Loading AI tools
четверта від Сонця та друга найменша (після Меркурія) планета в Сонячній системі З Вікіпедії, вільної енциклопедії
Марс — четверта планета Сонячної системи за відстанню від Сонця. Відома з давніх часів, оскільки є одним із найяскравіших об'єктів на небі та видима неозброєним оком. Названа на честь Марса — давньоримського бога війни. Іноді Марс називають «червоною планетою» через червонуватий колір поверхні, який є наслідком наявності великої кількості мінералу маггеміту — γ-оксиду заліза(III).
 Фотографія Марса, зроблена космічним телескопом Габбл 2001 року | |||||||||||||
| Названа на честь | Марс і Арес | ||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Орбітальні характеристики | |||||||||||||
| Епоха J2000 | |||||||||||||
| Велика піввісь | 227 939 100 км 1,523679 а. о. | ||||||||||||
| Перигелій | 206 669 000 км 1,381497 а. о. | ||||||||||||
| Афелій | 249 209 300 км 1,665861 а. о. | ||||||||||||
| Ексцентриситет | 0,093315 | ||||||||||||
| Орбітальний період | 686,971 день 1,8808 років 668,5991 сонячних діб Марса | ||||||||||||
| Синодичний період | 779,96 день 2,135 років | ||||||||||||
| Середня орбітальна швидкість | 24,077 км/с | ||||||||||||
| Нахил орбіти | 1,850° до екліптики 5,65° до сонячного екватора 1,67° до незмінної площини | ||||||||||||
| Довгота висхідного вузла | 49,562° | ||||||||||||
| Аргумент перицентру | 286,537° | ||||||||||||
| Супутники | 2 | ||||||||||||
| Фізичні характеристики | |||||||||||||
| Екваторіальний радіус | 3396,2 ± 0,1 км 0,533 Землі | ||||||||||||
| Полярний радіус | 3376,2 ± 0,1 км 0,531 Землі | ||||||||||||
| Сплюснутість | 0,005 89 ± 0,000 15 | ||||||||||||
| Площа поверхні | 144 799 500 км² 0,284 Землі | ||||||||||||
| Об'єм | 1,6318× 1011 км³ 0,151 Землі | ||||||||||||
| Маса | 6,4185× 1023 кг 0,107 Землі | ||||||||||||
| Середня густина | 3,9335 ± 0,0004 г/см³ | ||||||||||||
| Прискорення вільного падіння на поверхні | 3,711 м/с² 0,376 g | ||||||||||||
| Друга космічна швидкість | 5,027 км/с | ||||||||||||
| Період обертання | 24 год 37 хв | ||||||||||||
| Сонячна доба | 24 год 40 хв | ||||||||||||
| Екваторіальна швидкість обертання | 868,22 км/г 241,17 м/с | ||||||||||||
| Нахил осі | 25,19° | ||||||||||||
| Пряме піднесення північного полюса | 21 год 10 мін 44 с 317,68143° | ||||||||||||
| Схилення північного полюса | 52,88650° | ||||||||||||
| Альбедо | 0,15 (геометричне) або 0,25 (сферичне) | ||||||||||||
| |||||||||||||
| Видима зоряна величина | +1,83 до −3,00 | ||||||||||||
| Кутовий розмір | 3,5–25,59" | ||||||||||||
| Атмосфера | |||||||||||||
| Тиск на поверхні | 0,636 (0,4–0,87) кПа | ||||||||||||
| Склад | 95,32 % двоокису вуглецю 2,7 % азоту 1,6 % аргону 0,13 % кисню 0,08 % монооксиду вуглецю 210 ppm водяної пари 100 ppm монооксиду азоту 15 ppm молекулярного водню 2,5 ppm неону 850 ppb тяжкої води 300 ppb криптону 130 ppb формальдегіду 80 ppb ксенону 30 ppb озону[джерело?] 18 ppb пероксиду водню 10 ppb метану | ||||||||||||
 Марс у Вікісховищі | |||||||||||||
Це кам'яниста планета земного типу з розрідженою атмосферою. Марс невеликий відносно інших планет Сонячної системи, є сьомим за розміром і масою, перевершуючи за цими показниками тільки Меркурій (на приблизно 40 % за розмірами і майже вдвічі — за масою). Водночас, Земля перевершує Марс за розмірами в приблизно 2 рази, а за масою — у майже 10 разів. Загальна площа поверхні Марса приблизно дорівнює всій площі земної суші (тобто, близько 30 % загальної площі поверхні Землі). Поверхнева гравітація менша за земну майже втричі, прискорення вільного падіння на поверхні складає приблизно 3,72 м/с². У планети є два супутники, Фобос (грец. φόβος, дос. «страх») і Деймос (грец. Δείμος «жах»), які були названі на честь двох дітей Ареса й Афродіти (Марса й Венери в римській міфології).
Рельєф поверхні Марса дуже різноманітний: кам'янисті рівнини, численні кратери, гори, згаслі вулкани (серед них найвища вершина в Сонячній системі — гора Олімп), рифтоподібні системи каньйонів[1] (зокрема долини Марінера) та полярні шапки з льодовиків. У розрідженій атмосфері іноді відбуваються пилові бурі, а також можуть утворюватися короткотривалі вихори, подібні до земних «пилових дияволів» (англ. dust devil)[2]. На поверхні Марса є численні сліди наявності в далекому минулому великих запасів рідкої води. Вчені також припускають, що в далекому минулому на поверхні Марса могло існувати життя (принаймні на рівні мікроорганізмів), однак переконливих доказів на користь цієї гіпотези наразі не знайдено.
Марс є одним із найбільш досліджених космічних об'єктів, до нього з 1960 року було відправлено 50 безпілотних місій, а на його поверхні перебуває 6 марсоходів, з яких 2 — Curiosity та Perseverance — є активними станом на 2024 рік. Також існують плани запуску пілотованих місій, хоча наразі вони існують лише в науково-фантастичних творах та фільмах.
Орбіта Марса приблизно у 1,5 рази віддаленіша від Сонця, ніж орбіта Землі. Через відносно видовжену орбіту, відстань між Марсом і Сонцем змінюється від 207 млн км у перигелії до 250 млн км в афелії. Тривалість марсіанського року становить 687 земних діб. Марс обертається навколо своєї осі з періодом 24 години 37 хвилин (марсіанську добу називають сол), що лише трохи довше за тривалість доби на Землі.
На Марсі спостерігається також зміна пір року. Через еліптичну орбіту сезони в північній і південній півкулі мають різну тривалість: літо в північній півкулі триває 177 марсіанських діб, а в південній воно на 21 день коротше та на 20 градусів тепліше.
Орбіти Марса та Землі лежать практично в одній площині (кут між ними становить 2°). Вісь обертання Марса нахилена під кутом 25,2° до перпендикуляра до площини орбіти та спрямована у сузір'я Лебедя.
Через кожні 780 діб планети Земля та Марс опиняються на мінімальній відстані одна від одної, яка змінюється між ними від 56 до 401 млн км. Такі зближення планет називають протистояннями. Якщо відстань між планетами менша 60 млн км, то такі протистояння називають великими. Великі протистояння відбуваються кожні 15—17 років.
Згідно з орбітальними спостереженнями й експертизою марсіанських метеоритів, поверхня Марса складається здебільшого з базальту. Деякі докази свідчать, що частина поверхні Марса багатша на кварц, ніж типовий базальт. Більша частина поверхні багата на оксид заліза(III).
Марсіанські породи представлені уламковими пористими породами і еоловими пісками. Густина марсіанських порід на піщаних рівнинах — 1—1,6; на скелястих рівнинах — 1,8 (для порівняння, на Місяці, відповідно: 1—1,3 і 1,5—2,1). Розмір частинок на поверхні планети: 10—100 мкм — від 60 % (піщані рівнини) до 30 % (скелясті рівнини), 100—2000 мкм — відповідно від 10 % до 30 %. Основні компоненти марсіанських порід — залізо (в деяких пробах — до 14 %), кальцій, алюміній, кремній, сірка. Є також стронцій, цирконій, рубідій, титан. Ґрунт Марса, згідно з наявними даними, представлений сумішшю силікатів і мінералів класу оксидів зі значним вмістом сульфатів (можливо, гідратованих). Сірка, очевидно, наявна в сульфатах. Велика кількість червоного пилу з діаметром часточок близько 1 мкм надає поверхні планети червонястого відтінку. Характерна особливість поверхні Марса — наявність кріосфери — льоду Н2О в полярних шапках і в ґрунті. Сучасні дані з марсіанських порід свідчать про існування на Марсі хімічно диференційованої кори, аналогічної земній корі. Марсохід «Curiosity» американського космічного агентства НАСА знайшов великі поклади кварцу в марсіанських гірських породах[3]. Також «К'юріосіті» виявив на поверхні Марса мінерал тридиміт (SiO2), який, як правило, асоціюється з кремнієвим вулканізмом, відомим на Землі, але це перші ознаки цього явища на сусідній планеті[4].
У центрі Марса розташоване ядро, діаметром близько 2968 кілометрів, яке складається здебільшого з заліза із вмістом сірки близько 14—17 %[5]. Ядро перебуває в рідкому стані й має вдвічі більшу концентрацію легких елементів, ніж ядро Землі. Ядро оточене мантією з силікатів, яка сформувала багато тектонічних і вулканічних особливостей на планеті, але зараз вже не діє. Середня товщина кори планети — близько 50 км, максимальна товщина — 125 км[6].
Планетологічну історію Марса поділяють на донойський час та три періоди: нойський, гесперійський та амазонський[7].
Через більшу віддаленість від Сонця Марс отримує на 57 % менше енергії, ніж Земля. Середньорічна температура там −60 °С. Температура поверхні протягом доби істотно змінюється. Наприклад, у південній півкулі на широті 50 градусів температура в середині осені змінюється від −18 °C (опівдні) до −63 °C (увечері). Однак на глибині 25 м під поверхнею температура практично постійна −60 °C і не залежить від сезону. Максимальні значення температури поверхні не перевищують декількох градусів вище 0 °C, а мінімальні значення, зареєстровані на північній полярній шапці, — −138 °C. Температура на Південному полюсі опускається до −130 °C[8].
Атмосфера Марса досить розріджена. Атмосферний тиск на поверхні змінюється від 0,3 мбар (на горі Олімп) до 12 мбар, із середнім тиском на поверхні близько 6,1 мбар. Це в 160 разів менше тиску на рівні моря нашої планети (1 бар). Висота однорідної атмосфери становить близько 11 км, вона більша, ніж на Землі (8 км) через нижчу гравітацію.
Атмосфера на Марсі складається з 95 % вуглекислого газу, 3 % азоту, 1,6 % аргону й містить сліди кисню, метану[9] й води. Атмосфера дуже запилена через велику кількість мікрочастинок близько 1,5 мкм у діаметрі, які надають марсіанському небу рудувато-коричневого відтінку, якщо дивитися з поверхні планети. Активні природні явища в атмосфері — густі тумани або пилові бурі[10].
| Клімат 4.5ºS, 137.4ºE (2012–2015) | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Показник | Січ | Лют | Бер | Кві | Тра | Чер | Лип | Сер | Вер | Жов | Лис | Гру | Рік |
| Абсолютний максимум, °C | 6 | 6 | 1 | 0 | 7 | 14 | 20 | 19 | 7 | 7 | 8 | 8 | |
| Середній максимум, °C | −7 | −18 | −23 | −20 | −4 | 0 | 2 | 1 | 1 | 4 | −1 | −3 | −5,7 |
| Середній мінімум, °C | −82 | −86 | −88 | −87 | −85 | −78 | −76 | −69 | −68 | −73 | −73 | −77 | −78,5 |
| Абсолютний мінімум, °C | −95 | −127 | −114 | −97 | −98 | −125 | −84 | −80 | −78 | −79 | −83 | −110 | |
| Джерело: Centro de Astrobiologia (CAB)[11] | |||||||||||||
У наземний телескоп на поверхні Марса можна розрізнити лише темні та світлі ділянки розміром у сотні й тисячі кілометрів — деталі альбедо. Зокрема, добре видно білі полярні шапки. Ще наприкінці XVIII століття видатний англійський астроном В. Гершель помітив, що розміри полярних шапок змінюються залежно від сезону. Улітку шапки випаровуються й зменшуються, причому одночасно з полярних ділянок у помірні широти поширюється «хвиля потемніння» ділянок поверхні[джерело?].
Наприкінці XIX ст. італійські астрономи А. Секкі і Дж. Скіапареллі повідомили, що неодноразово спостерігали на Марсі довгі тонкі темні лінії, які нагадують мережу каналів, і наче зв'язують полярні й помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Річ у тому, що ці лінії спостерігалися на межі роздільної здатності. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно багато долин і тріщин[12], однак ототожнити їх із каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося.
Під поверхнею Марса на окремих ділянках є шар вічної мерзлоти товщиною кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видно незвичайні для планет земної групи застиглі потоки, за якими можна зробити висновок про наявність підповерхневого льоду[13]. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери здебільшого виглядають більш зруйнованими, ніж на Меркурії чи Місяці. Сліди вітрової ерозії можна побачити всюди.
Обробка збурень в орбітальному русі космічних апаратів дала змогу отримати мапу ареоїда (марсіанського аналога геоїда). Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марса, що свідчить про слабкість прояву ізостазії. Особливо помітний Олімп. Ареоїд оконтурює гору западинами глибиною від 300 м до 400 м. Над центром гори ареоїд піднімається на 500 м. Гравітаційні аномалії в гірському регіоні Тарсис досягають 344 мГал на висоті супутника (275 км). Взагалі, гравітаційні аномалії на Марсі перевищують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів. Питання про ізостазію залишається поки відкритим.
Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок — рівнин, що складають 35 % усієї поверхні, і піднесених, вкритих безліччю кратерів районів. Значна частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в деяких випадках представлена особливим типом рельєфу — столовими горами, складеними плосковершинними гірками й хребтами[14].
Над нагір'ям Тарсис (що має висоту близько 9 км) на висоту до 17 км піднімаються чотири велетенські згаслі вулкани. Найбільший серед них — Олімп, розташований на західній околиці нагір'я. Його основа має діаметр 600 км, а кальдера на вершині — 60 км. Над середнім рівнем поверхні він височіє майже на 26 км. Недалеко від нього на одній прямій розташовано три дещо менших вулкани: Аскрійська гора, гора Павича й гора Арсія. Загалом на Марсі знайдено понад 70 згаслих вулканів, але всі інші значно менші за перераховані чотири.
Марс має різні полярні крижані шапки, але Марс також має пояси льодовиків у центральних широтах як у південних так і північних півкулях. Товстий шар пилу покриває льодовики, що складаються з замерзлої води. Вчені підрахували, що лід у льодовиках містить більш ніж 150 мільярдів кубічних метрів льоду — така кількість льоду може покривати всю поверхню Марса шаром в 1,1 метрів, тому лід на середніх широтах важлива частина водосховища Марса. Цей лід не випаровується в простір, бо захищений товстим шаром пилу[15] (англ.).
Вчені зі Смітсонівського інституту в США визначили, що озера і моря на Марсі існували помітно довше, ніж передбачалося спочатку. Загалом цей період збільшився на 1 млрд років. Тобто вологий період на планеті існував на цілий 1 млрд років довше, ніж це вважалося раніше[16].
Ще в 19 столітті Джованні Скіапареллі дав деталям альбедо Марса античні географічні та міфологічні назви. Від них отримали назви й багато деталей рельєфу, виявлених за космічними знімками. Найбільша піднесена ділянка, поперечником близько 6000 км і висотою близько 9 км, отримала назву Тарсис (від біблійного Фарсису (Таршишу)[ru]), а величезну круглу низину на півдні діаметром понад 2000 км названо Елладою (Греція). Сильно кратеровані ділянки поверхні одержали назви земель: Земля Прометея, Земля Ноя та інші. Долинам дають назви Марса, які вживалися різними народами. Великі кратери названо на честь науковців, а невеликі — назвами населених пунктів Землі.
На південь від екватора розташована велетенська система каньйонів завдовжки понад 4000 км і завглибшки до 6 км. Її назвали долинами Марінера[1]. На поверхні Марса виявлено багато долин менших розмірів, які нагадують долини земних річок, що свідчить про наявність у минулому потоків рідини[1].
У Марса є магнітне поле, але воно дуже слабке й нестійке. У різних місцях планети напруженість цього поля може відрізнятися від 1,5 до 2 разів, а магнітні полюси не збігаються з ареографічними. Якщо говорити, що залізне ядро Марса перебуває у відносній нерухомості відносно до його кори, то механізм планетарного динамо, який відповідає за магнітне поле на Землі, на Марсі не працює. Вважається, що планета мала магнітне поле, але після зіткнення з великим небесним тілом ядро втратило майже весь обертальний момент. Сталось це близько 4 млрд років тому[17].
Магнітне поле й магнітосфера Марса була досліджена космічними апаратами «Марс-2, -3» (1972) і «Марс-5» (1974). Зважаючи на те що вони перетинали лише межу магнітосфери, їх дані не можна однозначно інтерпретувати. Досить надійно було встановлено існування беззіткнювальної ударної хвилі й ділянки з регулярним магнітним полем на денному й нічному боці поблизу планети. Саме ця ділянка ототожнена з магнітосферою Марса.
У літературі наводяться величини магнітного моменту Марса від значень, що відповідають виникненню наведеної магнітосфери (1022 Гс·см³), до значень, відповідних утворенню власної магнітосфери[джерело?]. Більшість дослідників вважають найреальнішою величину магнітного моменту (1—1,5)·1022 Гс·см³[джерело?], за якої можна очікувати утворення комбінованої магнітосфери, принаймні в тих випадках, коли тиск сонячного вітру великий. Немає одностайності й у визначенні орієнтації марсіанського диполя. У комбінованій магнітосфері можна очікувати існування роздільних ділянок наведеного і власного магнітних полів. Лінії наведеного магнітного поля повинні огортати Марс. Найпростіша модель комбінованої магнітосфери у разі міжпланетного магнітного поля, коли вона перпендикулярна до осі диполя. У цьому випадку меридіональні перетини магнітосфери виявляють топологію поля, характерну для власної магнітосфери, а наведене поле локалізується в екваторіальній частині магнітосфери.
Полярні шапки Марса багатошарові. Нижній, основний шар товщиною в кілька кілометрів утворений звичайним водяним льодом, змішаним із пилом. Це постійні шапки, що зберігається й у літній період. Сезонні зміни полярних шапок, що спостерігаються, відбуваються за рахунок верхнього шару товщиною менше 1 метра, що складається з твердої вуглекислоти, так званого «сухого льоду».
Площа, вкрита цим шаром, інтенсивно збільшується в зимовий період, досягаючи паралелі 50°, а іноді й долаючи цю межу. Навесні, із підвищенням температури, цей шар випаровується й залишається лише постійна шапка. Хвиля потемніння ділянок поверхні, що спостерігається зі зміною сезонів, пояснюється зміною напрямку вітрів, що постійно дмуть у напрямку від одного полюса до іншого. Вітер здуває верхній шар сипучого матеріалу — світлий пил, оголюючи ділянки темніших порід. У періоди, коли Марс проходить перигелій, рівновага марсіанського середовища порушується. Вітер підсилюється до 69 км/год, починаються бурі. Більше мільярда тонн пилу піднімається й утримується в зваженому стані, різко змінюючи кліматичний стан всієї марсіанської кулі. Тривалість пилових вітрів іноді досягає 50—100 діб. Під час пилових буревіїв на Марсі виникає так званий «антипарниковий ефект», коли хмари пилу не пропускають сонячне випромінювання до поверхні, але пропускають теплове випромінювання, що іде від неї, тому поверхня сильно охолоджується, а атмосфера розігрівається.
Уточнення космічними апаратами складу атмосфери дало змогу виявити роль полярних шапок у формуванні буревіїв. Під час танення полярних шапок утворюються величезні маси вуглекислого газу й збільшується тиск над ними, внаслідок чого виникають потужні вітри, що піднімають з поверхні дрібні частки ґрунту.
Ще до початку польотів на Марс він був першим кандидатом на виявлення там позаземного життя. На Марсі було знайдено зразки льоду, що є однією з умов існування життя. За останніми відомостями, у минулому на Марсі існувала вода в рідкому стані, поверхню планети вкривали моря[21][22][23]. Однак внаслідок нез'ясованих досі причин вона практично зникла. Цілком можливо, що ще кілька мільйонів років тому клімат на Марсі був вологішим. Доказом цього слугує рельєф планети. Одна з версій втрати Марсом води — це результат дії сонячного вітру[24][25].
Група геофізиків із Канади і США пояснила наявність у давнину рідкої води на поверхні Марса. На думку фахівців, для цього необхідна тепла і щільна газова оболонка, яка забезпечувалася викидами з літосфери в гідросферу метану. За словами вчених, періоди потепління були пов'язані з надходженням парникового газу і тривали близько мільйона років.
Причиною вивільнення метану з літосфери планети вчені вважають варіації кута нахилу осі власного обертання Марса відносно площини його навколосонячної орбіти. До такого висновку геофізики змогли прийти після проведення комп'ютерного моделювання.
Повідомляється, що на Марсі теплий клімат був близько 3 млрд років тому.
2019 року вчені досліджували занадто швидкий процес зникнення метану з поверхні планети. У процесі дослідження було виявлено, що газ іонізується, а тверді речовини окислюються. Ці процеси можуть призводити до утворення хімічно активних речовин, які є дуже токсичними для живих організмів, включно з бактеріями. Ґрунтуючись на цих висновках, дослідники з данського Орхуського університету зробили висновок, що ймовірність існування життя на Марсі дуже низька[26]. Понад 100 років тому італійський астроном Джованні Скіапареллі у загальних рисах описав планету Марс і її лінії, які він назвав < canali>. Американський астроном Персіваль Лоуелл розвинув сенсаційну теорію, згідно з котрою ці лінії являли собою канали, створені марсіанською цивілізацією. У це припущення хотілося вірити, але в 1965 році американська станція «Марінер-4» пройшла близько від планети й не виявила жодних ознак цих гідротехнічних споруд.
У 1938 році багато американців налаштували свої приймачі на радіостанцію, котра транслювала радіопостановку фантастичного роману Герберт Веллс «Війна світів». До кінця передачі більшість радіослухачів вірили, що марсіани справді розпочали завоювання планети Земля.
Першим передбачив, що Марс має супутники, Йоганн Кеплер 1610 року. У спробах розшифрувати анаграму Галілея про кільця Сатурна («Найвищу планету потрійною спостерігаю») Кеплер вирішив, що Галілей виявив супутники Марса. 1643 року монах-капуцин Антон Марія Ширл стверджував, що бачив «марсіанські місяці». 1727 р. Джонатан Свіфт у «Мандрах Гуллівера» описав два маленьких супутники Марса, які були відомі астрономам острова Лапута. Вони оберталися навколо Марса за 10 і 21,5 годин. Про ці ж супутники 1750 року згадав Вольтер у романі «Мікромегас». 10 липня 1744 року німецький капітан Кіндерман повідомив, що обчислив орбітальний період марсіанського супутника, котрий дорівнював 59 годинам 50 хвилинам і 6 секундам. 1877 року американський астроном Асаф Голл, працюючи у військово-морській обсерваторії США з найбільшим у країні 26-дюймовим рефрактором Кларка, нарешті знайшов Фобос та Деймос, два маленьких супутники Марса. Їх орбітальні періоди виявились близькими до періодів, які запропонував Свіфт на 150 років раніше.
До другої половини XX століття про два супутники Марса, Фобос і Деймос, було відомо небагато. Потім їх спостерігали орбітальні космічні апарати: «Вікінг-1» пролетів на відстані 100 км від поверхні Фобоса, а «Вікінг-2» — на відстані 30 км від Деймоса.
Фобос робить повний оберт навколо Марса за 7 годин 39 хвилин. Супутник перебуває на відстані 6000 кілометрів від поверхні планети. Це ближче межі Роша, і без внутрішнього опору супутник було б розірвано на частини припливними силами. Ці сили також сповільнюють рух Фобоса і, можливо, призведуть до зіткнення супутника з Марсом менше, ніж через 100 мільйонів років. Деймос розташований на віддаленішій орбіті, і припливні сили зумовлюють подальше віддалення від планети. Фобос і Деймос видно на Марсі не з усіх місць через їх невеликі розміри, близькість до планети й приекваторіальні орбіти.
| Властивості | Деймос | Фобос |
| Орбітальний радіус | 23 459 км | 9398 км |
| Період обертання | 1,262 земних днів | 0,318 земних днів |
| Середня орбітальна швидкість | 1,4 км/с | 2,1 км/с |
| Нахил орбіти до екватора планети | 1,79° | 1,08° |
| Ексцентриситет орбіти | 0,0005 | 0,0151 |
| Площа | 525 км² | 1 625 км² |
| Маса | 1,8 × 1015 кг | 1,08 × 1016 кг |
| Середня густина | 1,8 г/см³ | 1,9 г/см³ |
| Швидкість обертання | 6 м/с | 10 м/с |
| Альбедо | 0,07 | 0,06 |
Обидва супутники — шматки гірської породи неправильної, приблизно еліпсоїдальної форми. Нерівна поверхня Фобоса повністю вкрита метеоритними кратерами. Найбільший кратер Стікні охоплює значну частину супутника. Його поверхня також вкрита системою лінійних переломів, або заглиблень, багато з яких геометрично пов'язані з кратером Стікні. Поверхня Деймоса, навпаки, здається гладенькою, бо багато кратерів майже повністю вкрито уламками порід.
Альбедо обох супутників дуже низьке, як у найпростіших типів метеоритів.
Остаточно проблему походження супутників не розв'язано. Одна з версій — це астероїди, які було захоплено Марсом, коли він лиш починав формуватися. Можливо, вони збереглися від часу формування планети[1]. 2010 року група італійських астрономів з Національного інституту астрофізики Італії опублікувала дані на користь того, що Фобос сформувався в результаті надпотужного вибуху на поверхні планети[27]. Нещодавні дослідження стверджують, що Фобос і Деймос утворилися на диску сміття навколо Марса після гігантського зіткнення з тілом в одну третину розміру Марса, від 100 до 800 мільйонів років після початку формування планет. Таким чином, Фобос і Деймос складаються з суміші матеріалу з Марса й імпактора[28]. Нові спостереження незабаром дадуть змогу більше дізнатися про вік і склад марсіанських місяців. Агентство аерокосмічних досліджень Японії ухвалило рішення почати місію 2022 року, під назвою Mars Moons Exploration, яка принесе зразки від Фобоса на Землю 2027 року. Європейське космічне агентство запланувало аналогічну місію в 2024 році у співпраці з Російським космічним агентством[29].
Перші спостереження Марса виконувалися до винайдення телескопа. Це були позиційні спостереження з метою визначення положень планети відносно зір. Існування Марса як блукаючого об'єкта в нічному небі було письмово засвідчене давньоєгипетськими астрономами 1534 року до н. е. Ними ж був встановлений ретроградний (назадній) рух планети і розрахована траєкторія руху разом із точкою, де планета змінює свій рух відносно Землі з прямого на ретроградний[30].
У вавилонській планетарній теорії були вперше отримані часові вимірювання планетарного руху Марса та уточнено положення планети на нічному небі[31][32]. Користуючись даними єгиптян і вавилонян, давньогрецькі філософи та астрономи розробили детальну геоцентричну модель для пояснення руху планет. Через декілька століть індійськими та ісламськими астрономами був оцінений розмір Марса і відстань до нього від Землі. У XVI столітті Миколай Коперник запропонував геліоцентричну модель для опису Сонячної системи з коловими планетарними орбітами. Його результати були переглянуті Йоганном Кеплером, який ввів точнішу, еліптичну орбіту Марса, що збігалася зі спостережуваною.
Нідерландський астроном Християн Гюйгенс першим склав карту поверхні Марса, на якій було зображено багато деталей. 28 листопада 1659 року він зробив декілька рисунків Марса, на яких були зображені різні темні області, пізніше зіставлені з плато Великий Сирт[33].
Ймовірно, перші спостереження, які встановили існування у Марса крижаної шапки на південному полюсі, були зроблені італійським астрономом Джованні Доменіко Кассіні 1666 року. Того ж року він при спостереженнях Марса робив зарисовки видимих деталей поверхні та виявив, що через 36 чи 37 днів розташування деталей поверхні повторюються, а згодом обчислив період обертання — 24 год 40 хв (цей результат відрізняється від правильного значення менш ніж на 3 хвилини)[33].
1672 року Християн Гюйгенс помітив нечітку білу шапку і на північному полюсі[34].
1888 року Джованні Скіапареллі дав перші імена окремим деталям поверхні[35].
Розквіт телескопічних спостережень Марса припав на кінець XIX — середину XX століття. Багато в чому він обумовлений інтересами громадськості та відомими науковими суперечками навколо марсіанських каналів. Серед астрономів докосмічної ери, що виконували телескопічні спостереження Марса в цей період, найбільш відомі Скіапареллі, Персіваль Лоуелл, Слайфер, Антоніаді, Барнард, Жаррі-Делож[en], Л. Едді[en], Тихов, Вокулер. Саме ними були закладені основи ареографії та складені перші детальні карти поверхні Марса — хоча вони і виявилися практично повністю неправильними після польотів до Марса автоматичних зондів.
Для систематичного дослідження Марса були використані[36] можливості космічного телескопа «Габбл», при цьому були отримані фотографії Марса з найвищою роздільністю зі зроблених на Землі[37]. «Габбл» може робити зображення півкуль, що дає змогу промоделювати погодні системи. Наземні телескопи, оснащені ПЗЗ, можуть зробити фотографії Марса високої чіткості, що дає змогу в протистоянні регулярно виконувати моніторинг планетної погоди[38].
Рентгенівське випромінювання з Марса, вперше виявлене астрономами 2001 року з допомогою космічної рентгенівської обсерваторії «Чандра», складається з двох компонентів. Перша складова пов'язана з розсіюванням у верхній атмосфері Марса рентгенівських променів Сонця, у той час як друга утворюється при взаємодії між іонами з обміном зарядами[39].
З 1960-х років до Марса для детального вивчення планети з орбіти та фотографування поверхні було відправлено декілька автоматичних міжпланетних станцій (АМС). Крім того, тривало дистанційне зондування Марса з Землі у більшій частині електромагнітного спектра з допомогою наземних і орбітальних телескопів, наприклад, в інфрачервоному для визначення складу поверхні[40], в ультрафіолетовому та субміліметровому діапазонах — для дослідження складу атмосфери[41][42], у радіодіапазоні — для вимірювання швидкості вітру[43].
Радянські дослідження Марса охоплювали програму «Марс», у рамках якої з 1962 по 1973 рік було запущено автоматичні міжпланетні станції чотирьох поколінь для дослідження планети Марс і навколопланетного простору. Перші АМС («Марс-1», «Зонд-2»[en]) досліджували також і міжпланетний простір.
Космічні апарати четвертого покоління (серія М-71 — «Марс-2», «Марс-3», запущені 1971 року) складалися з орбітальної станції — штучного супутника Марса і спускного апарата з автоматичною марсіанською станцією, що комплектувалася марсоходом «ПрОП-М». Космічні апарати серії М-73С «Марс-4»[ru] і «Марс-5»[ru] повинні були вийти на орбіту навколо Марса та забезпечувати зв'язок з автоматичними марсіанськими станціями, які несли АМС серії М-73П «Марс-6» і «Марс-7»[ru]; ці чотири АМС було запущено 1973 року.
Через невдачі спускних апаратів головне технічне завдання всієї програми «Марс» — виконання досліджень на поверхні планети з допомогою автоматичної марсіанської станції — не була вирішена. У рамках програми була здійснена перша м'яка посадка спускного апарата на поверхню Марса («Марс-3», 2 грудня 1971 року) і перша спроба передачі зображення з поверхні.
СРСР здійснив також програму «Фобос» — дві автоматичні міжпланетні станції, призначені для дослідження Марса і його супутника Фобоса.
Перша АМС «Фобос-1»[en] була запущена 7 липня, а друга, «Фобос-2»[en] — 12 липня 1988 року[44]. Основна задача — доставка на поверхню Фобоса спускних апаратів (ПрОП-Ф і ДАС) для вивчення супутника Марса — залишилася невиконаною. Однак, незважаючи на втрату зв'язку з обома космічними апаратами, дослідження Марса, Фобоса та навколомарсіанського простору, виконані протягом 57 днів на етапі орбітального руху «Фобоса-2» навколо Марса, дали змогу отримати нові наукові результати про теплові характеристики Фобоса, плазмове оточення Марса, його взаємодію з сонячним вітром.
1964 року в США було здійснено перший вдалий запуск до Марса в рамках програми «Марінер». «Марінер-4» здійснив перше дослідження з прольотної траєкторії та зробив перші знімки поверхні[45]. «Марінер-6» і «Марінер-7»[ru], запущені 1969 року, здійснили з прольотної траєкторії перше дослідження складу атмосфери з застосуванням спектроскопічних методик і визначення температури поверхні за вимірюваннями інфрачервоного випромінювання. 1971 року «Марінер-9» став першим штучним супутником Марса та здійснив перше картографування поверхні.
Наступна програма США — «Вікінг» — включала запуск 1975 року двох ідентичних космічних апаратів — «Вікінг-1» і «Вікінг-2», які виконали дослідження з навколомарсіанської орбіти і на поверхні Марса, зокрема пошук життя у пробах ґрунту. Кожен «Вікінг» складався з орбітальної станції — штучного супутника Марса — і спускного апарата з автоматичною марсіанською станцією. Автоматичні марсіанські станції «Вікінгів» — перші космічні апарати, які успішно працювали на поверхні Марса і передали фотографії з місця посадки. Життя не вдалося виявити.
Mars Pathfinder — посадковий апарат НАСА, що працював на поверхні в 1996—1997 роках.
Mars Global Surveyor — орбітальний апарат НАСА, що здійснював картографування поверхні в 1999—2007 роках. «Фенікс» — посадковий апарат НАСА, що працював на поверхні 2008 року. «Спіріт» — марсохід, що працював на поверхні в 2004—2010 роках.Станом на 2016 рік на орбітах Марса перебуває декілька робочих АМС:
«Марс Одіссей» (з 24 жовтня 2001 року);
«Марс-експрес» (з 25 грудня 2003 року); Mars Reconnaissance Orbiter (з 10 березня 2006 року); «MAVEN» (з 21/22 вересня 2014 року)[46];
«Mangalyaan» (з 24 вересня 2014 року); «Trace Gas Orbiter» (з 19 жовтня 2016 року).На поверхні планети працюють марсоходи:
«Оппортьюніті» (з 25 січня 2004 року); «К'юріосіті» (Mars Science Laboratory) (з 6 серпня 2012 року).У 2017 році компанія Google спільно з співробітниками американського Національного управління з аеронавтики і дослідженню космічного простору НАСА повідомили про запуск спільного проєкту «Access Mars» — віртуального туру на Марс. Співробітники НАСА використали дані Curiosity для створення візуальних ефектів, що відтворюють рельєф Червоної планети. Загалом вчені обробили приблизно 20 000 зображень, зроблених Curiosity з 2012 р. Бажано використовувати VR-гарнітуру для перегляду ролику[47].
У 2018 році, під час сканування південної полярної шапки, радар MARSIS під льодом виявив структуру, яка за своїми радіолокаційними особливостями дуже схожа на воду. Науковці вважають, що це підземне озеро, яке лежить на глибині 1,6 км площею 20 кв. км[48].
20 липня 2020 року, Об'єднані Арабські Емірати запустили науковий та технологічний зонд на Марс. Це перша місія до Червоної планети, яка ініційована арабською країною. Запуск безпілотного зонда «Аль-Амаль» (в перекладі з арабського «Надія»), або Hope, відбувся 20 липня 2020 з Японії за допомогою японської ракети H-IIA, з території наукового центру Танеґашіма на півдні Японії. Планується, що він досягне Марса в лютому 2021 року та перебуватиме на орбіті планети щонайменше два роки. «Аль-Амаль» долучиться до щонайменше восьми активних місій, які станом на 2020 рік досліджують Марс[49].
У липні 2020 року, Китай запустив свій перший зонд із дослідження Марса «Тяньвень-1». Очікується, що зонд досягне Марса через сім місяців — у лютому 2021 року. Космічна станція пробуде на орбіті Марса два місяці, а в квітні висадить на планету марсохід, який займеться вивченням поверхні і пошуком води. Мета китайської місії полягає в тому, щоб знайти сліди життя на Марсі, а також вивчити можливості для його потенційної колонізації людиною[50].
Колонізація Марса — один із етапів космічної експансії людства, що охоплює попереднє теоретичне підґрунтя проєкту, будівництво різних комплексів та споруд на Марсі і заселення їх людиною. Колонізація Марса включає тераформування — зміну кліматичних умов планети для приведення атмосфери, температури та екологічних умов до стану, придатного для проживання земних рослин і тварин. На першому етапі — створення маленьких «марсиків» — поселень на Марсі.
Марс завжди був центром уваги як різноманітних припущень, так і серйозних досліджень в області створення колоній.
Марс — планета, подорож до якої із Землі потребує найменших енергетичних витрат з-поміж усіх, не враховуючи Венери. Подорож по найекономічнішій напівеліптичній орбіті триватиме близько 9 місяців, а із підвищенням початкової швидкості час польоту швидко скоротиться, оскільки зменшиться і довжина траєкторії. Перед тривалим перельотом для поповнення космічного корабля на орбіті Землі або Марса ракетним паливом розглядається можливість космічної заправки.
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.
.svg){kind=small}
