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 1,524 а.о. Ексцентриситет орбіти 0,093 Нахил екватора до орбіти 25,2 ° Екваторіальний радіус 3394 км Маса 0,107 маси Землі Середня щільність 3,94 г / см3 Сила тяжіння 0,38 земної сили тяжіння Період обертання 24 год. 37 хв. 23 сек. Тривалість сонячної доби 24 годину. 39 хв. 35 сек. Тривалість року 1,88 земного року Атмосфера розріджена (95% вуглекислого газу, 2,5% азоту, 1,6% аргону) Магнітне поле дуже слабке, Супутники Фобос і Деймос.
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.
Залежно від пори року, тобто від положення Землі на орбіті, в момент протистояння відстань до Марса може бути від 56 до 101 млн. км. Якщо протистояння відбувається в липні-вересні, то відстань становить 56-60 млн. Км; такі близькі протистояння називають великими ( см. ВЕЛИКІ ПРОТИСТОЯННЯ МАРСА ). У ці моменти видимий з Землі діаметр диска Марса досягає 25 І, а блиск піднімається до 2,5 зоряної величини, порівнюючи з блиском Юпітера і поступаючись лише Венері.
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.
Велика увага астрономів завжди привертали яскраві білі плями, розташовані в полярних областях Марса. Якщо почати спостереження полярної шапки на якомусь з півкуль Марса в кінці зими, то можна помітити, що спочатку вона займає дуже великий простір, приблизно 10 млн. Км2, але з плином часу починає зменшуватися, спочатку повільно, а потім все швидше. До середини весни з'являються темні смуги, що розсікають полярну шапку на ряд окремих областей різної яскравості. Від основного масиву відділяються по краях невеликі ділянки, які через деякий час поступово зникають. Протягом літа полярна шапка продовжує зменшуватися і стає зовсім невеликий. До кінця літа над полярною областю з'являються білуваті розмиті плями, які швидко збільшуються і незабаром поширюються на всю полярну область і частково навіть на помірні широти. Ця світла рухлива серпанок зберігається всю осінь і зиму і розсіюється тільки до кінця зими. Після цього знову стає видимою велика полярна шапка, спочатку трохи тьмяна, а потім приймає яскраву білу забарвлення і покриває, як і в кінці попереднього року, значний простір.
Природа північній і південній полярних шапок неоднакова. Північна шапка більше за розміром і складається головним чином з водяного льоду, а південна - в основному із замерзлого вуглекислого газу. Причина цього в розходженні середньої температури і тривалості сезонів в північній і південній півкулях. Товщина снігового покриву на більшій частині поверхні полярних шапок не перевищує декількох сантиметрів.
У середніх широтах поверхню Марса, позбавлена снігового покриву, досить світла і в основному має червонувато-оранжевий відтінок. Ці області називають «пустелями»; їх забарвлення визначається присутністю гідратів оксидів заліза, що утворюють шар червоної пудри на зернах силікатної піску - основною складовою поверхні. Ближче до екватора зустрічаються зеленувато-сірі плями ( «моря»), в цілому займають близько третини поверхні; вони темніють з настанням весни. У минулому висловлювалася думка, що це болотисті рівнини, але тепер цілком очевидно, що великих відкритих водойм на Марсі немає.
Поверхня Марса дуже нерівна, перепад висот на ній досягає 30 км. На Землі він помітно менше: від дна Маріанської западини до вершини Евересту близько 20 км. За рівень відліку висоти на Марсі зазвичай приймають еквіпотенціальною поверхнею з тиском атмосфери 6,1 мбар. Це тиск на діаграмі стану води відповідає «потрійний точці»: при більш високому тиску вода може бути в трьох агрегатних станах (в залежності від температури) - твердому, рідкому і газоподібному. Але якщо тиск нижче, то при нагріванні лід відразу переходить в пару, минаючи рідку фазу. На найзначніших височинах Марса тиск атмосфери близько 3 мбар, а на дні каньйонів - близько 10 мбар; там вода може бути в рідкому стані.
В середньому тиск у поверхні Марса майже в 200 разів менше нормального атмосферного тиску біля поверхні Землі на рівні моря і близько до тиску на висоті 40 км, куди на Землі не піднімаються літаки і аеростати. Атмосфера Марса дуже суха. Товщина умовно обложеного шару води в ній становить всього близько 0,05 мм навіть поблизу тане полярної шапки в розпал літа (в земній атмосфері шар води в сотні разів більше). У міру віддалення від тане полярної шапки кількість пара в атмосфері зменшується до кількох мікрометрів.
Проте, вже перші знімки автоматичних станцій показали, що деякі деталі марсіанського рельєфу зобов'язані своїм походженням потокам води. Наприклад, звивисте русло давньої марсіанської річки Нергал з притоками. Його довжина сягає 400 км. У долині Нергала давно немає води. Мабуть, річка впадала в величезне водосховище, утворене широкої низовиною в районі каньйону Узбой і ланцюги кратерів Холден-Хейл. Звивиста форма Нергала нагадує русла земних річок. Були виявлені і інші долини такої ж природи, що вказують, що на сухий планеті Марс колись вирували водні потоки.
Втім, можливо, що і в наш час на Марсі іноді «біжать струмки». На це вказують знімки високої роздільної здатності, передані з орбіти Марса в останні роки апаратами «Марс Глобал Сервейор» і «Марс Одіссей» (США). На схилах деяких долин і кратерів виявилися об'єкти нового типу; можливо, це водні або водно-грязьові потоки, що виникають в наші дні, буквально у нас на очах. Присутність на Марсі рідкої води значно підвищує його шанси бути притулком життя.
Таблиця: Найважливіші експедиції автоматичних станцій до Марсу Таблиця 2. НАЙВАЖЛИВІШІ ЕКСПЕДИЦІЇ АВТОМАТИЧНИХ СТАНЦІЙ до Марса Дата запуску Назва апарату Країна Зміст експедиції 28 листопада 1964 Маринер-4 США Перший успішний проліт поблизу Марса (15 липня 1965). Передана 21 фотографія поверхні. 29 травня 1971 Марс-3 СРСР Перша м'яка посадка на Марс (2 грудня 1971). З поверхні передавалися дані протягом 20 сек. 30.05.1971 Маринер-9 США Перший штучний супутник Марса. Дослідження з орбіти поверхні Марса (з 14 листопада 1971) і його супутників - Фобоса і Деймоса. 20 серпня 1975
9 вересня 1975 Вікінг-1
Вікінг-2 США Перша успішна посадка на Марс (20 липня 1976 і 3 вересня 1976). Пошуки життя і багаторічні дослідження поверхні і клімату. 7 листопада 1996 Марс ГлобалСервейор США Тривале дослідження Марса з орбіти (з 12 вересня 1997). 4 грудня 1996 Марс Пасфайндер США М'яка посадка на Марс (4 липня 1997); доставлений перший автоматичний самохідний апарат «Соджорнер» для дослідження складу поверхні.
Пошук життя на Марсі.
В середині 20 ст. екзобіологією покладали на Марс великі надії, і не тільки тому, що деякі астрономи бачили на його поверхні безліч тонких прямих ліній - «каналів», - що дало привід фантастам і фантазерам говорити про штучні зрошувальних спорудах на поверхні Марса. Ця планета дійсно більш інших схожа на Землю і, ймовірно, могла б стати притулком для найвибагливіших форм земного життя.
Кілька автоматичних експедицій на Марс і особливо посадки на його поверхню дозволили близько познайомитися з ландшафтом і кліматом планети (див. Табл. 2). Отримані дані розчарували екзобіологією. Навіть літнім днем температура на Марсі рідко піднімається вище 0 ° С, а вночі може опускатися до -120 ° С. Бідна атмосфера Марса майже не містить водяної пари і позбавлена кисню. Поверхня Марса значно інтенсивніше бомбардируется метеоритами , Ніж поверхня Землі. Не виключено, що в минулому падіння великих метеоритів ( астероїдів ) Викликало сильні кліматичні зміни, небезпечні для біосфери Марса, зрозуміло, якщо вона існувала.
Аналізуючи умови для життя на Марсі, слід також враховувати, що ця планета практично позбавлена магнітосфери, що захищає від космічних променів. Магнітне поле Марса дуже слабке, ймовірно, зобов'язана сумарному ефекту палеомагнітних полів на окремих ділянках поверхні. Його напруженість на екваторі становить від 0,07 до 0,8 МКТ (на Землі близько 30 МКТ).
Можна з упевненістю сказати, що в нинішню епоху умови на Марсі несприятливі для виникнення життя: там холодно, сухо, дуже розріджене і позбавлений кисню повітря, який не в змозі затримати сильне ультрафіолетове випромінювання Сонця, стерилізуючий поверхню планети. Кілька спеціальних приладів, доставлених на Марс в 1976 посадочними блоками «Вікінг-1 і 2» (США), що не виявили органічної речовини в грунті планети.
Зараз практично не залишилося надії виявити на Марсі активне життя. Однак історія Марса, можливо, знала періоди більш сприятливі для життя. Є ознаки того, що клімат Марса істотно змінювався: у далекому минулому на його поверхні текла вода. Як уже зазначалося, на детальних зображеннях планети, переданих штучними супутниками Марса, видно сліди водної ерозії - яри і порожні русла річок. Зонд «Марс Пасфайндер» (США), що зробив в 1997 м'яку посадку на Марс і доставив перший автоматичний марсохід «Соджорнер», виявив в геологічну будову поверхні ознаки потужних водних течій, які мали місце у віддалені епохи.
Довготривалі варіації марсіанського клімату можуть бути пов'язані зі зміною нахилу його полярної осі. При невеликому підвищенні температури планети її розріджена атмосфера може стати в 100 разів щільніше за рахунок випаровування льодів полярних шапок і можливого шару вічної мерзлоти. Тому не виключено, що життя на Марсі колись існувала. Точно відповісти на це питання буде можливо лише після вивчення зразків марсіанського грунту. Але їх доставка на Землю - складне завдання.
На щастя, природа іноді дарує вченим несподівану удачу: з тисяч знайдених на Землі метеоритів деякі, можливо, прилетіли з Марса: мікроскопічні бульбашки газу в них мають такий же склад, як атмосфера Марса. Такі знахідки називають «шерготтітамі» або SNC-метеоритами, оскільки перші такі «камені» знайшли поблизу населених пунктів Шерготті (Індія), Накла (Єгипет) і Шассіньє (Франція). До цієї ж групи належить і знайдений в Антарктиді метеорит ALH 84001; він значно старше інших і містить поліциклічні ароматичні вуглеводні, можливо, мають біологічне походження. З середини 1990-х з приводу цього метеорита точаться палкі наукові суперечки: астрономи впевнені, що переліт речовини з планети на планету можливий - його викид може статися під дією потужного астероїдного удару; проте далеко не всі біологи згодні, що в метеориті ALH 84001 дійсно є сліди марсіанського життя.
Зрозуміло, що залишаючись на Землі, не вдасться вирішити проблему життя на Марсі. Дослідження метеорита ALH 84001 стимулювали інтерес громадськості до цієї проблеми, тому в 1999 уряд Великобританії схвалив план створення міжпланетної станції «Бігль-2», яка 2 червня 2003 вирушила на Марс і знову спробує знайти там сліди життя. Станція названа в честь судна, на якому в 1830 здійснив дослідне плавання Чарльз Дарвін. Нову експедицію вчені розглядають як продовження досліджень походження життя, початих Дарвіном півтора століття назад.
