Марс (планета)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Марс  Астрономічний символ Марса
Планета Марс
Фотографія Марса, зроблена космічним телескопом Хаббл 2001 року
Епоха J2000
Велика піввісь 227 939 100 км
1,523679 а. о.
Перигелій 206 669 000 км
1,381497 а. о.
Афелій 249 209 300 км
1,665861 а. о.
Ексцентриситет 0,093315
Орбітальний період 686,971 день
1,8808 років
668,5991 сонячних діб Марса
Синодичний період 779,96 день
2,135 років
Середня орбітальна швидкість 24,077 км/с
Нахил орбіти 1,850° до екліптики
5,65° до сонячного екватора
1,67° до незмінної площини
Довгота висхідного вузла 49,562°
Аргумент перицентру 286,537°
Супутники 2
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус 3396,2 ± 0,1 км
0,533 Землі
Полярний радіус 3376,2 ± 0,1 км
0,531 Землі
Сплюснутість 0,005 89 ± 0,000 15
Площа поверхні 144 798 500 км²
0,284 Землі
Об'єм 1,6318×1011 км³
0,151 Землі
Маса 6,4185×1023 кг
0,107 Землі
Середня густина 3,9335 ± 0,0004 г/см³
Прискорення вільного падіння
на поверхні
3,711 м/с²
0,376 g
Друга космічна швидкість 5,027 км/с
Період обертання 24 год 37 хв
Сонячна доба 24 год 40 хв
Екваторіальна швидкість обертання 868,22 км/г
241,17 м/с
Нахил осі 25,19°
Пряме піднесення пн. полюса 21 год 10 мін 44 с
317,68143°
Схилення пн. полюса 52,88650°
Альбедо 0,15 (геометричне) або 0,25 (сферичне)
Темп. поверхні
   Кельвін
   Цельсій
мін. сер. макс.
186 K 227 K 268 K
−87 °C −46 °C −5 °C
Видима зоряна величина +1,8 до −2,91
Кутовий розмір 3,5–25,1"
Атмосфера
Тиск на поверхні 0,636 (0,4–0,87) кПа
Склад 95,32% двоокису вуглецю
2,7% азоту
1,6% аргону
0,13% кисню
0,08% монооксиду вуглецю
210 ppm водяної пари
100 ppm монооксиду азоту
15 ppm молекулярного водню 2,5 ppm неону
850 ppb тяжкої води
300 ppb криптону
130 ppb формальдегіду
80 ppb ксенону
30 ppb озону[Джерело?]
18 ppb пероксиду водню
10 ppb метану

Commons-logo.svg Марс у Вікісховищі

Марс — четверта планета Сонячної системи за відстанню від Сонця й сьома за розміром і масою. Названа на честь Марса — давньоримського бога війни. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червонуватий колір поверхні, спричинений наявністю оксиду заліза.

Загальна характеристика[ред.ред. код]

Марс — планета земного типу з розрідженою атмосферою. На Марсі є метеоритні кратери, як на Місяці, вулкани, долини і пустелі, подібні до земних. Тут розташована гора Олімп (22 456 м), найвища відома гора в Сонячній системі, і Долина Марінер — величезна рифтоподібна система каньйонів[1]. На додаток до особливостей — період обертання Марса і сезонні цикли також подібні до земних.

Марс — невелика планета, більша за Меркурій, але майже вдвічі менша від Землі за діаметром. Марс має екваторіальний радіус 3396 км і середній полярний радіус 3379 км (обидва значення точно визначені космічним апаратом «Mars Global Surveyor», який почав свою місію на орбіті навколо планети 1999 року). Маса Марса становить 6,418×1023 кг, що вдесятеро менше за масу Землі, а прискорення вільного падіння на його поверхні — 3,72 м/с². Це означає, що об'єкти на Марсі важать лише третину своєї земної ваги.

Порівняння розмірів Землі (середній радіус 6371 км) і Марса (середній радіус 3386,2 км)

Через криваво-червоний колір його іноді називають Червоною планетою. Марс довго асоціювали з війною і кровопролиттям, і тому його назвали на честь римського бога війни. У планети є два супутники, Фобос (грец. «Страх») і Деймос («Жах»), які були названі на честь двох синів Ареса і Афродіти (римські варіанти назв — Марс і Венера відповідно).

Протягом минулого сторіччя Марс посідав особливе місце в популярній культурі. Він служив натхненням для поколінь фантастів. Загадковість планети і багато таємниць залишаються стимулом для наукових досліджень і людської уяви до цього дня.

Орбіта[ред.ред. код]

Орбіта Марса приблизно у 1,5 рази віддаленіша від Сонця, ніж орбіта Землі. Через відносно видовжену орбіту, відстань між Марсом і Сонцем змінюється від 207 млн км у перигелії до 250 млн км в афелії. Тривалість марсіанського року становить 687 земних днів. Марс обертається навколо своєї осі з періодом 24 години 37 хвилин (марсіанську добу називають сол), що лише трохи довше за тривалість доби на Землі.

На Марсі спостерігається також зміна пір року. Через еліптичну орбіту сезони в північній і південній півкулі мають різну тривалість: літо в північній півкулі триває 177 марсіанських діб, а в південній воно на 21 день коротше й на 20 градусів тепліше.

Орбіти Марса й Землі лежать практично в одній площині (кут між ними становить 2°). Вісь обертання Марса нахилена під кутом 25,2° до перпендикуляра до площини орбіти й спрямована у сузір'я Лебедя.

Через кожні 780 днів Земля і Марс опиняються на мінімальній відстані одна від одного, як змінюється від 56 до 101 млн км. Такі зближення планет називають протистояннями. Якщо відстань між планетами менша 60 млн км, то такі протистояння називають великими. Великі протистояння відбуваються кожні 15–17 років.

Відстань між Землею таи Марсом (в а. о.) під час протистоянь 2014—2061 рр.

Фізична характеристика[ред.ред. код]

Планетологія[ред.ред. код]

Устелена скелями поверхня Марса, сфотографована марсоходом Mars Pathfinder

Згідно з орбітальними спостереженнями й експертизою марсіанських метеоритів, поверхня Марса складається в основному з базальту. Деякі докази свідчать, що частина поверхні Марса багатша на кварц, ніж типовий базальт. Більша частина поверхні багата на оксид заліза(III).

Марсіанські породи представлені уламковими пористими породами і еоловими пісками. Густина марсіанських порід на піщаних рівнинах — 1–1,6; на скелястих рівнинах — 1,8 (для порівняння, на Місяці, відповідно: 1–1,3 і 1,5–2,1). Розмір частинок на поверхні планети: 10–100 мкм — від 60% (піщані рівнини) до 30% (скелясті рівнини), 100–2000 мкм — відповідно від 10% до 30%. Основні компоненти марсіанських порід — залізо (в деяких пробах — до 14%), кальцій, алюміній, кремній, сірка. Є також стронцій, цирконій, рубідій, титан. Ґрунт Марса згідно з наявними даними, представлений сумішшю силікатів і мінералів класу оксидів зі значним вмістом сульфатів (можливо, гідратованих). Сірка, очевидно, наявна в сульфатах. Велика кількість червоного пилу з діаметром часточок близько 1 мкм надає поверхні планети червонястого відтінку. Характерна особливість поверхні Марса — наявність кріосфери — льоду Н2О в полярних шапках і в ґрунті. Сучасні дані з марсіанських порід свідчать про існування на Марсі хімічно диференційованої кори, аналогічної земній корі. Марсохід "Curiosity" американського космічного агентства NASA знайшов великі поклади кварцу в марсіанських гірських породах[2]. Також "Curiosity" виявив на поверхні Марсу мінерал тридиміт (SiO2), який, як правило, асоціюється з кремнієвим вулканізмом, відомим на Землі, але це перші ознаки цього явища на сусідній планеті[3].

У центрі Марса розташоване ядро, діаметром близько 2968 кілометрів, яке складається в основному з заліза із вмістом сірки близько 14–17%[4]. Ядро перебуває в рідкому стані й має вдвічі більшу концентрацію легких елементів, ніж ядро Землі. Ядро оточене мантією з силікатів, яка сформувала багато тектонічних і вулканічних особливостей на планеті, але зараз вже не діє. Середня товщина кори планети — близько 50 км, максимальна товщина — 125 км[5].

Планетологічну історію Марса поділяють на донойський час та три періоди: нойський, гесперійський та амазонський[6].

  • Донойський час: від утворення Марса до 4,18–4,08 млрд років тому. Тоді Марс мав магнітне поле. Наприкінці того часу з'явилися низовини північної полярної області.
  • Нойський період: від 4,18–4,08 до 3,74–3,50 млрд років тому. Поділений на 3 епохи (ранньонойську, середньонойську та пізньонойську). На початку періоду відбувалося інтенсивне астероїдне бомбардування; з'явилися басейни рівнин Еллада та Аргір. Пізніше розпочався ріст вулканічного нагір'я Фарсида. Інтенсивно формувалися річкові долини.
  • Гесперійський період: від 3,74–3,50 до 3,46–2,0 млрд років тому. Поділений на 2 епохи. На початку періоду йшло активне рифтоутворення в долинах Марінера та лабіринті Ночі. Тривали вулканічні виверження (зокрема, на нагір'ї Елізій). З'явилися річкові русла, що впадають у рівнину Хриса.
  • Амазонський період: від 3,46–2,0 млрд років тому до сьогодні. Поділений на 3 епохи. На початку періоду — інтенсивне заповнення осадами північних низовин, а наприкінці — утворення шаруватих відкладень у полярних областях. Протягом більшої частини періоду тривали виверження вулканів Фарсиди та Елізія[6].

Температурний режим та атмосфера[ред.ред. код]

Марс під час пилової бурі 28 жовтня 2005 року. Фотографію зроблено Космічним телескопом ім. Едвіна Хаббла

Через більшу віддаленість від Сонця Марс отримує на 57% менше енергії, ніж Земля. Середньорічна температура там −60° С. Температура поверхні протягом доби істотно змінюється. Наприклад, у південній півкулі на широті 50 градусів температура в середині осені змінюється від −18 градусів (опівдні) до −63 градусів (увечері). Однак на глибині 25 м під поверхнею температура практично постійна −60° С і не залежить від сезону. Максимальні значення температури поверхні не перевищують декількох градусів вище 0 °C, а мінімальні значення, зареєстровані на північній полярній шапці, — мінус 138 °C.

Атмосфера Марса досить розріджена. Атмосферний тиск на поверхні змінюється від 0,3 мбар (на горі Олімп) до 12 мбар, із середнім тиском на поверхні близько 6,1 мбар. Це в 160 разів менше тиску на рівні моря нашої планети (1 бар). Висота однорідної атмосфери становить близько 11 км, вона більша, ніж на Землі (8 км) через нижчу гравітацію.

Атмосфера на Марсі складається з 95% вуглекислого газу, 3% азоту, 1,6% аргону й містить сліди кисню й води. Атмосфера дуже запилена через велику кількість мікрочастинок близько 1,5 µm у діаметрі, які надають марсіанському небу рудувато-коричневого відтінку, якщо дивитися з поверхні планети.

Клімат 4.5ºS, 137.4ºE (2012–2015)
Показник Січ Лют Бер Кві Тра Чер Лип Сер Вер Жов Лис Гру Рік
Абсолютний максимум, °C 6 6 1 0 7 14 20 19 7 7 8 8
Середній максимум, °C −7 −18 −23 −20 −4 0 2 1 1 4 −1 −3 −5,7
Середній мінімум, °C −82 −86 −88 −87 −85 −78 −76 −69 −68 −73 −73 −77 −78,5
Абсолютний мінімум, °C −95 −127 −114 −97 −98 −125 −84 −80 −78 −79 −83 −110
Джерело: Centro de Astrobiologia (CAB)[7]

Рельєф[ред.ред. код]

Область кратера Гусєва, сфотографована американським марсоходом Spirit
Дюни на Марсі. Фото марсохода Curiosity.
Поверхня Марса. Фото Viking 2, 9 листопада 1977.

У наземний телескоп на поверхні Марса можна розрізнити лише темні та світлі ділянки розміром у сотні й тисячі кілометрів — деталі альбедо. Зокрема, добре видно білі полярні шапки. Ще наприкінці XVIII століття видатний англійський астроном В. Гершель помітив, що розміри полярних шапок змінюються залежно від сезону. Улітку шапки випаровуються й зменшуються, причому одночасно з полярних ділянок у помірні широти поширюється «хвиля потемніння» ділянок поверхні[Джерело?].

Наприкінці XIX століття італійські астрономи А. Секкі і Дж. Скіапареллі повідомили, що неодноразово спостерігали на Марсі довгі тонкі темні лінії, які нагадують мережу каналів, і наче зв'язують полярні й помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тому, що ці лінії спостерігалися на межі роздільної здатності. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно багато долин і тріщин, однак ототожнити їх з каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося.

Під поверхнею Марса на окремих ділянках є шар вічної мерзлоти товщиною кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видно незвичайні для планет земної групи застиглі потоки, за якими можна зробити висновок про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери здебільшого виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.

Обробка збурень в орбітальному русі космічних апаратів дозволили отримати мапу ареоїда (марсіанського аналога геоїда). Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марса, що свідчить про слабкість прояву ізостазії. Особливо помітний Олімп. Ареоїд оконтурює гору западинами глибиною від 300 м до 400 м. Над центром гори ареоїд піднімається на 500 м. Гравітаційні аномалії в гірському регіоні Фарсида досягають 344 мГал на висоті супутника (275 км). Взагалі, гравітаційні аномалії на Марсі перевищують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів. Питання про ізостазію залишається поки відкритим.

Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок — рівнин, що складають 35% усієї поверхні, і піднесених, вкритих безліччю кратерів районів. Значна частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в деяких випадках представлена особливим типом рельєфу — столовими горами, складеними плосковершинними гірками й хребтами.

Над нагір'ям Фарсида (що має висоту близько 9 км) на висоту до 17 км піднімаються чотири велетенські згаслі вулкани. Найбільший серед них — Олімп, розташований на західній околиці нагір'я. Його основа має діаметр 600 км, а кальдера на вершині — 60 км. Над середнім рівнем поверхні він височіє майже на 26 км. Недалеко від нього на одній прямій розташовано три дещо менших вулкани: Аскрійська гора, гора Павича й гора Арсія. Загалом на Марсі знайдено понад 70 згаслих вулканів, але всі інші значно менші за перераховані чотири.

Марс має різні полярні крижані шапки, але Марс також має пояси льодовиків в центральних широтах як у південних так і північних півкулях. Товстий шар пилу покриває льодовики, що складаються з замерзлої води. Вчені підрахували, що лід у льодовиках містить більш ніж 150 мільярдів кубічних метрів льоду — така кількість льоду може покривати всю поверхню Марса шаром в 1,1 метрів, тому лід на середніх широтах важлива частина водосховища Марса. Це лід не випаровується в простір, бо захищений товстим шаром пилу[8] (англ.).

Вчені зі Смітсонівського інституту в США визначили, що озера і моря на Марсі існували помітно довше, ніж передбачалося спочатку. В цілому цей період збільшився на 1 млрд років. Тобто вологий період на планеті існував на цілий 1 млрд років довше, ніж це вважалося раніше.[9]

Ареографія[ред.ред. код]

Докладніше: Географія Марса

Ще в 19 столітті Джованні Скіапареллі дав деталям альбедо Марса античні географічні та міфологічні назви. Від них отримали назви й багато деталей рельєфу, виявлених за космічними знімками. Найбільша піднесена ділянка, поперечником близько 6000 км і висотою біля 9 км, отримала назву Фарсида (так на стародавніх картах називався Іран), а величезну круглу низину на півдні діаметром понад 2000 км названо Елладою (Греція). Сильно кратеровані ділянки поверхні одержали назви земель: Земля Прометея, Земля Ноя та інші. Долинам дають назви Марса, які вживалися різними народами. Великі кратери названо на честь науковців, а невеликі — назвами населених пунктів Землі.

Докладніше: Долина Марінер

На південь від екватора розташована велетенська система каньйонів завдовжки понад 4000 км і завглибшки до 6 км. Її назвали долинами Марінера[1]. На поверхні Марса виявлено багато долин менших розмірів, які нагадують долини земних рік, що свідчить про наявність у минулому потоків рідини[1].

Магнітне поле й магнітосфера[ред.ред. код]

У Марса є магнітне поле, але воно дуже слабке й нестійке. У різних місцях планети напруженість цього поля може відрізнятися від 1,5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з ареографічними. Якщо говорити, що залізне ядро Марса перебуває у відносній нерухомості відносно до його кори, то механізм планетарного динамо, який відповідає за магнітне поле на Землі, на Марсі не працює. Вважається, що планета мала магнітне поле, але після зіткнення з великим небесним тілом ядро втратило майже весь обертальний момент. Сталось це біля 4 млрд років тому[Джерело?].

Магнітне поле Марса

Магнітне поле й магнітосфера Марса була досліджена космічними апаратами «Марс-2, −3» (1972) і «Марс-5» (1974). Зважаючи на те що вони перетинали лише межу магнітосфери, їх дані не можна однозначно інтерпретувати. Досить надійно було встановлено існування беззіткнювальної ударної хвилі й ділянки з регулярним магнітним полем на денному й нічному боці поблизу планети. Саме ця ділянка ототожнена з магнітосферою Марса.

У літературі наводяться величини магнітного моменту Марса від значень, що відповідають виникненню наведеної магнітосфери (1022 Гс*см³), до значень, відповідних утворенню власної магнітосфери[Джерело?]. Більшість дослідників вважають найреальнішою величину магнітного моменту (1 −1,5)×1022 Гс*см³[Джерело?], за якої можна очікувати утворення комбінованої магнітосфери, принаймні в тих випадках, коли тиск сонячного вітру великий. Немає одностайності й у визначенні орієнтації марсіанського диполя. У комбінованій магнітосфері можна очікувати існування роздільних ділянок наведеного і власного магнітних полів. Лінії наведеного магнітного поля повинні огортати Марс. Найпростіша модель комбінованої магнітосфери у разі міжпланетного магнітного поля, коли вона перпендикулярна до осі диполя. У цьому випадку меридіональні перетини магнітосфери виявляють топологію поля, характерну для власної магнітосфери, а наведене поле локалізується в екваторіальній частині магнітосфери.

Льодові утворення[ред.ред. код]

Докладніше: Вода на Марсі
Мікроскопічні гірські породи, що містять ознаки води. Фотографію зроблено марсоходом Opportunity
Північний полюс Марса.
Гірське оголення Голберн — частина давнього русла[10][11][12], Чітко простежується округла галька в конгломераті породи. 19 серпня 2012 р.

Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар товщиною в кілька кілометрів утворений звичайним водяним льодом, змішаним з пилом. Це постійні шапки, що зберігається й у літній період. Сезонні зміни полярних шапок, що спостерігаються, відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої вуглекислоти, так званого «сухого льоду».

Площа, вкрита цим шаром, інтенсивно збільшується в зимовий період, досягаючи паралелі 50 градусів, а іноді й долаючи цю межу. Навесні, із підвищенням температури, цей шар випаровується й залишається лише постійна шапка. Хвиля потемніння ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною напрямку вітрів, що постійно дмуть у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер здуває верхній шар сипучого матеріалу — світлий пил, оголюючи ділянки темніших порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, рівновага марсіанського середовища порушується. Вітер підсилюється до 69 км/год., починаються бурі. Більше мільярда тонн пилу піднімається й утримується в зваженому стані, різко змінюючи кліматичний стан всієї марсіанської кулі. Тривалість пилових вітрів іноді досягає 50 — 100 діб. Під час пилових буревіїв на Марсі виникає так званий «антипарниковий ефект», коли хмари пилу не пропускають сонячне випромінювання до поверхні, але пропускають теплове випромінювання, що іде від неї, тому поверхня сильно охолоджується, а атмосфера розігрівається.

Уточнення космічними апаратами складу атмосфери дало змогу виявити роль полярних шапок у формуванні буревіїв. Під час танення полярних шапок утворюються величезні маси вуглекислого газу й збільшується тиск над ними, внаслідок чого виникають потужні вітри, що піднімають з поверхні дрібні частки ґрунту.

Життя на Марсі[ред.ред. код]

Докладніше: Життя на Марсі

Наразі немає наукових доказів існування життя на Марсі. Хоча припускають, що воно там може бути. Ще до початку польотів на Марс він був першим кандидатом на виявлення там позаземного життя. На Марсі було знайдено зразки льоду, що є однією з умов існування життя. За останніми відомостями, в минулому на Марсі існувала вода в рідкому стані, поверхню планети вкривали моря[13][14][15]. Однак внаслідок нез'ясованих досі причин вона практично зникла. Цілком можливо, що ще кілька мільйонів років тому клімат на Марсі був вологішим. Доказом цього слугує рельєф планети. Одна з версій втрати Марсом води — це результат дії сонячного вітру[16][17]

Захід Сонця на Марсі 19 травня 2005 року. Світлина марсохода «Спіріт», який знаходився у кратері Гусєва.

Супутники Марса[ред.ред. код]

Докладніше: Супутники Марса
Фобос (ліворуч) і Деймос (праворуч)

Першим передбачив, що Марс має супутники, Йоганн Кеплер 1610 року. У спробах розшифрувати анаграму Галілея про кільця Сатурна («Найвищу планету потрійною спостерігаю») Кеплер вирішив, що Галілей виявив супутники Марса. 1643 року монах-капуцин Антон Марія Ширл стверджував, що бачив «марсіанські місяці». 1727 Джонатан Свіфт у «Мандрах Гуллівера» описав два маленьких супутники Марса, які були відомі астрономам острова Лапута. Вони оберталися навколо Марса за 10 і 21,5 годин. Про ці ж супутники 1750 року згадав Вольтер у романі «Мікромегас». 10 липня 1744 року німецький капітан Кіндерман повідомив, що обчислив орбітальний період марсіанського супутника, котрий дорівнював 59 годинам 50 хвилинам і 6 секундам. 1877 року американській астроном Асаф Холл, працюючи у військово-морський обсерваторії США з найбільшим у країні 26-дюймовим рефрактором Кларка, нарешті знайшов Фобос та Деймос, два маленьких супутники Марса. Їх орбітальні періоди виявились близькими до періодів, які запропонував Свіфт на 150 років раніше.

До другої половини XX століття про два супутники Марса Фобос і Деймос було відомо небагато. Потім їх спостерігали орбітальні космічні апарати: «Вікінг-1» пролетів на відстані 100 км від поверхні Фобоса, а «Вікінг-2» — на відстані 30 км від Деймоса.

Фобос робить повний оберт навколо Марса за 7 годин 39 хвилин. Супутник перебуває на відстані 6000 кілометрів від поверхні планети. Це ближче межі Роша, і без внутрішнього опору супутник було б розірвано на частини припливними силами. Ці сили також сповільнюють рух Фобоса і, можливо, призведуть до зіткнення супутника з Марсом менше, ніж через 100 мільйонів років. Деймос розташований на віддаленішій орбіті, і припливні сили зумовлюють подальше віддалення від планети. Фобос і Деймос видно на Марсі не з усіх місць через їх невеликі розміри, близькість до планети й приекваторіальні орбіти.

Властивості Деймос Фобос
Орбітальний радіус 23 459 км. 9 398 км.
Період обертання 1,262 земних днів 0,318 земних днів
Середня орбітальна швидкість 1,4 км/с 2,1 км/с
Нахил орбіти до екватора планети 1,79° 1,08°
Ексцентриситет орбіти 0,0005 0,0151
Площа 525 км² 1 625 км²
Маса 1,8 ×1015 кг 1,08 ×1016 кг
Середня густина 1,8 грамів/см³ 1,9 грамів/см³
Швидкість обертання 6 метрів/с 10 метрів/с
Альбедо 0,07 0,06

Обидва супутники — шматки гірської породи неправильної, приблизно еліпсоїдальної форми. Нерівна поверхня Фобоса повністю вкрита метеоритними кратерами. Найбільший кратер Стікні охоплює значну частину супутника. Його поверхня також вкрита системою лінійних переломів, або заглиблень, багато з яких геометрично пов'язані з кратером Стікні. Поверхня Деймоса, навпаки, здається гладенькою, бо багато кратерів майже повністю вкрито уламками порід.

Альбедо обох супутників дуже низьке, як у найпростіших типів метеоритів.

Остаточно проблему походження супутників не розв'язано. Одна з версій — це астероїди, які було захоплено Марсом, коли він лиш починав формуватися. Можливо, вони збереглися від часу формування планети[1]. 2010 року група італійських астрономів з Національного інституту астрофізики Італії[en] опублікувала дані на користь того, що Фобос сформувався в результаті надпотужного вибуху на поверхні планети[18]. Нещодавні дослідження стверджують, що Фобос і Деймос утворилися на диску сміття навколо Марса після гігантського зіткнення з тілом в одну третину розміру Марса, від 100 до 800 мільйонів років після початку формування планет. Таким чином, Фобос і Деймос складаються з суміші матеріалу з Марса й імпактора[19]. Нові спостереження незабаром дозволять більше дізнатися про вік і склад марсіанських місяців. Японське агентство аерокосмічних досліджень ухвалило рішення почати місію 2022 року, під назвою Mars Moons Exploration, яка принесе зразки від Фобоса на Землю 2027 року. Європейське космічне агентство запланувало аналогічну місію в 2024 році у співпраці з Російським космічним агентством[20].

Історія вивчення[ред.ред. код]

Дослідження Марса класичними методами астрономії[ред.ред. код]

Зображення Марса з різним ступенем деталізації в різні роки.

Перші спостереження Марса виконувалися до винайдення телескопа. Це були позиційні спостереження з метою визначення положень планети відносно зір. Існування Марса як блукаючого об'єкта в нічному небі було письмово засвідчене давньоєгипетськими астрономами 1534 року до н. е. Ними ж був встановлений ретроградний (назадній) рух планети і розрахована траєкторія руху разом із точкою, де планета змінює свій рух відносно Землі з прямого на ретроградний[21].

У вавилонській планетарній теорії були вперше отримані часові вимірювання планетарного руху Марса та уточнено положення планети на нічному небі[22][23]. Користуючись даними єгиптян і вавилонян, давньогрецькі філософи та астрономи розробили детальну геоцентричну модель для пояснення руху планет. Через декілька століть індійськими та ісламськими астрономами був оцінений розмір Марса і відстань до нього від Землі. У XVI столітті Миколай Коперник запропонував геліоцентричну модель для опису Сонячної системи з коловими планетарними орбітами. Його результати були переглянуті Йоганном Кеплером, який ввів точнішу, еліптичну орбіту Марса, що збігалася зі спостережуваною.

Нідерландський астроном Християн Гюйгенс першим склав карту поверхні Марса, на якій було зображено багато деталей. 28 листопада 1659 року він зробив декілька рисунків Марса, на яких були зображені різні темні області, пізніше зіставлені з плато Великий Сирт[24].

Ймовірно, перші спостереження, які встановили існування у Марса крижаної шапки на південному полюсі, були зроблені італійським астрономом Джованні Доменіко Кассіні 1666 року. Того ж року він при спостереженнях Марса робив зарисовки видимих деталей поверхні та виявив, що через 36 чи 37 днів розташування деталей поверхні повторюються, а згодом обчислив період обертання — 24 год. 40 хв. (цей результат відрізняється від правильного значення менш ніж на 3 хвилини)[24].

1672 року Християн Гюйгенс помітив нечітку білу шапку і на північному полюсі[25].

1888 року Джованні Скіапареллі дав перші імена окремим деталям поверхні[26].

Розквіт телескопічних спостережень Марса припав на кінець XIX — середину XX століття. Багато в чому він обумовлений інтересами громадськості та відомими науковими суперечками навколо марсіанських каналів. Серед астрономів докосмічної ери, що виконували телескопічні спостереження Марса в цей період, найбільш відомі Скіапареллі, Персіваль Ловелл, Слайфер, Антоніаді, Барнард, Жаррі-Делож[ru], Л. Едді[ru], Тихов, Вокулер. Саме ними були закладені основи ареографії та складені перші детальні карти поверхні Марса — хоча вони і виявилися практично повністю неправильними після польотів до Марса автоматичних зондів.

Дослідження Марса космічними апаратами[ред.ред. код]

Вивчення з допомогою орбітальних телескопів[ред.ред. код]

Для систематичного дослідження Марса були використані[27] можливості космічного телескопа «Габбл», при цьому були отримані фотографії Марса з найвищою роздільністю зі зроблених на Землі[28]. «Габбл» може робити зображення півкуль, що дозволяє промоделювати погодні системи. Наземні телескопи, оснащені ПЗЗ, можуть зробити фотографії Марса високої чіткості, що дозволяє у противостоянні регулярно виконувати моніторинг планетної погоди[29].

Рентгенівське випромінювання з Марса, вперше виявлене астрономами 2001 року з допомогою космічної рентгенівської обсерваторії «Чандра», складається з двох компонентів. Перша складова пов'язана з розсіюванням у верхній атмосфері Марса рентгенівських променів Сонця, в той час як друга утворюється при взаємодії між іонами з обміном зарядами[30].

Дослідження Марса міжпланетними станціями[ред.ред. код]

З 1960-х років до Марса для детального вивчення планети з орбіти та фотографування поверхні було відправлено декілька автоматичних міжпланетних станцій (АМС). Крім того, тривало дистанційне зондування Марса з Землі у більшій частині електромагнітного спектра з допомогою наземних і орбітальних телескопів, наприклад, в інфрачервоному для визначення складу поверхні[31], в ультрафіолетовому та субміліметровому діапазонах — для дослідження складу атмосфери[32][33], в радіодіапазоні — для вимірювання швидкості вітру[34].

Радянські дослідження[ред.ред. код]

Радянські дослідження Марса включали в себе програму «Марс», в рамках якої з 1962 по 1973 рік було запущено автоматичні міжпланетні станції чотирьох поколінь для дослідження планети Марс і навколопланетного простору. Перші АМС («Марс-1», «Зонд-2»[ru]) досліджували також і міжпланетний простір.

Космічні апарати четвертого покоління (серія М-71 — «Марс-2», «Марс-3», запущені 1971 року) складалися з орбітальної станції — штучного супутника Марса і спускного апарата з автоматичною марсіанською станцією, що комплектувалася марсоходом «ПрОП-М». Космічні апарати серії М-73С «Марс-4»[ru] і «Марс-5»[ru] повинні були вийти на орбіту навколо Марса та забезпечувати зв'язок з автоматичними марсіанськими станціями, які несли АМС серії М-73П «Марс-6» і «Марс-7»[ru]; ці чотири АМС було запущено 1973 року.

Через невдачі спускних апаратів головна технічна задача всієї програми «Марс» — виконання досліджень на поверхні планети з допомогою автоматичної марсіанської станції — не була вирішена. У рамках програми була здійснена перша м'яка посадка спускного апарата на поверхню Марса («Марс-3», 2 грудня 1971 року) і перша спроба передачі зображення з поверхні.

СРСР здійснив також програму «Фобос» — дві автоматичні міжпланетні станції, призначені для дослідження Марса і його супутника Фобоса.

Перша АМС «Фобос-1»[ru] була запущена 7 липня, а друга, «Фобос-2»[ru] — 12 липня 1988 року[35]. Основна задача — доставка на поверхню Фобоса спускних апаратів (ПрОП-Ф і ДАС) для вивчення супутника Марса — залишилася невиконаною. Однак, незважаючи на втрату зв'язку з обома космічними апаратами, дослідження Марса, Фобоса та навколомарсіанського простору, виконані протягом 57 днів на етапі орбітального руху «Фобоса-2» навколо Марса, дозволили отримати нові наукові результати про теплові характеристики Фобоса, плазмове оточення Марса, його взаємодію з сонячним вітром.

Американські дослідження у XX столітті[ред.ред. код]

Фотографія району Кідонія, зроблена станцією «Вікінг-1» 1976 року.

1964 року в США було здійснено перший вдалий запуск до Марса в рамках програми «Марінер». «Марінер-4» здійснив перше дослідження з прольотної траєкторії та зробив перші знімки поверхні[36]. «Марінер-6» і «Марінер-7»[ru], запущені 1969 року, здійснили з прольотної траєкторії перше дослідження складу атмосфери з застосуванням спектроскопічних методик і визначення температури поверхні за вимірюваннями інфрачервоного випромінювання. 1971 року «Марінер-9» став першим штучним супутником Марса та здійснив перше картографування поверхні.

Наступна програма США — «Вікінг» — включала запуск 1975 року двох ідентичних космічних апаратів — «Вікінг-1» і «Вікінг-2», які виконали дослідження з навколомарсіанської орбіти і на поверхні Марса, зокрема, пошук життя у пробах ґрунту. Кожен «Вікінг» складався з орбітальної станції — штучного супутника Марса — і спускного апарата з автоматичною марсіанською станцією. Автоматичні марсіанські станції «Вікінгів» — перші космічні апарати, які успішно працювали на поверхні Марса і передали фотографії з місця посадки. Життя не вдалося виявити.

Mars Pathfinder — посадковий апарат NASA, що працював на поверхні в 1996—1997 роках.

Acidalia Planitia Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Terra Arabia Terra Arcadia Planitia Arcadia Planitia Argyre Planitia Elysium Mons Elysium Planitia Hellas Planitia Hesperia Planum Isidis Planitia Lucas Planum Lyot Crater Noachis Terra Olympus Mons Promethei Terra Rudaux Crater Solis Planum Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Vastitas Borealis
Інтерактивна графічна карта глобальної топографії Марса, із позначенням розташування спускових апаратів і марсоходів, що дісталися планети (червоним позначені марсоходи, синім — спускові апарати, жирним виділені ті, що досі є активними). Наведіть вказівник миші на карту, щоб побачити назви понад 25 основних географічних деталей, і клацніть, щоб перейти на відповідну сторінку про них (якщо така існує). Кольоризація цієї мапи відповідає висоті поверхні, і базується на даних, зібраних альтиметром MOLA, що на космічному апараті Mars Global Surveyor, NASA. червоним і рожевим позначені вищі точки (від +3 км до +8 км); жовтий — це нульова висота, а зелений та синій — найнижчі точки (аж до −8 км). Білий (>+12 км) та коричневий (>+8 км) — це найвищі точки поверхні Марса. Осями є широта й довгота; полюси не показано.
Beagle 2
Beagle 2 (2003)
Bradbury Landing
Curiosity (2012) →
Deep Space 2
Deep Space 2 (1999)
Mars 2
Mars 2 (1971)
Mars 3
Mars 3 (1971)
Mars 6
Mars 6 (1973)
Mars Polar Lander
Polar Lander (1999)
Challenger Memorial Station
Opportunity (2004)
Green Valley
Phoenix (2008)
Schiaparelli EDM lander
Schiaparelli EDM (2016)
Carl Sagan Memorial Station
Sojourner (1997)
Columbia Memorial Station
Spirit (2004)
Thomas Mutch Memorial Station
Viking 1 (1976)
Gerald Soffen Memorial Station
Viking 2 (1976)

У наш час[ред.ред. код]

  • США Mars Global Surveyor — орбітальний апарат NASA, що здійснював картографування поверхні в 1999—2007 роках.
  • США «Фенікс» — посадковий апарат NASA, що працював на поверхні 2008 року.
  • США «Спіріт» — марсохід, що працював на поверхні в 2004—2010 роках.

Станом на 2016 рік на орбітах Марса перебуває декілька робочих АМС:

На поверхні планети працюють марсоходи:

Марс у культурі[ред.ред. код]

Докладніше: Марс у культурі

Галерея[ред.ред. код]

Пилові вихори, сфотографовані марсоходом «Спіріт» (15 травня 2005). Цифри в лівому нижньому куті показують час в секундах від першого кадра.

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. а б в г Марс // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 268—271. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  2. http://bublbe.com/ua/suspilstvo/14701-na-marsi-znaishly-velyki-poklady-kremnezemu
  3. Richard V. Morris, et. al. Silicic volcanism on Mars evidenced by tridymite in high-SiO2 sedimentary rock at Gale crater // Proceedings of the National Academy of Sciences. — 2016. — DOI:10.1073/pnas.1607098113.
  4. Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars
  5. APS X-rays reveal secrets of Mars' core
  6. а б Tanaka K.L., Hartmann W.K. Chapter 15 – The Planetary Time Scale // The Geologic Time Scale / F. M. Gradstein, J. G. Ogg, M. D. Schmitz, G. M. Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9. — DOI:10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9.
  7. Staff (2015). Mars Weather. Centro de Astrobiologia (CAB). Процитовано May 31, 2015. 
  8. N. B. Karlsson, L. S. Schmidt, C. S. Hvidberg. Volume of Martian mid-latitude glaciers from radar observations and ice-flow modelling. Geophysical Research Letters, 2015; DOI: 10.1002/2015GL063219
  9. http://statuspress.com.ua/international-news/amerikanskie-uchyonye-opredelili-chto-ozyora-i-morya-na-marse-sushhestvovali-na-1-mlrd-let-dolshe-chem-predpolagalos .html
  10. Brown, Dwayne; Cole, Steve; Webster, Guy; Agle, D.C. (2012-09-27). NASA Rover Finds Old Streambed On Martian Surface. NASA. Архів оригіналу за 2013-05-16. Процитовано 2012-09-28. 
  11. NASA (September 27, 2012). NASA's Curiosity Rover Finds Old Streambed on Mars — video (51:40). NASAtelevision. Процитовано September 28, 2012. 
  12. Chang, Alicia (2012-09-27). Mars rover Curiosity finds signs of ancient stream. AP News. Архів оригіналу за 2013-05-16. Процитовано 2012-09-27. 
  13. NASA: More Clues Emerge to Mars' Watery Past03.23.04(англ.)
  14. НАСА також оприлюднило відео, яке демонструє яким міг бути Марс 4 мільярди років тому: NASA | Mars Evolution
  15. «Оппортьюніті» виявив на Марсі ознаки існування води
  16. NASA: солнечные бури лишили Марс надежды на появление жизни
  17. A comet engulfs Mars: MAVEN observations of comet Siding Spring's influence on the Martian
  18. Вчені встановили, що один із супутників Марса народився в результаті надпотужного вибуху.
  19. P. Rosenblatt, et al. Accretion of Phobos and Deimos in an extended debris disc stirred by transient moons // Nature Geoscience. — 2016. — DOI:10.1038/ngeo2742.
  20. A giant impact: Solving the mystery of how Mars' moons formed." ScienceDaily. ScienceDaily, 4 July 2016
  21. Novakovic B. Senenmut: An Ancient Egyptian Astronomer // Publications of the Astronomical Observatory of Belgrad. — жовтень 2008. — Т. 85. — С. 19–23. — Bibcode:2008POBeo..85…19N. (англ.)
  22. North, John David (2008). Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology. University of Chicago Press. pp. 48-52. ISBN 0-226-59441-6.
  23. Swerdlow, Noel M. (1998). The Babylonian theory of the planets. Princeton University Press. pp. 34-72. ISBN 0-691-01196-6.
  24. а б Sheehan, William (1996). «Chapter 2: Pioneers». The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. Tucson: University of Arizona. Retrieved 2010-01-16.
  25. Rabkin, Eric S. (2005). Mars: a tour of the human imagination. — Greenwood. — Pp. 60-61. ISBN 0-275-98719-1.
  26. Людмила Кошман. Есть ли жизнь на Марсе? // Новый акрополь. — 2001. — № 3. Архівовано з джерела 21 серпня 2011. Процитовано 2011-02-15. (рос.)
  27. Cantor, BA; et al. Recession of Martian North Polar Cap: 1990—1997 Hubble Space Telescope Observations // Bulletin of the American Astronomical Society. — July 1997. — Т. 29. — С. 963. — Bibcode:1997DPS....29.0410C. (англ.)
  28. Bell, J.; et al. (July 5, 2001). «Hubble Captures Best View of Mars Ever Obtained From Earth». HubbleSite. NASA. Retrieved 2010-02-27.
  29. James, PB; Clancy, TR; Lee, SW; Martin, LJ; Singer, RB. Synoptic Observations of Mars Using the Hubble Space Telescope: Second Year // Bulletin of the American Astronomical Society. — June 1993. — Т. 25. — С. 1061. — Bibcode:1993BAAS...25.1061J. (англ.)
  30. Dennerl, K. Discovery of X-rays from Mars with Chandra // Astronomy and Astrophysics. — November 2002. — Т. 394. — С. 1119—1128. — Bibcode:2002A&A...394.1119D. — DOI:10.1051/0004-6361:20021116. (англ.)
  31. Blaney, DB; McCord, TB. High Spectral Resolution Telescopic Observations of Mars to Study Salts and Clay Minerals // Bulletin of the American Astronomical Society. — June 1988. — Т. 20. — С. 848. — Bibcode:1988BAAS...20R.848B. (англ.)
  32. Feldman, Paul D.; Burgh, Eric B.; Durrance, Samuel T.; Davidsen, Arthur F. Far-Ultraviolet Spectroscopy of Venus and Mars at 4 Å Resolution with the Hopkins Ultraviolet Telescope on Astro-2 // The Astrophysical Journal. — July 2000. — Т. 538, № 1. — С. 395—400. — Bibcode:2000ApJ...538..395F. — DOI:10.1086/309125. (англ.)
  33. Gurwell, MA; et al. Submillimeter Wave Astronomy Satellite Observations of the Martian Atmosphere: Temperature and Vertical Distribution of Water Vapor // The Astrophysical Journal. — August 2000. — Т. 539, № 2. — С. L143—L146. — Bibcode:2000ApJ...539L.143G. — DOI:10.1086/312857. (англ.)
  34. Lellouch, Emmanuel; Rosenqvist, Jan; Goldstein, Jeffrey J.; Bougher, Stephen W.; Paubert, Gabriel. First absolute wind measurements in the middle atmosphere of Mars // Astrophysical Journal, Part 1. — December 10, 1991. — Т. 383. — С. 401—406. — Bibcode:1991ApJ...383..401L. — DOI:10.1086/170797. (англ.)
  35. Календарь космических дат. Роскосмос. 
  36. Mariner 4. NSSDC Master Catalog. NASA. Процитовано 2009-02-11.  (англ.)
  37. Оставив за кормой 711 млн километров, зонд Maven вышел на орбиту Марса Диалог. UA

Посилання[ред.ред. код]