МАРС - одна з великих планет Сонячної системи; четверта по віддаленості від Сонця і друга за її найменшій відстані від Землі. Відомий людям з давніх часів як яскраве світило оранжево-червоного кольору, Марс отримав своє ім'я на честь бога війни (Арес в давньогрецької міфології і Марс - в давньоримській).
Серед усіх планет Марс за своїми кліматичними умовами найбільш близький до Землі. Незважаючи на негативні результати перших експериментів з пошуку життя на Марсі, ця проблема досі вважається відкритою. У XIX і XX ст. астрономи посилено вивчали Марс за допомогою наземних телескопів, вважаючи, що на його поверхні є, як мінімум, рослинне життя. Останні 40 років Марс інтенсивно досліджують за допомогою міжпланетних апаратів, не припиняючи його спостереження наземними і космічними телескопами. Немає сумніву, що Марс стане першою планетою, яку відвідають пілотовані експедиції.
Таблиця: Основні дані про Марс
Таблиця 1. ОСНОВНІ ДАНІ Про МАРСІ
Середня відстань від Сонця
Нахил екватора до орбіти
0,107 маси Землі
0,38 земної сили тяжіння
24 годину. 37 хв. 23 сек.
Тривалість сонячної доби
24 годину. 39 хв. 35 сек.
1,88 земного року
розріджена (95% вуглекислого газу, 2,5% азоту, 1,6% аргону)
дуже слабке, <1 мкТ
Рух Марса.
З точки зору земного спостерігача Марс відноситься до «верхнім» планетам: разом з планетами-гігантами (Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун), а також карликової «подвійний планетою» Плутоном Марс рухається за межею орбіти Землі. Усередині ж земної орбіти, ближче до Сонця, рухаються дві «внутрішні» планети - Меркурій і Венера. Однак за своїми фізичними властивостями Марс входить в групу планет земного типу (Меркурій, Венера, Земля і Марс). Планети земної групи схожі між собою тим, що це невеликі, кам'янисті і досить щільні тіла. Вони порівняно повільно обертаються навколо своїх осей, позбавлені кілець і мають мало або зовсім не мають супутників: у чотирьох планет цієї групи в сумі всього три супутника - земна Місяць і марсіанські Фобос і Деймос.
В історії астрономії вивчення руху Марса зіграло особливу роль: використовую багаторічні спостереження Тихо Браге за переміщенням Марса щодо зірок, Йоганн Кеплер зміг вперше вірно визначити форму планетних орбіт. Він довів, що орбіта Марса - еліпс. Це вдалося Кеплеру лише тому, що еліптичність марсіанської орбіти відносно висока, помітно вище, ніж у всіх планет, доступних для детального спостереження в дотелескопіческую епоху.
Період обертання Марса по орбіті складає близько 687 земних діб або близько 670 марсіанських діб, які лише трохи довше земних (див. Табл. 1). Однакове взаємне розташування Марса, Землі і Сонця повторюється в середньому через кожні 780 діб. - це синодичний період обертання Марса. Зокрема, з такою періодичністю відбуваються протистояння Марса, при яких він спостерігається з Землі приблизно в точці, протилежної Сонцю; звідси і термін - протистояння Марса і Сонця на земній небосхилі. У ці періоди Марс особливо зручний для вивчення його поверхні в телескоп.
Сезонні зміни на Марсі відбуваються протягом року подібно до земних: нахил екватора до площини орбіти для Марса дорівнює 25,2 °, для Землі 23,4 °. Рік Марса ділиться на чотири сезони моментами рівнодення і сонцестояння: від весняного рівнодення до літнього сонцестояння - весна, і т.д. Оскільки період обертання Марса навколо Сонця вдвічі більше земного, тривалість сезонів також удвічі більше. До того ж, за тривалістю марсіанські сезони більше відрізняються один від одного, ніж земні. Причина цього в істотній еліптичності марсіанської орбіти, через що в різних точках орбіти Марс рухається з різною швидкістю. Наприклад, в південній півкулі Марса весна триває 146 земних діб, літо - 160 діб, осінь - 199 діб, зима - 182 діб.
Протягом північній весни Марс знаходиться на більшій відстані від Сонця (в області Офелія орбіти), а тому сонячна радіація, що досягає планети в цей період, становить лише 70% радіації в період найближчого положення до Сонця (в перигелії). При проходженні Марсом перигелію середня температура поверхні за денним півкулі планети на 25-30 градусів вище, ніж в афелії. З цієї причини осінь і зима в північній півкулі Марса менш суворі, ніж в південному, а південне літо на відміну від північного болеежаркое.
Природа Марса.
За розміром Марс удвічі більше Місяця і вдвічі менша за Землю. Сила тяжіння на поверхні Марса в точності укладена між земної і місячної. Середня щільність Марса також укладена між щільністю Місяця і Землі, хоча ближче до місячної. І ще одна якість об'єднує Місяць і Марс: це найбільш вивчені (після Землі) об'єкти Сонячної системи.
Однак Марс навіть в період великого протистояння в 150 разів далі від нас, ніж Місяць, тому його вивчення традиційними астрономічними методами представляє складну проблему. Проте до початку космічної ери астрономи точно виміряли довжину марсіанських діб, склали грубу карту поверхні Марса, виявили у нього атмосферу, в основному складається з вуглекислого газу. Досить точно була виміряна температура поверхні Марса, яка, як і передбачалося, виявилася нижче, ніж на Землі, і дорівнює приблизно -30 ° С (середня температура на Землі становить близько + 15 ° С).
Вимірювання з борта автоматичних станцій - штучних супутників Марса - значно уточнили ці дані. Середня температура виявилася ще нижче, близько -60 ° С. Влітку на екваторі вона піднімається до нуля, але взимку в полярних областях опускається до -150 ° С. Через розрідженій атмосфери добові перепади температури поверхні дуже великі: до 70 градусів. Однак вже на невеликій глибині грунту, близько 25 см, температура протягом доби і навіть року змінюється мало; в тропіках вона близька до -60 ° С.