(Mars) — четвёртая по удалению от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы. Марс, как и другие планеты Солнечной системы, назван по имени одного из богов античного пантеона — бога войны Марса (соответствущего греческому Аресу). Аналогичным образом выбраны названия и для спутников планеты: Фобос и Деймос — имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою. Марс часто называют «Красной планетой» — из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей оксидом железа (III). Марс — планета земной группы с чертами поверхности, сочетающими в себе подобные лунным ударные кратеры и вулканические долины, пустыни и полярные шапки. Марсианский потухший вулкан Олимп является самой крупной горой в Солнечной системе. А Долина Маринера — самый крупный в Солнечной системе каньон. Марс имеет почти аналогичные земным период вращения вокруг своей оси и цикл смены сезонов. В настоящий момент орбитальная исследовательская группировка на орбите Марса насчитывает три космических аппарата: Mars Odyssey, Mars Express и Mars Reconnaissance Orbiter, и это больше чем около любой другой планеты кроме Земли. А Поверхность Марса в настоящий момент исследуют два марсохода: Spirit и Opportunity. Собранные всеми этими и предыдущими миссиями данные позволяют предпологать что на Марсе в глубокой древности было много водных ресурсов, хотя потом исчезнувших по неустановленной причине. Но маленькие водяные гейзеры замечены и в последние годы[4] . Благодаря аппарату Mars Global Surveyor было также замеченно что южная полярная шапка Марса отступает от своих границ.[5] Марс имеет два естественных спутника: Фобос и Деймос — оба имеют неправильную форму и очень маленькие размеры. Они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды наподобие 5261 Эврика из Троянской группы астероидов. Марс виден с Земли невооружённым глазом. По видимой звёздной величине (- 2,9) Марс уступает только Венере,Луне и Солнцу, хотя Юпитер порой бывает более ярок чем Марс.

Содержание

Марс ближе всего к Земле во время противостояния, когда планета находится в направлении, противоположном Солнцу. Противостояния повторяются каждые 26 месяцев в разных точках орбиты Марса. Но раз в 15—17 лет противостояния приходятся на то время, когда Марс находится вблизи перигелия; в этих так называемых великих противостояниях расстояние до планеты минимально, и Марс особенно хорошо виден, достигая углового размера 25″ и яркости −2,9m. Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 56 млн. км, максимальное — около 400 млн. км.

Марс вдвое меньше Земли по размерам — его экваториальный радиус равен 3396,9 км (53 % земного). Достаточно быстрое вращение планеты приводит к заметному полярному сжатию — полярный радиус Марса примерно на 21 км меньше экваториального. Масса планеты — 6,418×1023 кг (11 % массы Земли). Ускорение силы тяжести равно 3,72 м/сек²; вторая космическая скорость — 5,022 км/сек. Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой к плоскости орбиты под углом 24°56′. Сидерический период вращения планеты — 24 часа 37 минут 22,7 секунд. Таким образом, марсианский год состоит из 668,6 марсианских солнечных суток (называемых солами). Наклон оси вращения Марса обеспечивает смену времён года. При этом вытянутость орбиты приводит к большим различиям их продолжительности. Так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, т. е. 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 жаркое.

У Марса есть магнитное поле, примерно в 800 раз слабее земного.

Температура на экваторе планеты колеблется от +30 °C в полдень до −80 °С в полночь. Вблизи полюсов температура может упасть до −143 °С.

Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше атмосферного — 6,1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе, давление у поверхности сильно изменяется. Максимальное значение 8,4 мбар достигается в бассейне Эллада (4 км ниже среднего уровня поверхности), а на вершине горы Олимп (27 км выше среднего уровня) оно всего 0,5 мбар. В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ. Существуют доказательства того, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, и на поверхности Марса существовала жидкая вода.

Атмосфера состоит на 95 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 0,1 % водяного пара, 0,07 % угарного газа. Марсианская ионосфера простирается в пределах от 110 до 130 км над поверхностью планеты.

По результатам наблюдений с Земли и данных космического аппарата «Марс Экспресс» в атмосфере Марса обнаружен метан. 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.

Поверхностный слой марсианской почвы содержит 21 % кремния, 12,7 % железа, 5 % магния, 4 % кальция, 3 % алюминия, 3,1 % серы (в 100 раз больше, чем в земных породах). Основная составляющая почвы — кремнезём, содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 10 %), придающих почве красноватый цвет. Тёмные области отражают примерно втрое меньше света, чем светлые.

Полярные шапки состоят из двух составляющих: сезонной — углекислого газа и вековой — водяного льда. По данным со спутника Mars Express толщина шапок может составлять от 1 м до 3,7 км. Аппарат Mars Odyssey 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.

Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газа в противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10—40 м/сек, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит к пылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса.

На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Данные марсоходов НАСА Спирит и Оппортьюнити также свидетельствуют о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды).

На вулканической возвышенности Тарсис обнаружено несколько необычных глубоких колодцев. Судя по снимку аппарата Mars Reconnaissance Orbiter, сделанному в 2007 году, один из них имеет диаметр 150 метров, а освещённая часть стенки уходит в глубину не менее, чем на 178 метров. Высказана гипотеза о вулканическом происхождении этих образований.[6]

Предполагают, что внутреннее строение Марса таково: кора толщиной 100 км, мантия толщиной 1500 км и ядро радиуса 1700 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³.

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети — тёмные участки, называемые морями. Вблизи полюсов осенью образуются белые пятна — полярные шапки, исчезающие в начале лета. Моря сосредоточены в основном в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии только два крупных моря — Ацидалиум и Большой Сырт.

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются, несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. Это в своё время служило доводом в пользу того, 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.

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. Южная полярная шапка может достигать широты 50°, северная — 50°. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть. Для земного наблюдателя кажется, что волна потемнения распространяется от полярной шапки к экватору, хотя орбитальные аппараты не фиксируют каких-либо существенных изменений.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1—2 км над средним уровнем и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере поверхность в основном находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров, и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся необъяснённым. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эрозированные участки марсианской поверхности.

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя — 3—4 млрд. лет. Можно выделить 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 бассейн Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).

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.

В северном полушарии помимо обширных вулканических равнин находятся две области крупных вулканов — Тарсис и Элизиум. Тарсис — обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана — Арсия, Павонис (Павлин) и Аскреус. На краю Тарсиса находится высочайшая на Марсе и в Солнечной системе гора Олимп. Олимп достигает 27 км высоты, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизиум — возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами — Гекатес, Элизиум и Альбор.

Возвышенность Тарсис также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них — долина Маринера — тянется в широтном направлении почти на 4500 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 км и глубины 7—10 км; по своим размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни.

Естественными спутниками Марса являются:
Фобос
Деймос

Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 г.

Mars Reconnaissanse Orbiter

Марс Экспресс с радаром Marsis

Mars Odyssey

На поверхности планеты работают два марсохода — Spirit и Opportunity.

Невыполненные по причине потери аппаратов миссии:
Beagle-2 2003 год. (Посадочный модуль Mars Odyssey. Не вышел на связь после посадки)
Deep Space 2 1999 год. (Утеряна связь после входа в атмосферу)
Mars Polar Lander 1999 год. (Авария при посадке)
Mars Climate Orbiter 1999 год. (Авария при попытке вывода на орбиту Марса)
Нодзоми 1998 год. (Не удалось вывести на орбиту Марса)

«Марс-96» 1996 год. (Не сработала разгонная ступень)
Mars Observer 1992 год. (Утеряна связь)
АМС «Фобос-2» 1988 год. (Выведен на орбиту Марса. Утеряна связь)
АМС «Фобос-1» 1988 год. (Утеряна связь)
Космос-419 1971 год. (Не сработала разгонная ступень)
Маринер-8 1971 год. (Авария ракеты-носителя)
Марс 1969В 1969 год. (Авария ракеты-носителя)
Марс 1969А 1969 год. (Авария ракеты-носителя)
Зонд-2 1964 год. (Не попал в район Марса)
Маринер-3 1964 год. (Не попал в район Марса)
Марс 1962B 1962 год. (Не сработала разгонная ступень)

Марс-1 1962 год. (Утеряна связь)
Марс 1962А 1960 год. (Не сработала разгонная ступень)
Марс 1960В 1960 год. (Авария ракеты-носителя)
Марс 1960А 1960 год. (Авария ракеты-носителя)

Марс-3 2 декабря 1971. Первая в истории космонавтики мягкая посадка на поверхность Марса.
Mars Global Surveyor с 1997 по 2006 год
Mars Pathfinder 1996 год.
АМС «Фобос-2» в 1988 году миссия выполнена частично.
АМС «Викинг» и АМС «Викинг-2» 1976 год.
Маринер-9 1971 год.
Маринер-6,7 1969 год.
Маринер-4 1964 год.

Phoenix — запущен 4 августа 2007 года, прибытие: май 2008 года (НАСА).
«Фобос-Грунт» — запуск в октябре 2009 года (Роскосмос).
Mars Science Laboratory — запуск 15 сентября 2009 года, прибытие: октябрь 2010 (НАСА).
Mars Science Orbiter — запуск 28 ноября 2013 года (НАСА).

Долина Маринера на Марсе является самым большим каньоном в Солнечной системе. Его общая длина — около 4500 км, максимальная ширина — 600 км, а глубина — 7 км. Самый большой каньон, который был открыт космическим «Маринер-9» в 1971 г, мог бы занять всю территорию США, от океана до океана.