спектрометра, регистрирующего гамма-излучение), что под поверхностью красной планеты есть значительные залежи водяного льда^[107]. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решён в 2008 году, когда зонд «Феникс», севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта^[19][108].

Данные, полученные марсоходом «Кьюриосити» и обнародованные в сентябре 2013 года, показали, что содержание воды под поверхностью Марса гораздо выше, чем считалось ранее. В породе, из которой брал образцы марсоход, её содержание может достигать 2 % по весу^[109].

Геология и внутреннее строение

В прошлом на Марсе, как и на Земле, происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер^[110]. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле, и достигать гигантских размеров, говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов и, возможно, не позволяло достичь им такой высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом^[111]. Возможно, на планете имеется слабая тектоническая активность, приводящая к образованию наблюдаемых с орбиты пологих каньонов^[112][113]. По данным сейсмометра SEIS на Марсе имеется небольшая сейсмическая активность, самое сильное зафиксированное марсотрясение (событие S1222a) имело магнитуду 4,7^[114], самое сильное сейсмическое событие, вызванное падением метеорита на поверхность Марса в горной местности Темпе-Терра^[en], имело магнитуду 4,1 ± 0,2 и позволило определить структуру скоростей P-волн в нижней мантии^[115].

Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что он состоит из коры со средней толщиной 50 км (максимальная оценка — не более 125 км)^[116], силикатной мантии и ядра радиусом, по разным оценкам, от 1480^[116] до 1800 км^[117]. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14—18 % (по массе) серы^[117], причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам, формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов^[111]. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит, в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, что фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества^[118]. Для некоторых районов Марса составлена подробная геологическая карта^[119].

Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов, поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычный базальт, и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа^[120][121].

Магнитное поле

У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле.

Согласно показаниям магнитометров станций «Марс-2» и «Марс-3», напряжённость магнитного поля на экваторе составляет около 60 гамм, на полюсе — 120 гамм, что в 500 раз слабее земного. По данным АМС «Марс-5», напряжённость магнитного поля на экваторе составляла 64 гаммы, а магнитный момент планетарного диполя — 2,4⋅10²² эрстед·см²^[122].

Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного

По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции «Марс Глобал Сервейор»), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад — до того, как гидромагнитное динамо планеты прекратило выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля^[125]. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо 4 млрд лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50—75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша и разрушился^[126]. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты и оспаривается в научном сообществе^[127].

Геологическая история

Согласно одной из гипотез, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра^[128], а также потеря основного объёма атмосферы. Потеря лёгких атомов и молекул из атмосферы — следствие слабого притяжения Марса. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации, которые на Земле происходят в ионосфере и выше, на Марсе могут наблюдаться практически у самой его поверхности.

Геологическая история Марса включает три

• плато Фарсида и долин Маринера. Продолжалась в период 4,1—3,8 млрд лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами
  и подвергалась эрозии.
• Гесперийский (в честь Гесперийского плато^[en]
  ): от 3,7 млрд лет назад до 2,5—3 млрд лет назад. Эта эпоха отмечена интенсивным вулканизмом.
• Амазонийский (названа в честь плато Амазония^[en]): 2,5—3 млрд лет назад до наших дней. Все районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров, но в остальном они существенно различаются. Постепенно затухают вулканические и эрозионные процессы. В этот период сформирована гора Олимп
  .

• 
  Фобос, снятый 23 марта 2008 года спутником «Mars Reconnaissance Orbiter»
• 
  Деймос, снятый 21 февраля 2009 года спутником «Mars Reconnaissance Orbiter»
• 
  Прохождение Фобоса по диску Солнца. Снимки «Оппортьюнити»

Марс имеет два естественных спутника: Фобос и Деймос. Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Они имеют неправильную форму и очень маленькие размеры. По одной из гипотез, они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды наподобие (5261) Эврика из Троянской группы астероидов. Спутники названы в честь персонажей, сопровождающих бога Ареса (то есть Марса), — Фобоса и Деймоса, олицетворяющих страх и ужас, которые помогали богу войны в битвах^[133].

Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной (это вызвано эффектом

Орбитальный период Фобоса меньше, чем период обращения Марса, поэтому для наблюдателя на поверхности планеты Фобос (в отличие от Деймоса и вообще от всех известных естественных спутников планет Солнечной системы, кроме Метиды и Адрастеи) восходит на западе и заходит на востоке^[134].

Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду, Фобос (26,8×22,4×18,4 км)^[8] несколько крупнее Деймоса (15×12,2×11 км)^[135]. Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.

Жизнь

История вопроса

Популярная идея, что Марс населён разумными марсианами, широко распространилась в конце XIX века. С тех пор Марс изучался многими учёными.

Наблюдения Скиапарелли так называемых каналов в сочетании с книгой Персиваля Лоуэлла по той же теме сделали популярной идею о планете, климат которой становился всё суше, холоднее, которая умирала и на которой существовала древняя цивилизация, выполняющая ирригационные работы^[136].

• 
  Карта Марса Скиапарелли, 1888 г.
• 
  Марсианские каналы, зарисованные астрономом П. Лоуэллом, 1898

Другие многочисленные наблюдения и объявления известных лиц породили вокруг этой темы так называемую «Марсианскую лихорадку» (англ. Mars Fever)^[137]. В 1899 году во время изучения атмосферных радиопомех с использованием приёмников в Колорадской обсерватории изобретатель Никола Тесла наблюдал повторяющийся сигнал. Он высказал догадку, что это может быть радиосигнал с других планет, например Марса. В интервью 1901 года Тесла сказал, что ему пришла в голову мысль о том, что помехи могут быть вызваны искусственно. Хотя он не смог расшифровать их значение, для него было невозможным то, что они возникли совершенно случайно. По его мнению, это было приветствие одной планеты другой^[138].

Гипотеза Теслы вызвала горячую поддержку известного британского учёного-физика Уильяма Томсона (лорда Кельвина), который, посетив США в 1902 году, сказал, что, по его мнению, Тесла поймал сигнал марсиан, посланный в США^[139]. Однако ещё до отбытия из Америки Кельвин стал решительно отрицать это заявление: «На самом деле я сказал, что жители Марса, если они существуют, несомненно могут видеть Нью-Йорк, в частности, свет от электричества»^[140].

Фактические данные

Гипотезы о существовании в прошлом жизни на Марсе выдвигаются давно. По результатам наблюдений с Земли и данным космического аппарата «Марс-экспресс» в атмосфере Марса обнаружен метан. Позднее, в 2014 году, марсоход НАСА «Кьюриосити» зафиксировал всплеск содержания метана в атмосфере Марса и обнаружил органические молекулы в образцах, извлечённых в ходе бурения скалы Камберленд^[141].

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. В июле 2021 года учёные с помощью компьютерного моделирования выявили, что один из вероятных источников метана может находиться на дне северо-западного кратера^[142]. Интересно, что в некоторых метеоритах марсианского происхождения обнаружены образования, по форме напоминающие клетки, хотя они и уступают мельчайшим земным организмам по размерам^[141][143]. Одним из таких метеоритов является ALH 84001, найденный в Антарктиде в 1984 году.

Важные открытия сделаны марсоходом «

На сегодняшний день условием для развития и поддержания жизни на планете считается наличие жидкой воды на её поверхности, а также нахождение орбиты планеты в так называемой зоне обитаемости, которая в Солнечной системе начинается за орбитой Венеры и заканчивается большой полуосью орбиты Марса^[150]. Вблизи перигелия Марс находится внутри этой зоны, однако тонкая атмосфера с низким давлением препятствует появлению жидкой воды на длительный период. Недавние свидетельства говорят о том, что любая вода на поверхности Марса является слишком солёной и кислотной для поддержания постоянной земноподобной жизни^[151].

Отсутствие магнитосферы и крайне разрежённая атмосфера Марса также являются проблемой для поддержания жизни. На поверхности планеты идёт очень слабое перемещение тепловых потоков, она плохо изолирована от бомбардировки частицами солнечного ветра; помимо этого, при нагревании вода мгновенно сублимирует, минуя жидкое состояние из-за низкого давления. Кроме того, Марс также находится на пороге т. н. «геологической смерти». Окончание вулканической активности, по всей видимости, остановило круговорот минералов и химических элементов между поверхностью и внутренней частью планеты^[152].

Колонизация Марса

Близость Марса и относительное его сходство с Землёй породили ряд фантастических проектов терраформирования и колонизации Марса землянами в будущем.

Марсоход «Кьюриосити» обнаружил сразу два источника органических молекул на поверхности Марса. Помимо кратковременного увеличения доли метана в атмосфере, аппарат зафиксировал наличие углеродных соединений в порошкообразном образце, оставшемся от бурения марсианской скалы. Первое открытие позволил сделать инструмент SAM на борту марсохода. За 20 месяцев он 12 раз измерил состав марсианской атмосферы. В двух случаях — в конце 2013 года и начале 2014-го — «Кьюриосити» удалось обнаружить десятикратное увеличение средней доли метана. Этот всплеск, по мнению членов научной команды марсохода, свидетельствует об обнаружении локального источника метана. Имеет ли он биологическое или же иное происхождение, специалисты утверждать затрудняются вследствие нехватки данных для полноценного анализа.

Астрономические наблюдения с поверхности Марса

После посадок автоматических аппаратов на поверхность Марса появилась возможность вести астрономические наблюдения непосредственно с поверхности планеты. Вследствие астрономического положения Марса в Солнечной системе, характеристик атмосферы, периода обращения Марса и его спутников картина ночного неба Марса (и астрономических явлений, наблюдаемых с планеты) отличается от земной и во многом представляется необычной и интересной.

Небесная сфера

Северный полюс на Марсе, вследствие наклона оси планеты, находится в созвездии Лебедя (экваториальные координаты: прямое восхождение 21^ч 10^м 42^с, склонение +52° 53.0′) и не отмечен яркой звездой: ближайшая к полюсу — тусклая звезда шестой величины BD +52 2880 (другие её обозначения — HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южный полюс мира (координаты 9^ч 10^м 42^с и −52° 53,0) находится в паре градусов от звезды Каппа Парусов (видимая звёздная величина 2,5) — её, в принципе, можно считать Южной Полярной звездой Марса.

Вид неба похож на наблюдаемый с Земли, с одним отличием: при наблюдении годичного движения Солнца по созвездиям Зодиака оно (как и планеты, включая Землю), выйдя из восточной части созвездия Рыб, будет проходить в течение 6 дней через северную часть созвездия Кита перед тем, как снова вступить в западную часть Рыб.

Во время восхода и захода Солнца марсианское небо в зените имеет красновато-розовый цвет^[153], а в непосредственной близости к диску Солнца — от голубого до фиолетового, что совершенно противоположно картине земных зорь.