Марс — чацвёртая па аддаленасці ад Сонца і сёмая па памерах планета Сонечнай сістэмы; маса планеты складае 10,7 % масы Зямлі. Названая ў гонар Марса — старажытнарымскага бога вайны, адпаведнага старажытнагрэчаскаму Арэсу. Часам Марс называюць «чырвонай планетай» з-за чырванаватага адцення паверхні, якое надаюць ёй аксідам жалеза.
Марс .svg){kind=small} | ||||
|---|---|---|---|---|
 Марс, здымак з КА «Rosetta» (24 лютага 2007). | ||||
| Арбітальныя характарыстыкі | ||||
| Перыгелій |
2,06655×108 км[1][2] 1,381 а. а.[1] |
|||
| Афелій |
2,49232×108 км[1][2] 1,666 а. а.[1] |
|||
| Вялікая паўвось (a) |
2,2794382×108 км[1][2] 1,523662 а. а.[1] 1,524 зямной[1] |
|||
| Эксцэнтрысітэт арбіты (e) | 0,0933941[1][2] | |||
| Сідэрычны перыяд абарачэння |
(працягласць года) 686,98 зямных сутак 1,8808476 зямных гадоў[1][2] |
|||
| Сінадычны перыяд абарачэння | 779,94 зямных сутак[2] | |||
| Арбітальная скорасць (v) |
24,13 км/с (сяр.)[2] 24,077 км/с[1] |
|||
| Нахіл (i) |
1,85061° (адносна плоскасці экліптыкі)[2] |
|||
| Даўгата ўзыходнага вузла (Ω) | 49,57854° | |||
| Аргумент перыцэнтра (ω) | 286,46230° | |||
| Спадарожнікі | 2 (Фобас і Дэймас) | |||
| Фізічныя характарыстыкі | ||||
| Сплюшчанасць | 0,00589 (1,76 зямнога) | |||
| Экватарыяльны радыус | 3396,2 км[3][4] | |||
| Палярны радыус | 3376,2 км[3][4] 0,531 зямнога | |||
| Сярэдні радыус |
3389,5 км[1][2] 0,5320 зямнога |
|||
| Плошча паверхні (S) | 144 371 391 км² (0,283 зямной)[1] | |||
| Аб'ём (V) |
1,6318 ×1011 км³[1][2] 0,151 зямных |
|||
| Маса (m) |
6,4185×1023 кг 0,107 зямных |
|||
| Сярэдняя шчыльнасць (ρ) |
3933 кг/м³[1][2] 0,714 зямной |
|||
| Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g) |
3,711 м/с² 0,378 g[1] |
|||
| Другая касмічная скорасць (v2) | 5,027 км/с | |||
| Экватарыяльная скорасць вярчэння | 868,22 км/ч | |||
| Перыяд вярчэння (T) |
24 гадзіны 37 хвілін 22,663 секунды[1] (24,6229 г) — сідэрычны перыяд вярчэння, 24 гадзіны 39 хвілін 35,244 секунды (24,6597 г) — працягласць сярэдніх сонечных сутак.[5] |
|||
| Нахіл восі | 25,1919°[5] | |||
| Прамое ўзыходжанне паўночнага полюса (α) | 317,681°[2] | |||
| Схіленне паўночнага полюса (δ) | 52,887°[2] | |||
| Альбеда |
0,250 (Бонд)[2] 0,150 (геам.альбеда) 0,170[2] |
|||
| Тэмпература | ||||
|
||||
| па ўсёй планеце |
|
|||
|
|
||||
| Атмасфера[2] | ||||
| Атмасферны ціск | 0,4-0,87 кПа (4×10-3-8,7×10-3 атм) | |||
|
95,32 % Вугл. газ 2,7 % Азот |
||||
Марс — планета зямной групы з разрэджанай атмасферай (ціск ля паверхні ў 160 разоў меншы за зямны). Асаблівасцямі паверхневага рэльефу Марса можна лічыць ударныя кратары, падобныя на месяцавыя, а таксама вулканы, даліны, пустыні і палярныя ледавіковыя шапкі, падобныя да зямных.
У Марса ёсць два натуральныя спадарожнікі — Фобас і Дэймас (у перакладзе са старажытнагрэчаскай — «страх» і «жах», імёны двух сыноў Арэса, якія суправаджалі яго ў баі). Яны адносна малыя (Фобас — 26,8 × 22,4 × 18,4 км, Дэймас — 15 × 12,2 × 10,4 км)[6][7] і маюць няправільную форму.
Пачынаючы з 1960-х гадоў непасрэдным даследаваннем Марса з дапамогай АМС займаліся СССР (праграмы «Марс» і «Фобас»), ЗША (праграмы «Марынер», «Вікінг», «Mars Global Surveyor» і іншыя) і Еўрапейскае касмічнае агенцтва (праграма «Марс-экспрэс»).
Асноўныя звесткі
| Год | Дата | Адлегласць, а. а. |
|---|---|---|
| 1830 | 19 верасня | 0,388 |
| 1845 | 18 жніўня | 0,373 |
| 1860 | 17 ліпеня | 0,393 |
| 1877 | 5 верасня | 0,377 |
| 1892 | 4 жніўня | 0,378 |
| 1909 | 24 верасня | 0,392 |
| 1924 | 23 жніўня | 0,373 |
| 1939 | 23 ліпеня | 0,390 |
| 1956 | 10 верасня | 0,379 |
| 1971 | 10 жніўня | 0,378 |
| 1988 | 22 верасня | 0,394 |
| 2003 | 28 жніўня | 0,373 |
| 2018 | 27 ліпеня | 0,386 |
| 2035 | 15 верасня | 0,382 |
Марс — чацвёртая па аддаленасці ад Сонца (пасля Меркурыя, Венеры і Зямлі) і сёмая па памерах (пераўзыходзіць па масе і дыяметру толькі Меркурый) планета Сонечнай сістэмы. Маса Марса складае 10,7 % масы Зямлі (6,423×1023 кг супраць 5,9736×1024 кг для Зямлі), аб’ём — 0,15 аб’ёму Зямлі, а сярэдні лінейны дыяметр — 0,53 дыяметра Зямлі (6800 км)[7].
Рэльеф Марса мае шматлікія ўнікальныя рысы. Марсіянскі патухлы вулкан гара Алімп — самая высокая вядомая гара на планетах Сонечнай сістэмы[8] (самая высокая вядомая гара ў Сонечнай сістэме — на астэроідзе Веста[9]), а даліны Марынер — найбуйнейшы вядомы каньён. Акрамя гэтага, у чэрвені 2008 года тры артыкулы, апублікаваныя ў часопісе «Nature», прадставілі доказы існавання ў паўночным паўшар’і Марса самага буйнога вядомага ўдарнага кратара ў Сонечнай сістэме. Яго даўжыня — 10,6 тыс. км, а шырыня — 8,5 тыс. км, што прыкладна ў чатыры разы больш, чым найбуйнейшы ўдарны кратар, да таго таксама выяўлены на Марсе, паблізу яго паўднёвага полюса[10].
У дадатак да падабенства паверхневага рэльефу, Марс мае перыяд кручэння і змену пор года аналагічныя зямным, але яго клімат значна халаднейшы і сушэйшы за зямны.
Да самага палёту к Марсу аўтаматычнай міжпланетнай станцыі «Марынер-4» ў 1965 годзе многія даследчыкі лічылі, што на яго паверхні ёсць вада ў вадкім стане. Гэта меркаванне было заснавана на назіраннях за перыядычнымі зменамі ў светлых і цёмных участках, асабліва ў палярных шыротах, якія былі падобныя на кантыненты і моры. Цёмныя доўгія лініі на паверхні Марса інтэрпрэтаваліся некаторымі назіральнікамі як ірыгацыйныя каналы для вадкай вады. Пазней было даказана, што большасць гэтых цёмных ліній з’яўляецца аптычнай ілюзіяй[11].
З-за нізкага ціску вада можа існаваць у вадкім стане толькі ў пяці раёнах паверхні Марса[12]. Цалкам імаверна, што ў мінулым ўмовы былі іншымі, і таму наяўнасць прымітыўнага жыцця на планеце выключаць нельга. 31 ліпеня 2008 года вада ў стане лёду была выяўлена на Марсе касмічным апаратам НАСА «Фенікс»[13][14].
З лютага 2009 года па цяперашні час арбітальная даследчая групоўка на арбіце Марса налічвае тры касмічных апарата: «Марс Адысей», «Марс-экспрэс» і «Марсіянскі разведвальны спадарожнік». Гэта больш, чым каля любой іншай планеты, акрамя Зямлі.
Паверхню Марса ў дадзены момант даследуюць два марсаходы: «Opportunity» і «Curiosity». На паверхні Марса таксама знаходзіцца некалькі неактыўных пасадачных модуляў і марсаход, якія завяршылі даследаванні.
Сабраныя марсаходамі «Спірыт» і «Opportunity» геалагічныя дадзеныя дазваляюць выказаць здагадку, што большую частку паверхні Марса раней пакрывала вада. Назіранні на працягу апошняга дзесяцігоддзя дазволілі выявіць у некаторых месцах на паверхні Марса слабую гейзерную актыўнасць[15]. Паводле назіранняў з касмічнага апарата «Mars Global Surveyor», некаторыя часткі паўднёвай палярнай шапкі Марса паступова адступаюць[16].
Марс добра бачны з Зямлі простым вокам. Яго бачная зорная велічыня дасягае −2,91m (пры максімальным збліжэнні з Зямлёй), саступаючы па яркасці толькі Юпітэру (і то далёка не заўсёды падчас вялікага процістаяння) і Венеры (але толькі раніцай ці вечарам). Процістаянне Марса можна назіраць кожныя два гады. Як правіла, падчас вялікага процістаяння (гэта значыць пры супадзенні процістаяння з Зямлёй і праходжання Марсам перыгелія сваёй арбіты) аранжавы Марс з’яўляецца найбольш яркім аб’ектам зямнога начнога неба, але гэта адбываецца толькі адзін раз у 15-17 гадоў на працягу аднаго-двух тыдняў.
Арбітальныя характарыстыкі
Мінімальная адлегласць ад Марса да Зямлі складае 55,76 млн км[17] (калі Зямля знаходзіцца дакладна паміж Сонцам і Марсам), максімальная — каля 401 млн км (калі Сонца знаходзіцца дакладна паміж Зямлёй і Марсам).
Сярэдняя адлегласць ад Марса да Сонца складае 228 млн км (1,52 а. а.), Перыяд абароту вакол Сонца роўны 687 зямным суткам[2]. Арбіта Марса мае даволі прыкметны эксцэнтрысітэт (0,0934), таму адлегласць да Сонца змяняецца ад 206,6 да 249,2 млн. Нахіленне арбіты Марса роўнае 1,85°[2].
Марс бліжэй за ўсё да Зямлі падчас процістаяння, калі планета знаходзіцца ў кірунку, процілеглым Сонцу. Процістаянні паўтараюцца кожныя 26 месяцаў у розных пунктах арбіты Марса і Зямлі. Але раз у 15-17 гадоў процістаянні прыпадаюць на той час, калі Марс знаходзіцца паблізу свайго перыгелія; у гэтых так званых вялікіх супрацьстаяннях (апошняе было ў жніўні 2003 года) адлегласць да планеты мінімальная, і Марс дасягае найбольшага вуглавога памеру 25,1" і яркасці −2,88m[18].
Фізічныя характарыстыкі
Па лінейным памеры Марс амаль удвая меншы за Зямлю — яго экватарыяльны радыус роўны 3396,9 км (53,2 %). Плошча паверхні Марса прыкладна роўная плошчы сушы на Зямлі[19].
Палярны радыус Марса прыкладна на 20 км меншы за экватарыяльны, хоць перыяд вярчэння у планеты большы, чым у Зямлі, што дае падставу дапусціць змену хуткасці вярчэння Марса з часам[20].
Маса планеты — 6,418×1023 кг (11 % масы Зямлі). Паскарэнне свабоднага падзення на экватары роўнае 3,711 м/с² (0,378 зямнога); першая касмічная хуткасць складае 3,6 км/с, другая — 5,027 км/с.
Перыяд вярчэння планеты — 24 гадзіны 37 хвілін 22,7 секунд (адносна зорак), даўжыня сярэдніх сонечных сутак (званых соламі) складае 24 гадзіны 39 хвілін 35,24409 секунды, усяго на 2,7 % даўжэй зямных сутак. Марсіянскі год складаецца з 668,6 марсіянскіх сонечных сутак.
Марс верціцца вакол сваёй восі, нахіленай да перпендыкуляра плоскасці арбіты пад вуглом 25,19°[2]. Нахіл восі вярчэння Марса забяспечвае змену пор года. Пры гэтым выцягнутасць арбіты прыводзіць да вялікіх адрозненняў у іх працягласці — так, паўночныя вясна і лета, разам узятыя, доўжацца 371 сол, г. зн. прыкметна больш за палавіну марсіянскага года. У той жа час яны прыпадаюць на ўчастак арбіты Марса, аддалены ад Сонца. Таму на Марсе паўночнае лета доўгае і халаднаватае, а паўднёвае — кароткае і цёплае.
Атмасфера і клімат
Тэмпература на планеце вагаецца ад −153 °C[21] на полюсе зімой і да больш +20 °C[22] на экватары апоўдні. Сярэдняя тэмпература складае −50 °C[21].
Атмасфера Марса, якая складаецца ў асноўным з вуглякіслага газу, вельмі разрэджаная. Ціск ля паверхні Марса ў 160 разоў меншы за зямны — 6,1 мбар на сярэднім узроўні паверхні. З-за вялікага перападу вышынь на Марсе ціск ля паверхні моцна змяняецца. Прыкладная таўшчыня атмасферы — 110 км.
Паводле дадзеных НАСА (2004), атмасфера Марса складаецца на 95,32 % з вуглякіслага газу; таксама ў ёй утрымліваецца 2,7 % азоту, 1,6 % аргону, 0,13 % кіслароду, 210 ppm вадзянога пару, 0,08 % чаднага газу, аксіду азоту (NO) — 100 ppm, неону (Ne) — 2,5 ppm, паўцяжкай вады вадарод-дэйтэрый-кіслароду (HDO) 0,85 ppm, крыптону (Kr) 0,3 ppm, ксенону (Xe) — 0,08 ppm[2] (склад прыведзены ў аб’ёмных долях).
Паводле дадзеных спускальнага апарата АМС «Вікінг» (1976), у марсіянскай атмасферы каля 1—2 % аргону, 2—3 % азоту, а 95 % — вуглякіслы газ[23]. Паводле дадзеных АМС «Марс-2» і «Марс-3», ніжняя мяжа іанасферы знаходзіцца на вышыні 80 км, максімум электроннай канцэнтрацыі 1,7·105 электрон/см³ размешчаны на вышыні 138 км, іншыя два максімумы знаходзяцца на вышынях 85 і 107 км[24]..
Радыёпрасвечванне атмасферы на радыёхвалях 8 і 32 см АМС «Марс-4» 10 лютага 1974 года паказала наяўнасць начной іанасферы Марса з галоўным максімумам іанізацыі на вышыні 110 км і канцэнтрацыяй электронаў 4,6·10³ электрон/см³, а таксама другаснымі максімумамі на вышыні 65 і 185 км[24].
Атмасферны ціск
Паводле дадзеных НАСА на 2004 год, ціск атмасферы на сярэднім радыусе складае 636 Па (6,36 мбар). Шчыльнасць атмасферы ля паверхні ~0,020 кг/м3, агульная маса атмасферы Марса ~2,5×1016 кг[2].
У адрозненне ад Зямлі, маса марсіянскай атмасферы моцна змяняецца на працягу года ў сувязі з раставаннем і намярзаннем палярных шапак, якія змяшчаюць вуглякіслы газ. Падчас зімы 20-30 працэнтаў усёй атмасферы намарожваецца на палярнай шапцы, якая складаецца з вуглекіслаты[25]. Сезонныя перапады ціску, паводле розных крыніц, маюць наступныя значэнні:
- Паводле дадзеных НАСА (2004): ад 4,0 да 8,7 мбар на сярэднім радыусе[2];
- Паводле дадзеных Encarta (2000): ад 6 да 10 мбар[26];
- Паводле дадзеных Zubrin і Wagner (1996): ад 7 да 10 мбар[27];
- Паводле дадзеных пасадачнага апарата Вікінг-1: ад 6,9 да 9 мбар[2];
- Паводле дадзеных пасадачнага апарата Mars Pathfinder: ад 6,7 мбар[25].
У месцы пасадкі зонда АМС Марс-6 у раёне Эрытрэйскага мора быў зафіксаваны ціск каля паверхні 6,1 мілібара, што на той момант лічылася сярэднім ціскам на планеце, і ад гэтага ўзроўню было ўмоўлена адлічваць вышыні і глыбіні на Марсе. Паводле дадзеных гэтага апарата, атрыманых падчас спуску, трапапаўза знаходзіцца на вышыні прыкладна 30 км, дзе ціск складае 5×10-7 г/см3 (як на Зямлі на вышыні 57 км)[28].
Вобласць Элада настолькі глыбокая, што атмасферны ціск дасягае прыкладна 12,4 мілібара[12], што вышэй за трайны пункт вады (~6,1 мбар)[29] і ніжэй за пункт кіпення. Пры досыць высокай тэмпературы вада магла б існаваць там ў вадкім стане; пры такім ціску, аднак, вада закіпае і ператвараецца ў пар ужо пры +10 °C[12].
На вяршыні найвышэйшага 27-кіламетровага вулкана Алімп ціск можа складаць ад 0,5 да 1 мбар[29].
Да высадкі на паверхню Марса пасадачных модуляў ціск было вымераць за кошт аслаблення радыёсігналаў з АМС Марынер-4, Марынер-6, Марынер-7 і Марынер-9 пры іх заходзе за марсіянскі дыск — 6,5 ± 2,0 мбар на сярэднім узроўні паверхні, што ў 160 разоў менш за зямны; такі ж вынік паказалі спектральныя назіранні АМС Марс-3. Пры гэтым у размешчаных ніжэй сярэдняга ўзроўню абласцях (напрыклад, у марсіянскай Амазоніі) ціск, паводле гэтых вымярэннях, дасягае 12 мбар[30].
Пачынаючы з 1930-х гадоў савецкія астраномы спрабавалі вызначаць ціск атмасферы метадамі фатаграфічнай фотаметрыі — па размеркаванні яркасці ўздоўж дыяметра дыска ў розных дыяпазонах светлавых хваль. Французскія навукоўцы Б. Ліё і О. Дальфус выканалі з гэтай мэтай назіранні палярызацыі рассеянага атмасферай Марса святла. Зводку аптычных назіранняў апублікаваў амерыканскі астраном Ж. дэ Вакулёр ў 1951 годзе, і па іх атрымліваўся ціск 85 мбар, завышаны амаль у 15 разоў, бо не было асобна ўлічана рассейванне святла пылам, узважанай у атмасферы Марса. Уклад пылу быў прыпісаны газавай атмасферы[31].
Клімат
Клімат, як і на Зямлі, носіць сезонны характар. Вугал нахілу Марса да плоскасці арбіты амаль роўны зямному і складае 25,1919°[5]; адпаведна, на Марсе, гэтак жа як і на Зямлі, адбываюцца змены пор года. Асаблівасцю марсіянскага клімату таксама з’яўляецца тое, што эксцэнтрысітэт арбіты Марса значна большы за зямны, і на клімат таксама ўплывае адлегласць да Сонца. Перыгелій Марса праходзіць у час разгару зімы ў Паўночным паўшар’і і лета ў Паўднёвым паўшар’і, афелій — падчас разгару зімы ў Паўднёвым паўшар’і і адпаведна лета ў Паўночным паўшар’і. З гэтай прычыны клімат Паўночнага паўшар’я адрозніваецца ад клімату Паўднёвага паўшар’я. Для Паўночнага паўшар’я характэрныя больш мяккая зіма і халаднаватае лета, у Паўднёвым паўшар’і зіма больш халодная, а лета больш спякотнае[32]. У халодную пару года нават па-за палярнымі шапкамі на паверхні можа ўтварацца светлая шэрань. Апарат «Фенікс» зафіксаваў снегапад, аднак сняжынкі выпараліся, не дасягаючы паверхні[33][34].
Паводле звестак НАСА (2004), сярэдняя тэмпература складае ~210 K (−63 °C). Паводле дадзеных пасадачных апаратаў Вікінг, сутачны тэмпературны дыяпазон складае ад 184 K до 242 K (от −89 до −31 °C) (Вікінг-1), а хуткасць ветру 2—7 м/с (лета), 5—10 м/с (восень), 17—30 м/с (пылавы шторм)[2].
Паводле дадзеных пасадачнага зонда Марс-6, сярэдняя тэмпература трапасферы Марса складае 228 K, у трапасферы тэмпература меншае ў сярэднім на 2,5 градуса на кіламетр, а стратасфера, якая знаходзіцца вышэй трапапаўзы (30 км), мае амаль пастаянную тэмпературу 144 K[28].
Паводле дадзеных даследнікаў з Цэнтра імя Карла Сагана, у апошнія дзесяцігоддзі на Марсе ідзе працэс пацяплення. Іншыя спецыялісты лічаць, што такія высновы рабіць пакуль рана[35].
Існуюць здагадкі, што ў мінулым атмасфера магла быць больш шчыльнай, а клімат — цёплым і вільготным, і на паверхні Марса існавала вадкая вада і ішлі дажджы[36]. Доказам гэтай гіпотэзы з’яўляецца аналіз метэарыта ALH 84001, які паказаў, што каля 4 мільярдаў гадоў таму тэмпература Марса складала 18 ± 4 °C[37].
Галоўнай асаблівасцю агульнай цыркуляцыі атмасферы Марса з’яўляюцца фазавыя пераходы вуглякіслага газу ў палярных шапках, якія прыводзяць да значных мерыдыянальных патокаў. Лікавае мадэляванне агульнай цыркуляцыі атмасферы Марса[38] паказвае на істотны гадавы ход ціску з двума мінімумамі незадоўга перад раўнадзенствамі, што пацвярджаецца і назіраннямі па праграме «Вікінг». Аналіз дадзеных аб ціску[39] выявіў гадавы і паўгадавы цыклы. Цікава, што, як і на Зямлі, максімум паўгадавых ваганняў занальнай хуткасці ветру супадае з раўнадзенствамі[40]. Лікавае мадэляванне[38] выяўляе таксама і істотны цыкл індэкса з перыядам 4-6 сутак у перыяды сонцастаяння. «Вікінгам» выяўлена падабенства цыкла індэкса на Марсе з аналагічнымі ваганнямі ў атмасферах іншых планет.
Пылавыя буры і пыльныя віхры
Вясенняе раставанне палярных шапак прыводзіць да рэзкага павышэння ціску атмасферы і перамяшчэнню вялікіх мас газу ў процілеглае паўшар’е. Хуткасць вятроў, якія дзьмуць пры гэтым, складае 10—40 м/с, іншы раз да 100 м/с. Вецер падымае з паверхні вялікую колькасць пылу, што прыводзіць да пылавых бур. Моцныя пылавыя буры практычна цалкам хаваюць паверхню планеты. Пылавыя буры прыкметна ўплываюць на размеркаванне тэмпературы ў атмасферы Марса[41].
22 верасня 1971 г. у светлай вобласці Noachis ў паўднёвым паўшар’і пачалася вялікая пылавая бура. Да 29 верасня ахапіла дзвесце градусаў па даўгаце ад Ausonia да Thaumasia. 30 верасня закрыла паўднёвую палярную шапку. Бура працягвала бушаваць аж да снежня 1971 года, калі на арбіту Марса прыляцелі савецкія станцыі «Марс-2» і «Марс-3». «Марсы» праводзілі здымку паверхні, але пыл цалкам хаваў рэльеф. Не відаць было нават гары Алімп, якая ўзвышаецца на 27 км. У адным з сеансаў здымкі быў атрыманы фотаздымак поўнага дыска Марса з выразна выяўленым тонкім слоем марсіянскіх аблокаў над пылам. Падчас гэтых даследаванняў у снежні 1971 года пылавая бура ўзняла ў атмасферу столькі пылу, што планета выглядала каламутным чырванаватым дыскам. Толькі прыкладна 10 студзеня 1972 год пылавая бура спынілася і Марс прыняў звычайны выгляд[42].
Пачынаючы з 1970-х гадоў у рамках праграмы «Вікінг», а таксама марсаходам «Спірыт» і іншымі апаратамі былі зафіксаваныя шматлікія пыльныя віхры. Гэта паветраныя завіхрэнні, якія ўзнікаюць каля паверхні планеты і падымаюць у паветра вялікую колькасць пяску і пылу. Віхры часта назіраюцца і на Зямлі, аднак на Марсе яны могуць дасягаць значна большых памераў: у 10 разоў вышэй і ў 50 разоў шырэй за зямныя. У сакавіку 2005 года такі віхор ачысціў сонечныя батарэі каля марсахода «Спірыт»[43].
Паверхня
Асноўныя рэгіёны
 |
 |
 |
Дзве трэці паверхні Марса займаюць светлыя вобласці, якія атрымалі назву мацярыкоў, каля трэці — цёмныя ўчасткі, якія называюцца морамі. Моры засяроджаны галоўным чынам у паўднёвым паўшар’і планеты, паміж 10° і 40° шыраты. У паўночным паўшар’і ёсць толькі два буйныя моры — Ацыдалійскае і Вялікі Сырт.
Характар цёмных участкаў да гэтага часу застаецца прадметам спрэчак. Яны захоўваюцца, нягледзячы на тое, што на Марсе бушуюць пылавыя буры. У свой час гэта служыла довадам на карысць дапушчэння, што цёмныя ўчасткі пакрытыя расліннасцю. Зараз мяркуюць, што гэта проста ўчасткі, з якіх, з прычыны іх рэльефу, лёгка выдзімаецца пыл. Буйнамаштабныя здымкі паказваюць, што на самай справе цёмныя ўчасткі складаюцца з груп цёмных палос і плям, звязаных з кратэрамі, пагоркамі і іншымі перашкодамі на шляху вятроў. Сезонныя і доўгачасовыя змены іх памеру і формы звязаныя, відаць, са зменай суадносін участкаў паверхні, пакрытых светлым і цёмным рэчывам.
Паўшар’і Марса даволі моцна адрозніваюцца па характары паверхні. У паўднёвым паўшар’і паверхня знаходзіцца на 1-2 км над сярэднім узроўнем і густа засеяная кратарамі. Гэтая частка Марса нагадвае месяцавыя мацерыкі. На поўначы большая частка паверхні знаходзіцца ніжэй сярэдняга ўзроўню, тут мала кратараў, і асноўную частку займаюць адносна гладкія раўніны, якія, імаверна, утварыліся ў выніку затаплення лавай і эрозіі. Такое адрозненне паўшар’яў застаецца прадметам дыскусій. Мяжа паміж паўшар’ямі праходзіць прыкладна па вялікім крузе, нахіленым на 30° да экватара. Мяжа шырокая, няправільная і ўтварае схіл у напрамку на поўнач. Уздоўж яе сустракаюцца самыя эрадзіраваныя ўчасткі марсіянскай паверхні.
Ёсць дзве альтэрнатыўныя гіпотэзы, якія тлумачаць асіметрыю паўшар’яў. Паводле адной з іх, на раннім геалагічным этапе літасферныя пліты «з’ехаліся» (магчыма, выпадкова) у адно паўшар’е, падобна кантыненту Пангея на Зямлі, а затым «застылі» ў гэтым становішчы. Іншая гіпотэза мяркуе сутыкненне Марса з касмічным целам памерам з Плутон[44][45].
Вялікая колькасць кратараў у паўднёвым паўшар’і паказвае, што паверхня тут старажытная — 3—4 млрд гадоў Вылучаюць некалькі тыпаў кратараў: вялікія кратары з плоскім дном, больш дробныя і маладыя чашападобныя кратары, падобныя на месяцавыя, кратары, акружаныя валам, і ўзнёслыя кратары. Апошнія два тыпы ўнікальныя для Марса — кратары з валам ўтварыліся там, дзе па паверхні цяклі вадкія выкіды, а ўзвышаныя кратары ўтварыліся там, дзе покрыва выкідаў кратара абараніла паверхню ад ветравой эрозіі. Самай буйной дэталлю ўдарнага паходжання з’яўляецца раўніна Элада (прыкладна 2 100 км у папярочніку[46]).
У вобласці хаатычнага ландшафту паблізу мяжы паўшар’яў паверхня перанесла разломы і сціскі вялікіх участкаў, пасля якіх часам адбывалася эрозія (у выніку апоўзняў або катастрафічнага вызвалення падземных вод), а таксама затапленне вадкай лавай. Хаатычныя ландшафты часта знаходзяцца ля вытоку вялікіх каналаў, прарэзаных вадой. Найбольш прымальнай гіпотэзай іх сумеснага ўтварэння з’яўляецца раптоўнае раставанне падпаверхневага лёду.
У паўночным паўшар’і, акрамя шырокіх вулканічных раўнін, знаходзяцца дзве вобласці буйных вулканаў — Фарсіда і Элізіум. Фарсіда — шырокая вулканічная раўніна працягласцю 2000 км, якая дасягае вышыні 10 км над сярэднім узроўнем. На ёй знаходзяцца тры вялікія шчытавыя вулканы — гара Арсія, гара Паўліна і гара Аскрыйская. На краі Фарсіды знаходзіцца найвышэйшая на Марсе і найвышэйшая вядомая ў Сонечнай сістэме[8] гара Алімп. Алімп дасягае 27 км вышыні ў адносінах да яго асновы[8] і 25 км у адносінах да сярэдняга ўзроўню паверхні Марса, і ахоплівае плошчу 550 км дыяметрам. Гара акружана абрывамі, якія месцамі дасягаюць 7 км вышыні. Аб’ём Алімпа ў 10 разоў перавышае аб’ём найбуйнейшага вулкана Зямлі Мауна-Кеа. Тут жа размешчана некалькі менш буйных вулканаў. Элізіум — узвышша да шасці кіламетраў над сярэднім узроўнем, з трыма вулканамі — купал Гекаты, гара Элізіум і купал Альбор.
Паводле іншых дадзеных, вышыня Алімпа складае 21 287 метров над нулявым узроўнем і 18 кіламетраў над навакольнай мясцовасцю, а дыяметр асновы — прыкладна 600 км. Аснова ахоплівае плошчу 282 600 км²[47]. Кальдэра (паглыбленне ў цэнтры вулкана) мае шырыню 70 км і глыбіню 3 км[48].
Узвышша Фарсіда таксама перасечана мноствам тэктанічных разломаў, часта вельмі складаных і працяглых. Найбуйнейшы з іх — даліны Марынер — цягнецца ў шыротным кірунку амаль на 4000 км (чвэрць акружнасці планеты), дасягаючы шырыні 600 і глыбіні 7—10 км[49][50]; па памерах гэты разлом параўнальны з усходнеафрыканскім рыфтам на Зямлі. На яго стромкіх схілах адбываюцца найбуйнейшыя ў Сонечнай сістэме апоўзні. Даліны Марынер з’яўляюцца найбольшым вядомым каньёнам у Сонечнай сістэме. Каньён, які быў адкрыты касмічным апаратам «Марынер-9» ў 1971 годзе, мог бы заняць усю тэрыторыю ЗША, ад акіяна да акіяна.
Лёд і палярныя шапкі
Знешні выгляд Марса моцна змяняецца ў залежнасці ад пор года. Перш за ўсё, кідаюцца ў вочы змены палярных шапак. Яны разрастаюцца і памяншаюцца, ствараючы сезонныя з’явы ў атмасферы і на паверхні Марса. Палярныя шапкі ў максімуме разрастання могуць дасягаць шыраты 50°. Дыяметр пастаяннай часткі паўночнай палярнай шапкі складае 1000 км[51]. Па меры таго, як вясной палярная шапка ў адным з паўшар’яў адступае, дэталі паверхні планеты пачынаюць цямнець.
Паўночная і Паўднёвая палярныя шапкі складаюцца з двух складнікаў: сезоннай — вуглякіслага газу[51] і векавой — вадзянога лёду[52]. Паводле дадзеных са спадарожніка Марс Экспрэс, таўшчыня шапак можа складаць ад 1 м да 3,7 км. Апарат «Марс Адысей» выявіў на паўднёвай палярнай шапцы Марса дзеючыя гейзеры. Як лічаць спецыялісты НАСА, струмені вуглякіслага газу з вясеннім пацяпленнем вырываюцца ўверх на вялікую вышыню, выносячы з сабой пыл і пясок[53][54].
У 1784 годзе астраном У. Гершэль звярнуў увагу на сезонныя змены памеру палярных шапак, па аналогіі з раставаннем і намярзаннем ільдоў у зямных палярных абласцях[55]. У 1860-я гады французскі астраном Э. Ліэ назіраў хвалю пацямнення вакол растаючай вясенняй палярнай шапкі, што тады было вытлумачана гіпотэзай аб расцяканні адталых вод і росце расліннасці. Спектраметрычныя вымярэнні, якія былі праведзеныя ў пачатку XX стагоддзя ў абсерваторыі Лоўэла ў Флагстафе В. Слайферам, аднак, не паказалі наяўнасці лініі хларафіла — зялёнага пігмента зямных раслін[56].
Па фатаграфіях Марынер-7 удалося вызначыць, што палярныя шапкі маюць таўшчыню ў некалькі метраў, а вымераная тэмпература 115 K (-158 °C) пацвердзіла магчымасць таго, што яны складаюцца з замерзлай вуглекіслаты — «сухога лёду»[57].
Узвышша, якое атрымала назву гор Мітчэла, размешчанае каля паўднёвага полюса Марса, пры раставанні палярнай шапкі выглядае як белы астравок, бо ў гарах ледавікі растаюць пазней, у тым ліку і на Зямлі[58].
Дадзеныя апарата «Марсіянскі разведвальны спадарожнік» дазволілі выявіць пад камяністымі асыпкамі ля падножжа гор значны пласт лёду. Ледавік таўшчынёй у сотні метраў займае плошчу ў тысячы квадратных кіламетраў, і яго далейшае вывучэнне можа даць інфармацыю пра гісторыю марсіянскага клімату[59][60].
Рэчышчы «рэк» і іншыя асаблівасці
На Марсе маецца мноства геалагічных утварэнняў, якія нагадваюць водную эрозію, у прыватнасці, высахлыя рэчышчы рэк. Паводле адной з гіпотэз, гэтыя рэчышчы маглі ўтварыцца ў выніку кароткачасовых катастрафічных падзей і не з’яўляюцца доказам працяглага існавання рачной сістэмы. Аднак апошнія дадзеныя сведчаць аб тым, што рэкі цяклі на працягу геалагічна значных прамежкаў часу. У прыватнасці, выяўленыя інвертаваныя рэчышчы (гэта значыць рэчышчы, прыўзнятыя над навакольнай мясцовасцю). На Зямлі падобныя ўтварэнні фарміруюцца дзякуючы доўгаму назапашванню шчыльных донных адкладаў з наступным высыханнем і выветрываннем навакольных парод. Акрамя таго, ёсць сведчанні зрушэння рэчышчаў у дэльце ракі пры паступовым узняцці паверхні[62].
У паўднёва-заходнім паўшар’і, у кратары Эберсвальдэ выяўлена дэльта ракі плошчай каля 115 км²[63]. Рака мела ў даўжыню больш за 60 км[64].
Дадзеныя марсахода НАСА «Спірыт» і «Апарцьюніці» сведчаць таксама аб наяўнасці вады ў мінулым (знойдзеныя мінералы, якія маглі ўтварыцца толькі ў выніку працяглага ўздзеяння вады). Апарат «Фенікс» выявіў залежы лёду непасрэдна ў грунце.
Акрамя таго, выяўленыя цёмныя палосы на схілах пагоркаў, якія сведчаць аб з’яўленні вадкай салёнай вады на паверхні ў наш час. Яны паяўляюцца неўзабаве пасля наступлення летняга перыяду і знікаюць да зімы, «абцякаюць» розныя перашкоды, зліваюцца і разыходзяцца. «Цяжка ўявіць, што падобныя структуры маглі сфарміравацца не з патокаў вадкасці, а з нечага іншага», — заявіў супрацоўнік НАСА Рычард Зурэк[65].
28 верасня 2012 г. на Марсе выяўленыя сляды высахлага воднага патоку. Пра гэта абвясцілі спецыялісты амерыканскага касмічнага агенцтва НАСА пасля вывучэння фатаграфій, атрыманых з марсахода «К’юрыёсіці», які на той момант працаваў на планеце толькі сем тыдняў. Гаворка ідзе пра фотаздымкі камянёў, якія, на думку навукоўцаў, відавочна падвяргаліся ўздзеянню вады[66].
На вулканічным узвышшы Фарсіда выяўлена некалькі незвычайных глыбокіх калодзежаў. Мяркуючы па здымку апарата «Марсіянскі разведвальны спадарожнік», зробленаму ў 2007 годзе, адзін з іх мае дыяметр 150 метраў, а асветленая частка сценкі сыходзіць у глыбіню не менш чым на 178 метраў. Выказана гіпотэза аб вулканічным паходжанні гэтых утварэнняў[67][68].
На Марсе маецца незвычайны рэгіён — Лабірынт Ночы, які ўяўляе сабой сістэму перасечных каньёнаў. Іх утварэнне не было звязана з воднай эрозіяй, і імаверная прычына з’яўлення — тэктанічная актыўнасць. Над Лабірынтам Ночы ўтвараюцца воблакі, якія могуць даволі дакладна капіраваць яго структуру.
Глеба
Элементны склад павярхоўнага пласта марсіянскай глебы, вызначаны паводле дадзеных пасадачных апаратаў, неаднолькавы ў розных месцах. Асноўны складнік глебы — крэменязём (20-25 %) з прымессю гідратаў аксідаў жалеза (да 15 %), якія і надаюць глебе чырванаваты колер. Маюцца значныя прымесі злучэнняў серы, кальцыю, алюмінію, магнію, натрыю (адзінкі працэнтаў для кожнага)[69][70].
Паводле дадзеных зонда НАСА «Фенікс» (пасадка на Марс 25 мая 2008 года), суадносіны pH і некаторых іншых параметраў марсіянскіх глеб блізкія да зямных, і на іх тэарэтычна можна было б вырошчваць расліны[71][72]. «Фактычна, мы выявілі, што глеба на Марсе адпавядае патрабаванням, а таксама змяшчае неабходныя элементы для ўзнікнення і падтрымання жыцця як у мінулым, так і ў сучаснасці і будучыні», паведаміў вядучы даследчык-хімік праекта Сэм Кунейўс[73]. Таксама, паводле яго слоў, гэты шчолачны тып грунту многія могуць сустрэць на «сваім заднім двары», і ён цалкам прыдатны для вырошчвання спаржы[74].
У месцы пасадкі апарата ў глебе маецца таксама значная колькасць вадзянога лёду[75]. Арбітальны зонд «Марс Адысей» таксама знайшоў, што пад паверхняй чырвонай планеты ёсць паклады вадзянога лёду[76]. Пазней гэтае дапушчэнне было пацверджана і іншымі апаратамі, але канчаткова пытанне аб наяўнасці вады на Марсе было вырашана ў 2008 годзе, калі зонд «Фенікс», які сеў паблізу паўночнага полюса планеты, атрымаў ваду з марсіянскага грунту[13][77].
Дадзеныя, атрыманыя марсаходам Curiosity і апублікаваныя ў верасні 2013 года, паказалі, што ўтрыманне вады пад паверхняй Марса значна вышэйшае, чым лічылася раней. У пародзе, з якой браў узоры марсаход, яе ўтрыманне можа дасягаць 2 % па вазе[78].
Геалогія і ўнутраная будова
У мінулым на Марсе, як і на Зямлі адбываўся рух літасферных пліт. Гэта пацвярджаецца асаблівасцямі магнітнага поля Марса, месцамі размяшчэння некаторых вулканаў, напрыклад, у правінцыі Фарсіда, а таксама формай даліны Марынер[79]. Сучасны стан рэчаў, калі вулканы могуць існаваць значна даўжэй, чым на Зямлі, і дасягаць гіганцкіх памераў, кажа пра тое, што зараз дадзены рух хутчэй адсутнічае. У карысць гэтага кажа той факт, што шчытавыя вулканы растуць у выніку паўторных вывяржэнняў з аднаго і таго ж жарала на працягу доўгага часу. На Зямлі з-за руху літасферных пліт вулканічныя пункты пастаянна мянялі сваё становішча, што абмяжоўвала рост шчытавых вулканаў і, магчыма, не дазваляла дасягнуць ім такой вышыні, як на Марсе. З іншага боку, розніца ў максімальнай вышыні вулканаў можа тлумачыцца тым, што з-за меншай сілы цяжару на Марсе магчымая пабудова больш высокіх структур, якія не абрынуліся б пад уласнай вагой[80]. Магчыма, на планеце ёсць слабая тэктанічная актыўнасць, якая прыводзіць да ўтварэння назіраных з арбіты спадзістых каньёнаў[81].
Сучасныя мадэлі ўнутранай будовы Марса мяркуюць, што Марс складаецца з кары з сярэдняй таўшчынёй 50 км (максімальная ацэнка — не больш за 125 км)[82], сілікатнай мантыі і ядра радыусам 1480 км[82]-1 800 км[83]. Шчыльнасць у цэнтры планеты павінна дасягаць 8,5 г/см³. Ядро часткова вадкае і складаецца ў асноўным з жалеза з прымессю 14—18 % (па масе) серы[83], прычым утрыманне лёгкіх элементаў ўдвая вышэйшае, чым у ядры Зямлі. Паводле сучасных ацэнак, фарміраванне ядра супала з перыядам ранняга вулканізму і працягвалася каля мільярда гадоў. Прыкладна той жа час заняло частковае плаўленне мантыйных сілікатаў[80]. З-за меншай сілы цяжару на Марсе дыяпазон ціскаў у мантыі Марса значна меншы, чым на Зямлі, а значыць, у ёй менш фазавых пераходаў. Мяркуецца, што фазавы пераход алівіна ў шпінелевую мадыфікацыю пачынаецца на даволі вялікіх глыбінях — 800 км (400 км на Зямлі). Характар рэльефу і іншыя прыкметы дазваляюць дапусціць наяўнасць астэнасферы, складзенай з зон часткова расплаўленага рэчыва[84]. Для некаторых раёнаў Марса складзена падрабязная геалагічная карта[85]. Паводле назіранняў з арбіты і аналізу калекцыі марсіянскіх метэарытаў, паверхня Марса складаецца галоўным чынам з базальту. Ёсць некаторыя падставы меркаваць, што на частцы марсіянскай паверхні матэрыял утрымлівае больш кварцу, чым звычайны базальт, і можа быць падобны да андэзітных камянёў на Зямлі. Аднак гэтыя ж назіранні можна тлумачыць на карысць наяўнасці кварцавага шкла. Значная частка больш глыбокага пласта складаецца з зярністага пылу аксіду жалеза[86][87].
Магнітнае поле
У Марса было зафіксавана слабае магнітнае поле.
Паводле паказанняў магнетаметраў станцый Марс-2 і Марс-3, напружанасць магнітнага поля на экватары складае каля 60 гам, на полюсе 120 гам, што ў 500 разоў слабей за зямное. Паводле дадзеных АМС Марс-5, напружанасць магнітнага поля на экватары складала 64 гамы, а магнітны момант планетарнага дыполя — 2,4·1022 Эрстэд·см2[88].
Магнітнае поле Марса вельмі няўстойлівае, у розных месцах планеты яго напружанасць можа адрознівацца ад 1,5 да 2 разоў, а магнітныя полюсы не супадаюць з фізічнымі. Гэта сведчыць аб тым, што жалезнае ядро Марса знаходзіцца ў параўнальнай нерухомасці ў адносінах да яго кары, г. зн. механізм планетарнага дынама, адказны за магнітнае поле Зямлі, на Марсе не працуе. Хоць на Марсе няма ўстойлівага ўсепланетнага магнітнага поля[89], назіранні паказалі, што часткі планетнай кары намагнічаныя і што назіралася змена магнітных полюсаў гэтых частак у мінулым. Намагнічанасць дадзеных частак аказалася падобнай на палосныя магнітныя анамаліі ў сусветным акіяне[90].
Паводле адной тэорыі, апублікаванай у 1999 годзе і пераправеранай у 2005 годзе (з дапамогай беспілотнай станцыі «Марс Глобал Сэрвеёр»), гэтыя палосы дэманструюць тэктоніку пліт 4 мільярды гадоў назад — да таго, як дынама-машына планеты спыніла выконваць сваю функцыю, што паслужыла прычынай рэзкага аслаблення магнітнага поля[91]. Прычыны такога рэзкага аслаблення няясныя. Існуе здагадка, што функцыянаванне дынама-машыны 4 млрд гадоў назад тлумачыцца наяўнасцю астэроіда, які круціўся на адлегласці 50-75 тысяч кіламетраў вакол Марса і выклікаў нестабільнасць у яго ядры. Затым астэроід знізіўся да мяжы Роша і разбурыўся[92]. Тым не менш, гэтае тлумачэнне само змяшчае няясныя моманты і аспрэчваецца ў навуковай супольнасці[93].
Геалагічная гісторыя
Паводле адной з гіпотэз, у далёкім мінулым у выніку сутыкнення з буйным нябесным целам кручэнне ядра спынілася[94], а таксама быў страчаны асноўны аб’ём атмасферы. Страта лёгкіх атамаў і малекул з атмасферы — вынік слабага прыцягнення Марса. Лічыцца, што страта магнітнага поля адбылася каля 4 млрд гадоў назад. З прычыны слабасці магнітнага поля сонечны вецер практычна бесперашкодна пранікае ў атмасферу Марса, і многія з фотахімічных рэакцый пад дзеяннем сонечнай радыяцыі, якія на Зямлі адбываюцца ў іанасферы і вышэй, на Марсе могуць назірацца практычна ля самай яго паверхні.
Геалагічная гісторыя Марса заключае ў сябе тры ніжэйпрыведзеныя эпохі[95][96]:
- Наахійская эпоха[97] (названая ў гонар «Ноевай зямлі», раёна Марса): фарміраванне найбольш старой паверхні Марса, якая захавалася да нашых дзён. Працягвалася ў перыяд 4,5 млрд — 3,5 млрд гадоў назад. У гэтую эпоху паверхня была зрубцавана шматлікімі ўдарнымі кратарамі. Плато правінцыі Фарсіда было, імаверна, сфарміравана ў гэты перыяд з інтэнсіўным абцяканнем вадой пазней.
- Гесперыйская эпоха: ад 3,5 млрд гадоў назад да 2,9—3,3 млрд гадоў таму. Гэтая эпоха адзначана ўтварэннем велізарных лававых палёў.
- Амазанійская эпоха (названая ў гонар «амазонскіх раўнін» на Марсе): ад 2,9—3,3 млрд гадоў назад і да нашых дзён. Раёны, якія ўтварыліся ў гэтую эпоху, маюць вельмі мала метэарытных кратараў, але ва ўсім астатнім яны цалкам адрозніваюцца. Гара Алімп сфарміравана ў гэты перыяд. У гэты час у іншых частках Марса разліваліся лававыя патокі.
Спадарожнікі
 |
 |
Натуральнымі спадарожнікамі Марса з’яўляюцца Фобас і Дэймас. Абодва яны адкрыты амерыканскім астраномам Асафам Холам у 1877 годзе. Фобас і Дэймас маюць няправільную форму і вельмі маленькія памеры. Паводле адной з гіпотэз, яны могуць прадстаўляць сабой захопленыя гравітацыйным полем Марса астэроіды, падобныя да (5261) Эўрыкі з траянскай групы астэроідаў. Спадарожнікі названыя ў гонар персанажаў, якія суправаджаюць бога Арэса (гэта значыць Марса), — Фобаса і Дэймаса, якія ўвасабляюць страх і жах, якія дапамагалі богу вайны ў бітвах[98].
Абодва спадарожнікі круцяцца вакол сваіх восей з тым жа перыядам, што і вакол Марса, таму заўсёды павернутыя да планеты адным і тым жа бокам (гэта выклікана эфектам прыліўнага захопу і характэрна для большасці спадарожнікаў планет у Сонечнай сістэме, у тым ліку для Месяца). Прыліўнае ўздзеянне Марса паступова запавольвае рух Фобаса, і ў рэшце рэшт прывядзе да падзення спадарожніка на Марс (пры захаванні цяперашняй тэндэнцыі), або да яго распаду[99]. Дэймас жа, наадварот, аддаляецца ад Марса.
Арбітальны перыяд Фобаса меншы, чым перыяд абароту Марса, таму для назіральніка на паверхні планеты Фобас (у адрозненне ад Деймаса і наогул ад усіх вядомых натуральных спадарожнікаў планет Сонечнай сістэмы) ўзыходзіць на захадзе і заходзіць на ўсходзе.
Абодва спадарожнікі маюць форму, падобную на трохвосны эліпсоід, Фобас (26,8×22,4×18,4 км) некалькі большы чым Дэймас (15×12,2×10,4 км). Паверхня Дэймас выглядае значна больш гладкай за кошт таго, што большасць кратараў пакрыта тонказярністым рэчывам. Відавочна, на Фобасе, больш блізкім да планеты і больш масіўным, рэчыва, выкінутае пры ўдарах метэарытаў, альбо наносіла паўторныя ўдары па паверхні, альбо падала на Марс, у той час як на Дэймасе яно доўгі час заставалася на арбіце вакол спадарожніка, паступова асядаючы і хаваючы няроўнасці рэльефу.
Жыццё
Гісторыя пытання
Папулярная ідэя, што Марс населены разумнымі марсіянамі, шырока распаўсюдзілася ў канцы XIX стагоддзя.
Назіранні Скіяпарэлі так званых каналаў, у спалучэнні з кнігай Персіваля Лоўэла па той жа тэме зрабілі папулярнай ідэю аб планеце, клімат якой станавіўся ўсё сушэй, халадней, якая памірала і на якой існавала старажытная цывілізацыя, якая выконвае ірыгацыйныя працы[100].
Іншыя шматлікія назіранні і аб’явы вядомых асоб спарадзілі вакол гэтай тэмы так званую «марсіянскую ліхаманку» («Mars Fever»)[101]. У 1899 годзе падчас вывучэння атмасферных радыёперашкод з выкарыстаннем прыёмнікаў у каларадскай абсерваторыі, вынаходнік Нікола Тэсла назіраў паўтарэнне аднаго сігналу. Ён выказаў дапушчэнне, што гэта можа быць радыёсігнал з іншых планет, напрыклад Марса. У інтэрв’ю 1901 года Тэсла сказаў, што яму прыйшла ў галаву думка пра тое, што перашкоды могуць быць створаны штучна. Хоць ён не змог расшыфраваць іх значэнне, яму здавалася немагчымым, што яны з’явіліся цалкам выпадкова. На яго думку, гэта было прывітанне аднае планеты іншай[102].
Гіпотэза Тэслы выклікала гарачую падтрымку вядомага брытанскага навукоўца-фізіка Уільяма Томсана (лорда Кельвіна), які, наведаўшы ЗША ў 1902 годзе, сказаў, што на яго думку, Тэсла злавіў сігнал марсіян, пасланы ў ЗША[103]. Аднак яшчэ да адбыцця з Амерыкі Кельвін стаў рашуча адмаўляць гэта заяўленне: «На самай справе я сказаў, што жыхары Марса, калі яны існуюць, несумненна могуць бачыць Нью-Ёрк, у прыватнасці святло ад электрычнасці»[104].
Фактычныя дадзеныя
Навуковыя гіпотэзы аб існаванні жыцця на Марсе ў мінулым існуюць даўно. Паводле вынікаў назіранняў з Зямлі і дадзеных касмічнага апарата «Марс Экспрэс» у атмасферы Марса знойдзены метан.
Ва ўмовах Марса гэты газ даволі хутка раскладаецца, таму павінна існаваць пастаянная крыніца яго папаўнення. Такой крыніцай можа быць альбо геалагічная актыўнасць (але дзейныя вулканы на Марсе не выяўлены), альбо жыццядзейнасць бактэрый. Цікава, што ў некаторых метэарытах марсіянскага паходжання выяўленыя ўтварэнні, якія па форме нагадваюць найпрасцейшыя бактэрыі, хоць яны і саступаюць драбнюткім зямным арганізмам па памерах. Адным з такіх метэарытаў з’яўляецца ALH84001, знойдзены ў Антарктыдзе ў 1984 годзе.
Галоўныя адкрыцці зробленыя марсаходам «Curiosity». У снежні 2012 года былі атрыманы дадзеныя аб наяўнасці на Марсе арганічных рэчываў, а таксама перхларатаў. Тыя ж даследаванні паказалі наяўнасць вадзяной пары ў нагрэтых узорах грунту[105]. Цікавым фактам з’яўляецца тое, што «Curiosity» на Марсе прызямліўся на дно высахлага возера[106].
Аналіз назіранняў кажа, што планета раней была значна прыдатная для наяўнасці жыцця, чым зараз. Згодна з праграмай «Вікінг», ажыццёўленай у сярэдзіне 1970-х гадоў, была праведзена серыя эксперыментаў для выяўлення мікраарганізмаў у марсіянскай глебе. Яна дала станоўчыя вынікі, напрыклад, часовае павелічэнне выдзялення CO2 пры змяшчэнні часціц глебы ў ваду і пажыўнае асяроддзе. Аднак затым дадзенае сведчанне жыцця на Марсе было аспрэчана навукоўцамі каманды «Вікінгаў»[107]. Гэта прывяло да іх працяглых спрэчках з навукоўцам з NASA Гільбертам Левіным, які сцвярджаў, што «Вікінг» выявіў жыццё. Пасля пераацэнкі дадзеных «Вікінга» ў святле сучасных навуковых ведаў аб экстрэмафілах было ўстаноўлена, што праведзеныя эксперыменты былі недастаткова дасканалыя для выяўлення гэтых форм жыцця. Больш таго, гэтыя тэсты маглі забіць арганізмы, нават калі яны ўтрымліваліся ў пробах[108]. Тэсты, праведзеныя ў рамках праграмы «Фенікс», паказалі, што глеба мае вельмі шчолачны pH і ўтрымлівае магній, натрый, калій і хларыды[109]. Пажыўных рэчываў у глебе дастаткова для падтрымання жыцця, аднак жыццёвыя формы павінны мець абарону ад інтэнсіўнага ультрафіялетавага святла[110].
На сённяшні дзень умовай для развіцця і падтрымання жыцця на планеце лічыцца наяўнасць вадкай вады на яе паверхні. Таксама існуе патрабаванне, каб арбіта планеты знаходзілася ў так званай заселенай зоне, якая для Сонечнай сістэмы пачынаецца за Венерай і канчаецца вялікай паўвоссю арбіты Марса[111]. Паблізу перыгелія Марс знаходзіцца ўнутры гэтай зоны, аднак тонкая атмасфера з нізкім ціскам перашкаджае з’яўленню вадкай вады на значнай тэрыторыі на працяглы перыяд. Нядаўнія сведчанні кажуць пра тое, што любая вада на паверхні Марса з’яўляецца занадта салёнай і кіслотнай для падтрымання пастаяннага жыцця, падобнага зямному[112].
Адсутнасць магнітасферы і вельмі тонкая атмасфера Марса таксама з’яўляюцца праблемай для падтрымання жыцця. На паверхні планеты ідзе вельмі слабае перасоўванне цеплавых патокаў, яна дрэнна ізаляваная ад бамбардзіровак часціцамі сонечнага ветру; акрамя таго, пры награванні вада імгненна выпараецца, абмінаючы вадкі стан з-за нізкага ціску. Марс таксама знаходзіцца на парозе т. зв. «геалагічнай смерці». Заканчэнне вулканічнай актыўнасці, відаць, спыніла кругазварот мінералаў і хімічных элементаў паміж паверхняй і ўнутранай часткай планеты[113].
Блізкасць Марса і адноснае яго падабенства з Зямлёй спарадзіла рад фантастычных праектаў тэрафарміравання і каланізацыі Марса зямлянамі ў будучыні.
Астранамічныя назіранні з паверхні Марса
Пасля пасадак аўтаматычных апаратаў на паверхню Марса з’явілася магчымасць весці астранамічныя назіранні непасрэдна з паверхні планеты. З прычыны астранамічнага становішча Марса ў Сонечнай сістэме, характарыстык атмасферы, перыяду абароту Марса і яго спадарожнікаў карціна начнога неба Марса (і астранамічных з’яў, назіраных з планеты) адрозніваецца ад зямной і шмат у чым уяўляецца незвычайнай і цікавай.
Нябесная сфера
Паўночны полюс на Марсе, з прычыны нахілу восі планеты, знаходзіцца ў сузор’і Лебедзя (экватарыяльныя каардынаты: прамое ўзыходжанне 21г 10хв 42с, скланенне +52° 53.0′ і не адзначаны яркай зоркай: бліжэйшая да полюса — цьмяная зорка шостай велічыні BD +52 2880 (іншыя яе абазначэнні — HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Паўднёвы полюс свету (каардынаты 9г 10хв 42с і −52° 53,0) знаходзіцца ў пары градусаў ад зоркі Каппа Ветразі (бачная зорная велічыня 2,5) — яе, у прынцыпе, можна лічыць Паўднёвай Палярнай зоркай Марса.
Выгляд неба падобны на назіраны з Зямлі, з адным адрозненнем: пры назіранні гадавога руху Сонца па сузор’ях Задыяку яно (як і іншыя планеты, уключаючы Зямлю), выйшаўшы з усходняй часткі сузор’я Рыб, будзе праходзіць на працягу 6 дзён праз паўночную частку сузор’я Кіта перад тым, як зноў ўступіць у заходнюю частку Рыб.
У час усходу і заходу Сонца марсіянскае неба ў зеніце мае чырванавата-ружовы колер[114], а ў непасрэднай блізкасці да дыска Сонца — ад блакітнага да фіялетавага, тады як карціна зямных світанкаў выглядае цалкам наадварот.
Апоўдні неба Марса жоўта-аранжавае. Прычына такіх адрозненняў ад каляровай гамы зямнога неба — уласцівасці тонкай, разрэджанай атмасферы Марса, якая змяшчае ўзважаны пыл. На Марсе рэлееўскае рассейванне прамянёў (якое на Зямлі і з’яўляецца прычынай блакітнага колеру неба) адыгрывае нязначную ролю, эфект яго слабы. Як мяркуецца, жоўта-аранжавая афарбоўка неба таксама ствараецца прысутнасцю 1 % магнетыту ў часціцах пылу, пастаянна ўзважанага ў марсіянскай атмасферы. Змярканні пачынаюцца задоўга да ўзыходу Сонца і доўжацца доўга пасля яго заходу. Часам колер марсіянскага неба набывае фіялетавае адценне ў выніку рассейвання святла на мікрачасціцах вадзянога лёду ў аблоках (апошняе — даволі рэдкая з’ява)[114].
Сонца і планеты
Пры назіранні з Марса Сонца выглядае меншым, чым з Зямлі, і яго вуглавы памер складае 2⁄3 ад памеру, бачнага з Зямлі. Меркурый з Марса будзе практычна недаступны для назіранняў простым вокам з-за надзвычайнай блізкасці да Сонца. Самай яркай планетай на небе Марса з’яўляецца Венера, на другім месцы — Юпітэр (яго чатыры найбуйнейшыя спадарожнікі часам можна назіраць без тэлескопа), на трэцім — Зямля[115].
Зямля ў адносінах да Марса з’яўляецца ўнутранай планетай, гэтак жа як Венера для Зямлі. Адпаведна, з Марса Зямля назіраецца як ранішняя ці вячэрняя зорка, якая ўзыходзіць перад світаннем або бачная на вячэрнім небе пасля заходу Сонца.
Максімальная элангацыя Зямлі на небе Марса складае 38 градусаў. Для няўзброенага вока Зямля будзе бачная як яркая (максімальная бачная зорная велічыня каля −2,5m) зеленаватая зорка, побач з якой будзе лёгка распазнавальная жаўтаватая і больш цьмяная (каля +0,9m) зорачка Месяца[116]. У тэлескоп абодва аб’екты будуць бачныя з аднолькавымі фазамі. Абарот Месяца вакол Зямлі будзе назірацца з Марса наступным чынам: на максімальным вуглавым аддаленні Месяца ад Зямлі простае вока лёгка раздзеліць Месяц і Зямлю: праз тыдзень «зорачкі» Месяца і Зямлі сальюцца ў адну зорку, яшчэ праз тыдзень Месяц будзе зноў бачны на максімальнай адлегласці, але ўжо з другога боку ад Зямлі. Перыядычна назіральнік на Марсе зможа бачыць праходжанне (транзіт) Месяца па дыску Зямлі альбо, наадварот, пакрыццё Месяца дыскам Зямлі. Максімальнае бачнае аддаленне Месяца ад Зямлі (і іх бачная яркасць) пры назіранні з Марса будзе значна змяняцца ў залежнасці ад ўзаемнага становішча Зямлі і Марса, і, адпаведна, адлегласці паміж планетамі. У эпохі процістаянняў яно складзе каля 17 хвілін дугі (каля палавіны вуглавога дыяметра Сонца і Месяца пры назіранні з Зямлі), на максімальным аддаленні Зямлі і Марса — 3,5 хвіліны дугі. Зямля, як і іншыя планеты, будзе назірацца ў паласе сузор’яў Задыяка. Астраном на Марсе таксама зможа назіраць праходжанне Зямлі па дыску Сонца; бліжэйшая такая з’ява адбудзецца 10 лістапада 2084 года[117].
Гісторыя вывучэння
Даследаванне Марса класічнымі метадамі астраноміі
Першыя назіранні Марса праводзіліся да вынаходства тэлескопа. Гэта былі пазіцыйныя назіранні з мэтай вызначэння становішчаў планеты ў адносінах да зорак. Існаванне Марса як блукаючага аб’екта ў начным небе было пісьмова засведчана старажытнаегіпецкімі астраномамі ў 1534 годзе да н. э. Імі ж быў устаноўлены рэтраградны рух планеты і разлічана траекторыя руху разам з пунктам, дзе планета мяняе свой рух адносна Зямлі з прамога на рэтраградны[118]
У вавілонскай планетарнай тэорыі былі ўпершыню атрыманы часавыя вымярэнні планетарнага руху Марса і удакладнена становішча планеты на начным небе[119][120]. Карыстаючыся дадзенымі егіпцян і вавіланян, старажытнагрэчаскія (эліністычныя) філосафы і астраномы распрацавалі падрабязную геацэнтрычную мадэль для тлумачэння руху планет. Праз некалькі стагоддзяў індыйскія і ісламскія астраномы ацанілі памер Марса і адлегласць да яго ад Зямлі. У XVI стагоддзі Мікалай Капернік прапанаваў геліяцэнтрычную мадэль для апісання Сонечнай сістэмы з кругавымі планетарнымі арбітамі. Яго вынікі былі перагледжаныя Іаганам Кеплерам, які ўвёў больш дакладную эліптычную арбіту Марса, якая адпавядала назіранням.
Галандскі астраном Хрысціян Гюйгенс першым склаў карту паверхні Марса, якая адлюстроўвае мноства дэталей мясцовасці. 28 лістапада 1659 года ён зрабіў некалькі малюнкаў Марса, на якіх былі адлюстраваны розныя цёмныя вобласці, пазней супастаўленыя з плато Вялікі Сырт[121].
Як мяркуецца, першыя назіранні, якія ўстанавілі існаванне ў Марса ледзяной шапкі на паўднёвым полюсе, былі зробленыя італьянскім астраномам Джавані Даменіка Касіні ў 1666 годзе. У тым жа годзе ён выкарыстаў пры назіраннях Марса маркіроўку паверхні і вызначыў перыяд кручэння, роўны 24 г. 40 хв. (Гэта адрозніваецца ад правільнага значэння менш чым на 3 хвіліны). У 1672 годзе Хрысціян Гюйгенс заўважыў невыразную белую шапачку і на паўночным полюсе[122].
У 1888 годзе Джавані Скіяпарэлі даў першыя імёны асобных дэталей паверхні[123]: мора Афрадыты, Эрытрэйскае, Адрыятычнае, Кімерыйскае; азёры Сонца, Месяцавае і Фенікс.
Росквіт тэлескапічных назіранняў Марса прыйшоўся на канец XIX — сярэдзіну XX стагоддзя. Шмат у чым ён абумоўлены грамадскай цікавасцю і вядомымі навуковымі спрэчкамі вакол марсіянскіх каналаў. Сярод астраномаў дакасмічнай эры, якія праводзілі тэлескапічныя назіранні Марса ў гэты перыяд, найбольш вядомыя Скіяпарэлі, Персільваль Лоуэл, Слайфер, Антаніядзі, Барнард, Жары-Делож, Л. Эддзі, Ціхаў, Вакулёр. Іменна гэтыя навукоўцы заклалі асновы арэяграфіі і склалі першыя падрабязныя карты паверхні Марса (хоць карты і аказаліся амаль поўнасцю няправільнымі, што высветлілася пасля палётаў да Марса аўтаматычных зондаў).
Вывучэнне з дапамогай арбітальных тэлескопаў
Для сістэматычнага даследавання Марса былі выкарыстаны[124] магчымасці касмічнага тэлескопа «Хабл» (КТХ або HST — Hubble Space Telescope), пры гэтым былі атрыманы фатаграфіі Марса з самым высокім разрозненнем з калі-небудзь зробленых на Зямлі[125]. КТХ можа стварыць выявы паўшар’яў, што дазваляе прамадэляваць умовы сістэмы. Наземныя тэлескопы, абсталяваныя ПЗС, могуць зрабіць фотавыявы Марса высокай выразнасці, што дазваляе ў супрацьстаянні рэгулярна праводзіць маніторынг планетнага надвор’я[126].
Рэнтгенаўскае выпраменьванне з Марса, упершыню выяўленае астраномамі ў 2001 годзе з дапамогай касмічнай рэнтгенаўскай абсерваторыі «Чандра», складаецца з двух кампанентаў. Першы складнік звязаны з рассейваннем у верхняй атмасферы Марса рэнтгенаўскіх прамянёў Сонца, у той час як другі паходзіць ад узаемадзеяння паміж іонамі з абменам зарадамі[127].
Даследаванне Марса касмічнымі апаратамі
Націскная выява: Націсканне на подпісы адкрые дадатковыя артыкулы.
Бігль-2
Разалінд Франклін ⁂
Марс-2Марс-6
Саджорнер
Чжужун
Вікінг-2
З 1960-х гадоў да Марса для падрабязнага вывучэння планеты з арбіты і фатаграфавання паверхні было накіравана некалькі аўтаматычных міжпланетных станцый (АМС). Акрамя таго, працягвалася дыстанцыйнае зандзіаванне Марса з Зямлі ў большай частцы электрамагнітнага спектра з дапамогай наземных і арбітальных тэлескопаў, напрыклад, у інфрачырвоным для вызначэння складу паверхні[128], у ультрафіялетавым і субміліметровым дыяпазонах — для даследавання саставу атмасферы[129][130], у радыёдыяпазоне — для вымярэння хуткасці ветру[131].
Савецкая праграма
Савецкія даследаванні Марса ўключалі ў сябе праграму «Марс», у рамках якой з 1962 па 1973 год былі запушчаны аўтаматычныя міжпланетныя станцыі чатырох пакаленняў для даследавання планеты Марс і каляпланетнай прасторы. Першыя АМС («Марс-1», «Зонд-2») даследавалі таксама і міжпланетную прастору.
Касмічныя апараты чацвёртага пакалення (серыя М-71 — «Марс-2», «Марс-3», запушчаны ў 1971 годзе) складаліся з арбітальнай станцыі — штучнага спадарожніка Марса і спускальнага апарата з аўтаматычнай марсіянскай станцыяй, якая камплектавалася марсаходам ПрОП-М. Касмічныя апараты серыі М-73С «Марс-4» і «Марс-5» павінны былі выйсці на арбіту вакол Марса і забяспечваць сувязь з аўтаматычнымі марсіянскія станцыямі, якія неслі АМС серыі М-73П «Марс-6» і «Марс-7»; гэтыя чатыры АМС былі запушчаны ў 1973 годзе.
Арбітальныя станцыі праграмы «Марс» ў масе сваёй выканалі цалкам альбо часткова асноўныя пастаўленыя перад імі тэхнічныя і навуковыя праграмы. З-за няўдач спускальных апаратаў галоўная тэхнічная задача ўсёй праграмы «Марс» — працяглая праца на паверхні Марса аўтаматычнай марсіянскай станцыі — не была вырашана. Тым не менш, многія навуковыя задачы, такія як атрыманне фатаграфій паверхні Марса і розныя вымярэнні атмасферы, магнітасферы, складу глебы з’яўляліся перадавымі для свайго часу[132]. У рамках праграмы была ажыццёўлена першая мяккая пасадка спускальнага апарата на паверхню Марса («Марс-3», 2 снежня 1971 г.) і першая спроба перадачы здымка з паверхні.
СССР ажыццявіў таксама праграму «Фобас» — дзве аўтаматычныя міжпланетныя станцыі, прызначаныя для даследавання Марса і яго спадарожніка Фобаса.
Першая АМС «Фобас-1» была запушчана 7 ліпеня, а другая, «Фобас-2» — 12 ліпеня 1988 года[133]. Асноўная задача — дастаўка на паверхню Фобаса спушчальных апаратаў (ПрОП-Ф і ДАС) для вывучэння спадарожніка Марса — засталася нявыкананай. Аднак, нягледзячы на страту сувязі з абодвума КА, даследаванні Марса, Фобаса і калямарсіянскай прасторы, выкананыя на працягу 57 дзён на этапе арбітальнага руху «Фобаса-2» вакол Марса, дазволілі атрымаць новыя навуковыя вынікі аб цеплавых характарыстыках Фобаса, плазменным асяроддзі Марса, узаемадзеянні яго з сонечным ветрам.
Амерыканская праграма
У 1964 годзе ў ЗША быў ажыццёўлены першы ўдалы запуск да Марса ў рамках праграмы «Марынер». «Марынер-4» ажыццявіў першае даследаванне з пралётных траекторыі і зрабіў першыя здымкі паверхні[134]. «Марынер-6» і «Марынер-7», запушчаныя ў 1969 годзе, зрабілі першае даследаванне саставу атмасферы з ужываннем спектраскапічныя методык і вызначэнне тэмпературы паверхні па вымярэннях інфрачырвонага выпраменьвання. У 1971 годзе «Марынер-9» стаў першым штучным спадарожнікам Марса і ажыццявіў першае картаграфаванне паверхні.
Наступная праграма ЗША — «Вікінг» — уключала запуск двух ідэнтычных касмічных апаратаў — «Вікінг-1» і «Вікінг-2», якія павінны былі правесці даследаванні з калямарсіянскай арбіты і на паверхні Марса, у прыватнасці, пошук жыцця ў пробах грунту. Кожны «Вікінг» складаўся з арбітальнай станцыі — штучнага спадарожніка Марса — і спушчальнага апарата з аўтаматычнай марсіянскай станцыі. Аўтаматычныя марсіянскія станцыі «Вікінгаў» — першыя касмічныя апараты, якія паспяхова працавалі на паверхні Марса. Гэта адна з найбольш інфарматыўных і паспяховых марсіянскіх праграм, хоць ёй і не ўдалося выявіць жыццё. Абодва апараты былі запушчаны ў 1975 годзе з мыса Канаверал, штат Фларыда[135]. Перад палётам спускальныя апараты былі старанна стэрылізаваныя для прадухілення заражэння Марса зямнымі формамі жыцця. Час палёту заняў крыху менш за год і да Марса яны прыбылі ў 1976 годзе[135]. Працягласць працы АМС «Вікінг» планавалася ў 90 дзён пасля мяккай пасадкі, але кожны апарат прапрацаваў значна даўжэй гэтага тэрміну.
Станам на 2014 год на арбітах штучных спадарожнікаў Марса знаходзяцца некалькі рабочых АМС:
«Марс Адысей» (з 24 кастрычніка 2001 года)
«Марс-экспрэс» (з 25 снежня 2003 года)- «Марсіянскі разведвальны спадарожнік» (з 10 сакавіка 2006 года)
- «MAVEN» (з 21/22 верасня 2014 года)[136][137]
«Mangalyaan» (з 24 верасня 2014 года)[138]
На паверхні планеты працуюць марсаходы
- «Апорцьюніці» (з 25 студзеня 2004 года)
- «К’юрыёсіці (Mars Science Laboratory)» (з 6 жніўня 2012 года)
У культуры
Да стварэння фантастычных твораў пра Марс пісьменнікаў падштурхоўвалі дыскусіі навукоўцаў пра магчымасць таго, што на паверхні Марса існуе не проста жыццё, а развітая цывілізацыя. Гэтая дыскусія пачалася ў канцы XIX стагоддзя[139]. У гэты час быў створаны, напрыклад, знакаміты раман Г. Уэлса «Вайна сусветаў», у якім марсіяне спрабавалі пакінуць сваю паміраючую планету для заваявання Зямлі. У 1938 годзе ў ЗША радыёверсія гэтага твора была прадстаўлена ў выглядзе навіннай радыёперадачы, што паслужыла прычынай масавай панікі, калі многія слухачы па памылцы прынялі гэты «рэпартаж» за праўду[140]. У 1966 пісьменнікі Аркадзь і Барыс Стругацкія напісалі сатырычны «працяг» дадзенага твора пад назвай «Другое нашэсце марсіян».
У ліку важных твораў пра Марс таксама варта адзначыць раман Рэя Брэдберы «Марсіянскія хронікі», які выйшаў ў 1950 годзе і складаецца з асобных слаба звязаных паміж сабой навел, а таксама некалькі апавяданняў, якія прымыкаюць да гэтага цыкла; раман апавядае аб этапах асваення чалавекам Марса і кантактах са знікаючай старажытнай марсіянскай цывілізацыяй.
У 1917—1964 гадах выйшла адзінаццаць кніг пра Барсум. Так называлася планета Марс у фантастычным свеце, створаным Эдгарам Райсам Бероўзам. У яго творах планета была прадстаўлена як паміраючая, жыхары якой знаходзяцца ў бесперапыннай вайне ўсіх з усімі за бедныя прыродныя рэсурсы. У 1938 К. Люіс напісаў раман «За межы нямой планеты».
У выдуманым сусвеце Warhammer 40,000 Марс з’яўляецца галоўнай цытадэллю Adeptus Mechanicus, першым са светаў-кузняў. Фабрыкі Марса, якія пакрываюць усю паверхню планеты, кругласутачна выпускаюць зброю і баявую тэхніку для вайны.
Характэрна, што Джонатан Свіфт згадаў пра спадарожнікі Марса за 150 гадоў да таго, як яны былі рэальна адкрыты[141].
У астралогіі Марс з’яўляецца планетай, якая кіруе Авенам, знакам задыяка[142]. Таксама, да адкрыцця Плутона, лічылася, што Марс кіруе Скарпіёнам. Марс асацыюецца з такімі якасцямі, як самасцвярджэнне, агрэсія, сексуальнасць, энергічнасць і імпульсіўнасць[142]. Марс, на думку астролагаў, кіруе спортам, спаборніцтвамі і фізічнай актыўнасцю ў цэлым. У медыцынскай астралогіі Марс адказвае за стан палавых органаў[142], наднырачнікаў.
У антычнай міфалогіі
год
У рымскай міфалогіі Марс першапачаткова быў богам урадлівасці; лічылася, што ён можа або наслаць гібель ураджаю або падзёж жывёлы, або адхіліць іх. У яго гонар першы месяц рымскага года, калі здзяйсняўся абрад выгнання зімы, быў названы «марцам» (лац.: Mārtius mēnsis — месяц Марса, у беларускай мове больш распаўсюджана назва «сакавік»). Затым Марс быў атаясамлены з грэчаскім Арэсам і стаў богам вайны, а таксама стаў ўвасабляць планету Марс[143]. Святымі жывёламі Марса лічыліся воўк і дзяцел. У многіх раманскіх мовах у гонар Марса названы дзень тыдня — аўторак (па-румынску — «marţi», па-іспанску — «martes», па-французску — «mardi» і па-італьянску — «martedì»). У Вавілоніі гэтая ж планета называлася Нергал і з’яўлялася адным з вярхоўных божастваў — пры малітве ў напрамку планеты падымаліся рукі[143]. У іудзейскай міфалогіі з Марсам асацыюецца архангел Гаўрыіл[143].
Гл. таксама
Крыніцы
Літаратура
Спасылкі
Wikiwand in your browser!
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
