Планета Марс

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Марс
Mars Hubble.jpg
Марс, здымак з КТ «Хабл» (26.6.2001; натуральныя колеры).
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[2][1]

Сінадычны перыяд абарачэння

779,94 зямных сутак[2]

Арбітальная хуткасць (v)

24,13 км/с (сяр.)[2]
24,077 км/с[1]

Нахіл (i)

1,85061° (адносна плоскасці экліптыкі)[2]
5,65° (адносна сонечнага экватара)

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[2][1]
0,151 зямных

Маса (m)

6,4185×1023 кг
0,107 зямных

Сярэдняя шчыльнасць (ρ)

3933 кг/м³[2][1]
0,714 зямной

Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g)

3,711 м/с²
0,378 g[1]

Другая касмічная хуткасць (v2)

5,027 км/с

Экватарыяльная хуткасць вярчэння

868,22 км/ч

Перыяд вярчэння (T)

24 гадзіны 37 хвілін 22,663 секунды[1] (24,6229 г) — сідэрычны перыяд вярчэння,
24 надзіны 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
 
мін. сяр. макс.
па ўсёй планеце
186 К;
−87 °C[1]
210 K
(-63 °C)[2]
268 К;
−5 °C[1]
Атмасфера[2]
Атмасферны ціск

0,4-0,87 кПа (4×10-3-8,7×10-3 атм)

Склад:

95,32 % Вугл. газ

2,7 % Азот
1,6 % Аргон
0,13 % Кісларод
0,08 % Чадны газ
0,021 % Вадзяны пар
0,01 % Вокіс азоту

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 beru.

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 месяцовыя, 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 beru» і «Фобас»), ЗША (праграмы «Марынер been», «Вікінг», «Mars Global Surveyor been» і іншыя) і Еўрапейскае касмічнае агенцтва (праграма «Марс-экспрэс been»).

Асноўныя звесткі[правіць | правіць зыходнік]

Вялікія супрацьстаянні Марса,
1830—2035 гг.
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 beru — найбуйнейшы вядомы каньён been. 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 beru, 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 beru» 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 beuk[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 been», «Марс-экспрэс been» і «Марсіянскі разведвальны спадарожнік beru». Гэта больш, чым каля любой іншай планеты, акрамя Зямлі.

Паверхню Марса ў дадзены момант даследуюць два марсаходы: «Opportunity beru» і «Curiosity beuk». На паверхні Марса таксама знаходзіцца некалькі неактыўных пасадачных модуляў і марсаход, якія завяршылі даследаванні.

Сабраныя марсаходамі been «Спірыт beru» 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 been», некаторыя часткі паўднёвай палярнай шапкі Марса паступова адступаюць[16].

Марс добра бачны з Зямлі простым вокам. Яго бачная зорная велічыня beru 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. Апошні раз такая з'ява на Зямлі назіралася з 9 па 14 красавіка 2014 года[129 1]. 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[правіць | правіць зыходнік]

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].

Адлегласць паміж Зямлёй і Марсам (у а. а.) падчас процістаянняў 2014—2061 гг.

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[правіць | правіць зыходнік]

Параўнанне памераў Зямлі (сярэдні радыус 6371 км) і Марса (сярэдні радыус 3386,2 км)

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[правіць | правіць зыходнік]

Атмасфера Марса. Здымак зроблены штучным спадарожнікам «Вікінг» у 1976. Злева бачны «кратар-смайлік» Гале

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 beru» 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[правіць | правіць зыходнік]

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].

Змена атмасфернага ціску на Марсе ў залежнасці ад часу сутак, зафіксаваная пасадачным модулем Mars Pathfinder у 1997 годзе.

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 beru: ад 6,9 да 9 мбар[2];
  • Паводле дадзеных пасадачнага апарата Mars Pathfinder been: 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].

Ударная ўпадзіна Элада (Hellas Impact Basin) — самае глыбокае месца, дзе можна зафіксаваць самы высокі атмасферны ціск на Марсе.

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 beru, Марынер-6 beru, Марынер-7 beru і Марынер-9 beru 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[правіць | правіць зыходнік]

Цыклон каля паўночнага полюса Марса, здымкі з тэлескопа Хабл (27 красавіка 1999).

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 beru, 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[правіць | правіць зыходнік]

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].

Фатаграфіі Марса, на якіх бачная пыльная бура (чэрвень — верасень 2001).

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 beru» 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].

Пыльныя віхры, знятыя марсаходам «Спірыт» (15 мая 2005). Лічбы ў левым ніжнім вугле паказваюць час у секундах ад першага кадра.

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[правіць | правіць зыходнік]

Асноўныя рэгіёны[правіць | правіць зыходнік]

Шэрань на паверхні Марса (здымак марсіянскай станцыі «Вікінг-2», 18 мая 1979 года).
Участак кратара Гусева (мазаіка здымкаў марсахода «Спірыт»).
Тапаграфічная карта Марса паводле дадзеных Mars Global Surveyor (1999). Нулявы мерыдыян Марса праходзіць праз кратар Эйры-0 beru.

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 beru 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 месяцовыя 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 месяцовыя, 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 beru 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.

Даліны Марынер на Марсе.

У паўночным паўшар'і, акрамя шырокіх вулканічных раўнін, знаходзяцца дзве вобласці буйных вулканаў — Фарсіда і Элізіум beru. 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 beru, 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.

Панарама ўдарнага кратара Вікторыя дыяметрам каля 800 метраў, знятая марсаходам «Апарцьюніці». Панарама складзена са здымкаў, якія былі атрыманы за тры тыдні, у перыяд з 16 кастрычніка па 6 лістапада 2006 г..
Панарама ўдарнага кратара Вікторыя дыяметрам каля 800 метраў, знятая марсаходам «Апарцьюніці». Панарама складзена са здымкаў, якія былі атрыманы за тры тыдні, у перыяд з 16 кастрычніка па 6 лістапада 2006 г..


Панарама паверхні Марса ў раёне Husband Hill, знятая марсаходам «Спірыт» 23-28 лістапада 2005.
Панарама паверхні Марса ў раёне Husband Hill, знятая марсаходам «Спірыт» 23-28 лістапада 2005.


Лёд і палярныя шапкі[правіць | правіць зыходнік]

Паўночная палярная шапка летам, фота Mars Global Surveyor. Доўгі шырокі разлом, які рассякае шапку злева — Каньён Паўночны.

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 beru, аднак, не паказалі наяўнасці лініі хларафіла — зялёнага пігмента зямных раслін[56].

Па фатаграфіях Марынер-7 beru 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[правіць | правіць зыходнік]

Дэльта высахлай ракі ў кратары Эберсвальдэ (фота Mars Global Surveyor).
Мікраскапічнае фота канкрэцыі гематыту памерам 1,3 см у марсіянскім грунце, знятае марсаходам «Апарцьюніці» 2 сакавіка 2004, што сведчыць аб прысутнасці ў геалагічным мінулым вады ў вадкім стане[61].
Т. зв. «чорная дзірка» (калодзеж) дыяметрам больш за 150 м на паверхні Марса. Бачная частка бакавой сценкі. Схіл гары Арсія (фота «Марсіянскага разведвальнага спадарожніка»).

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 beru, 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[правіць | правіць зыходнік]

Фатаграфія марсіянскай глебы ў месцы пасадкі апарата «Фенікс».

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[правіць | правіць зыходнік]

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].

Параўнанне будовы Марса і іншых планет зямной групы.

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[правіць | правіць зыходнік]

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 beru·см2[88].

Магнітнае поле Марса.

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 beru 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].

Глабальная мазаіка са 102 здымкаў, атрыманых штучным спадарожнікам Марса «Вікінг-1 beru» 22 лютага 1980 г.

Геалагічная гісторыя[правіць | правіць зыходнік]

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 been[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 beru: ад 3,5 млрд гадоў назад да 2,9—3,3 млрд гадоў таму. Гэтая эпоха адзначана ўтварэннем велізарных лававых палёў.
  • Амазанійская эпоха beru (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[правіць | правіць зыходнік]

Падрабязней гл. таксама: Траянскія астэроіды Марса
Праходжанне Фобаса па дыску Сонца. Здымкі «Апарцьюніці»
Фобас, зняты 23 сакавіка 2008 года спадарожнікам Mars Reconnaissance Orbiter
Дэймас, зняты 21 лютага 2009 года спадарожнікам Mars Reconnaissance Orbiter

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 beru 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[правіць | правіць зыходнік]

Гісторыя пытання[правіць | правіць зыходнік]

Папулярная ідэя, што Марс населены разумнымі марсіянамі, шырока распаўсюдзілася ў канцы XIX стагоддзя.

Назіранні Скіяпарэлі так званых каналаў, у спалучэнні з кнігай Персіваля Лоўэла beru 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].

Карта Марса Скіяпарэлі, 1888 г.
Марсіянскія каналы been, намаляваныя астраномам П. Лоуэлам, 1898 г.

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[правіць | правіць зыходнік]

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.

Размеркаванне метану ў атмасферы Марса ў летні перыяд у паўночным паўшар'і.

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 ALH 84001, знойдзены ў Антарктыдзе ў 1984 годзе.

ALH84001 пад мікраскопам.

Галоўныя адкрыцці зробленыя марсаходам «Curiosity». У снежні 2012 года былі атрыманы дадзеныя аб наяўнасці на Марсе арганічных рэчываў, а таксама перхларатаў beru. 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].

Тэрафарміраваны been Марс ва ўяўленні мастака.

Блізкасць Марса і адноснае яго падабенства з Зямлёй спарадзіла рад фантастычных праектаў тэрафарміравання і каланізацыі Марса зямлянамі ў будучыні.

Астранамічныя назіранні з паверхні Марса[правіць | правіць зыходнік]

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[правіць | правіць зыходнік]

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.

Заход Сонца на Марсе 19 мая 2005 года. Здымак марсахода «Спірыт», які быў у кратары Гусева.
Заход Сонца на Марсе 19 мая 2005 года. Здымак марсахода «Спірыт», які быў у кратары Гусева.


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 beru 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[правіць | правіць зыходнік]

Пры назіранні з Марса Сонца выглядае меншым, чым з Зямлі, і яго вуглавы памер складае 23 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[правіць | правіць зыходнік]

Даследаванне Марса класічнымі метадамі астраноміі[правіць | правіць зыходнік]

Выявы Марса з рознай ступенню дэталізацыі ў розныя гады.

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, Месяцовае 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[правіць | правіць зыходнік]

Сучасная тапаграфічная карта Марса.

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 beru, 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» beru, 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[правіць | правіць зыходнік]

Mars map.JPG

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[правіць | правіць зыходнік]

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 beru», «Зонд-2 beru») 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[правіць | правіць зыходнік]

Фатаграфія раёна Кідонія, выкананая станцыяй «Вікінг-1» у 1976 годзе.

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:

На паверхні планеты працуюць марсаходы

У культуры[правіць | правіць зыходнік]

Ілюстрацыя марсіянскага трыножка з французскага выдання «Войны сусветаў» 1906 году.
Кадр з фільма Я. Пратазанава «Аэліта» (1924).

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 beru. 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[правіць | правіць зыходнік]

«Марс і яго дзеці», ілюстрацыя з сярэдневяковай германскай кнігі, 1480

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[правіць | правіць зыходнік]

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 1,13 1,14 1,15 1,16 1,17 Mars: Facts & Figures. NASA. Архівавана з першакрыніцы 4 жніўня 2011. Праверана 6 сакавіка 2007.
  2. 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 2,14 2,15 2,16 2,17 2,18 2,19 2,20 2,21 2,22 2,23 2,24 Williams, David R. Mars Fact Sheet. National Space Science Data Center. NASA (September 1, 2004). Архівавана з першакрыніцы 16 ліпеня 2011. Праверана 22 сакавіка 2011.
  3. 3,0 3,1 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et.al. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90: 155-180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y. Retrieved on 2007-08-28. 
  4. 4,0 4,1 Згодна з найбольш набліжанай да рэальнай паверхні планеты мадэлі эліпсоіда
  5. 5,0 5,1 5,2 M. Allison, M. McEwen. A post-Pathfinder evaluation of areocentric solar coordinates with improved timing recipes for Mars seasonal/diurnal climate studies // Planet. Space Sci., 48, 215—235, 2000. DOI:10.1016/S0032-0633(99)00092-6
  6. Mars: Moons: Phobos. NASA Solar System Exploration (30 September 2003). Праверана 2 снежня 2013.
  7. 7,0 7,1 Марс — БСЭ — Яндекс. Словари
  8. 8,0 8,1 8,2 Glenday, Craig (2009). Guinness World Records. Random House, Inc.. p. 12. ISBN 0-553-59256-4. 
  9. Dawn Mission: News & Events > New View of Vesta Mountain from NASA's Dawn Mission
  10. Impact May Have Transformed Mars / Science News (англ.) . sciencenews.org (19 июля 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 29 красавіка 2009.
  11. The 'Canali' and the First Martians. NASA (1 августа 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 20 сакавіка 2011.
  12. 12,0 12,1 12,2 Making a Splash on Mars
  13. 13,0 13,1 P. H. Smith et al. H2O at the Phoenix Landing Site (англ.)  // Science. — 2009. — Vol. 325. — P. 58—61. — DOI:10.1126/science.1172339
  14. «Феникс» сумел получить воду из марсианского грунта. Lenta.ru (1 августа 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  15. NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars. NASA/JPL (December 6, 2006). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 4 студзеня 2007.
  16. Webster, G.; Beasley, D. Orbiter's Long Life Helps Scientists Track Changes on Mars. NASA (September 20, 2005). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 26 лютага 2007.
  17. Алексей Левин. Тайны Красной планеты // «Популярная механика». — elementy.ru, 2007. — В. 12.
  18. М. Е. Прохоров 28 августа 2003 - рекордное противостояние Марса. NASA (28 августа 2003). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 22 сакавіка 2011.
  19. Марс. Характеристики планеты. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 3 июля 2009.
  20. В. Д. Давыдов. Введение // Современные представления о Марсе / Под ред. А. Б. Васильева — 2-е изд. — М.: «Знание», 1978. — 64 с.
  21. 21,0 21,1 Mars Facts (англ.) . НАСА. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 1 студзеня 2011.
  22. Энциклопедия для детей: Астрономия / Глав. ред. М.Д. Аксёнова — 2-е. — М.: Аванта+, 1998. — Т. 8. — С. 540. — 688 с. — ISBN 5895010164.
  23. Бронштэн В. А., 1977, с. 39
  24. 24,0 24,1 Бронштэн В. А., 1977, с. 90
  25. 25,0 25,1 Mars Pathfinder Science Results
  26. Mars (planet) Encarta. Microsoft, 1993—2000
  27. Zubrin, Robert & Richard Wagner. The Case for Mars New York: Touchstone, 1996: 148.
  28. 28,0 28,1 Бронштэн В. А., 1977, с. 88
  29. 29,0 29,1 Charles Cockell, Andrew R. Blaustein. Ecosystems, evolution, and ultraviolet radiation. — 2001. — 221 pages. Page 202.
  30. БСЭ, статья «Марс»
  31. Бронштэн В. А., 1977, с. 32
  32. Космос. Энциклопедический путеводитель. Москва. Махаон. 2009
  33. J. A. Whiteway et al. Mars Water-Ice Clouds and Precipitation (англ.)  // Science. — 2009. — Vol. 325. — P. 68—70. — DOI:10.1126/science.1172344
  34. Снег хоронит Phoenix. Газета.ру (30 ноября 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  35. Сергей Ильин Будут ли цвести яблони на Марсе?. www.inauka.ru (август 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  36. Charles J. Barnhart, Alan D. Howard, Jeffrey M. Moore. Long-term precipitation and late-stage valley network formation: Landform simulations of Parana Basin, Mars (англ.)  // Journal of Geophysical Research. — 2009. — Vol. 114. — P. E01003. — DOI:10.1029/2008JE003122
  37. Космос-журнал: Вода на Марсе
  38. 38,0 38,1 Pollack J. B., Leovy C. B.,Greiman P. W., Mintz Y. H. A martian general circulation experiment with large topography.// J. Atmos. Sci. 1981.-38,1.-p.3-29.
  39. Cazenave A., Balmino G. //Geophys. Res. Lett., 1981. — 8. — P.245.
  40. Кригель А. М. Полугодовые колебания в атмосферах планет.//Астрономический журн., 1986. — Том 63. — № 1. — С. 166—169.
  41. Philips, Tony Planet Gobbling Dust Storms. Science @ NASA (July 16, 2001). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 7 чэрвеня 2006.
  42. Космические аппараты серии Марс-71 НПО им. С. А. Лавочкина.
  43. Ураганы Пыльный демон
  44. Margarita M. Marinova, Oded Aharonson & Erik Asphaug. Mega-impact formation of the Mars hemispheric dichotomy (англ.)  // Nature. — 2008. — Vol. 453. — P. 1216—1219.
  45. Удар «плутона» расколол Марс надвое. Газета.Ru (26 июня 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  46. Nicholas M. Remote Sensing Tutorial Page 19—12 (англ.) . NASA. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  47. Faure, Mensing, 2007, с. 218
  48. Faure, Mensing, 2007, с. 219
  49. Valles Marineris (англ.) . NASA. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  50. Mars:Valles Marineris (англ.) . NASA. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  51. 51,0 51,1 MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program. Mira.or. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 26 лютага 2007.
  52. Darling, David Mars, polar caps. Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 26 лютага 2007.
  53. NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap , Jet Propulsion Laboratory, NASA (August 16, 2006). Праверана 11 жніўня 2009.
  54. Kieffer, H. H. Mars Polar Science 2000 (PDF) (2000). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 6 верасня 2009.
  55. Бронштэн В. А., 1977, с. 19
  56. Бронштэн В. А., 1977, с. 48
  57. Бронштэн В. А., 1977, с. 67-68
  58. Бронштэн В. А., 1977, с. 54
  59. John W. Holt et al. Radar Sounding Evidence for Buried Glaciers in the Southern Mid-Latitudes of Mars (англ.)  // Science. — 2008. — Vol. 322. — P. 1235—1238. — DOI:10.1126/science.1164246
  60. У подножия марсианских гор найден слой вечной мерзлоты. tut.by (21 ноября 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  61. Guy Webster. Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet 2 марта 2004
  62. Б.Ш. (24 июля 2008). Марсианские хроники: ископаемая речная дельта. Троицкий вариант. pp. 9. http://scientific.ru/trv/6N.pdf. Retrieved on 2011-03-16. 
  63. «Mars Express сфотографировал дельту в кратере Эберсвальде» — Лента.ru (05.09.2011)
  64. Снимок кратеров Эберсвальде, Холден и русла реки
  65. НАСА: на снимках с Марса видны очертания водных потоков. Русская служба BBC — наука, 05 августа 2011.
  66. «„Кьюриосити“ обнаружил на Марсе русло пересохшего ручья». — Лента.ру
  67. Laszlo P. Keszthelyi New View of Dark Pit on Arsia Mons. HiRISE (29 August 2007). Праверана 16 сакавіка 2011.
  68. Артём Тунцов Марсианские дыры без дна. Газета.рк (3 сентября 2007). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  69. Dr. David R. Williams Preliminary Mars Pathfinder APXS Results. NASA (14 August 1997). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  70. On Mars: Exploration of the Red Planet. 1958—1978. NASA. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  71. W. V. Boynton et al. Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site (англ.)  // Science. — 2009. — Vol. 325. — P. 61—64.
  72. M. H. Hecht et al. Detection of Perchlorate and the Soluble Chemistry of Martian Soil at the Phoenix Lander Site (англ.)  // Science. — 2009. — Vol. 325. — P. 64—67.
  73. Почва на Марсе содержит необходимые для возникновения и поддержания жизни элементы. АМИ-ТАСС (27 июня 2008). Архівавана з першакрыніцы 29 кастрычніка 2008. Праверана 16 сакавіка 2011.
  74. Martian soil 'could support life'. ВВС (27 июля 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 7 жніўня 2011.
  75. Dwayne Brown, Guy Webster, Sara Hammond. NASA Spacecraft Confirms Martian Water (англ.) . NASA (31 июля 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  76. Jim Bell. Tip of the Martian Iceberg? (англ.)  // Science. — 2002. — Vol. 297. — P. 60—61.
  77. "Феникс" сумел получить воду из марсианского грунта. Lenta.ru (01.08.2008). Архівавана з першакрыніцы 18 жніўня 2012.
  78. Ученые: На Марсе оказалось неожиданно много воды , Взгляд.ру (27 сентября 2013). Праверана 27 верасня 2013.
  79. NASA Plate Tectonics on Mars.  ??? (2005-10-12). Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 24 жніўня 2011.
  80. 80,0 80,1 Максименко, Анатолий Васильевич. Марс. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 28 сакавіка 2011.
  81. Космос-журнал: Тектонические плиты Марса.
  82. 82,0 82,1 APS X-rays reveal secrets of Mars' core , Argonne National Laboratory (September 26, 2003). Праверана 1 ліпеня 2006.
  83. 83,0 83,1 Rivoldini A. et al. title=Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars (June 2011). Icarus 213 (2): 451–472. doi:10.1016/j.icarus.2011.03.024. Bibcode2011Icar..213..451R. 
  84. Внутреннее строение. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 27 сакавіка 2011.
  85. Leslie F. Bleamaster, David A. Crown. Geologic Map of Eastern Hellas Planitia Region (англ.) . U.S. Department of the Interior. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  86. Christensen P. R. et al. (2003-06-27). "Morphology and Composition of the Surface of Mars: Mars Odyssey THEMIS Results". Science 300 (5628): 2056–2061. doi:10.1126/science.1080885. PMID 12791998. 
  87. Golombek M. P. (2003-06-27). "The Surface of Mars: Not Just Dust and Rocks". Science 300 (5628): 2043–2044. doi:10.1126/science.1082927. PMID 12829771. 
  88. Бронштэн В. А., 1977, с. 90-91
  89. Valentine, Theresa; Amde, Lishan Magnetic Fields and Mars. Mars Global Surveyor @ NASA (2006-11-09). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 17 ліпеня 2009.
  90. Douglas Isbell, Bill Steigerwald. Magnetic stripes preserve record of ancient Mars. Mars Global Surveyor MAG/ER Press Release: 99-56 // NASA
  91. New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth. NASA/Goddard Space Flight Center. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 17 сакавіка 2006.
  92. Jafar Arkani-Hamed. Did tidal deformation power the core dynamo of Mars? (англ.)  // Icarus. — 2009. — Vol. 201. — P. 31—43. — DOI:10.1016/j.icarus.2009.01.005
  93. Марс приобрёл и потерял магнитное поле из-за астероида. MEMBRANA (2008-07-25). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 7 жніўня 2011.
  94. Ретроградный астероид мог вызвать магнитное поле Марса
  95. Tanaka K. L. (1986). "The Stratigraphy of Mars". Journal of Geophysical Research 91 (B13): E139–E158. doi:10.1029/JB091iB13p0E139. 
  96. Hartmann, William K.; Neukum, Gerhard (April 2001). "Cratering Chronology and the Evolution of Mars". Space Science Reviews 96 (1/4): 165–194. doi:10.1023/A:1011945222010. Bibcode2001SSRv...96..165H. 
  97. «Владимир Иванович Вернадский: Учение о Биосфере и Астробиология» М. Я. Маров, Академик Российской Академии наук. Институт геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского Российской Академии наук
  98. Ares Attendants: Deimos & Phobos. Greek Mythology. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 22 сакавіка 2011.
  99. Arnett, Bill Phobos. nineplanets (November 20, 2004). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 22 сакавіка 2011.
  100. Percivel Lowell's Canals. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 1 сакавіка 2007.
  101. Charles Fergus (May 2004). "Mars Fever". Research/Penn State 24 (2). http://www.rps.psu.edu/0305/mars.html. Retrieved on 2007-08-02. 
  102. N. Tesla Talking with the Planets. Collier’s Weekly (February 19, 1901). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 4 мая 2007.
  103. Margaret Cheney (1981). Tesla, man out of time. Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall. p. 162. ISBN 978-0-13-906859-1. OCLC 7672251. 
  104. Departure of Lord Kelvin , The New York Times (May 11, 1902), стр. 29.
  105. Brown D., Webster G., Jones N. N. NASA Mars Rover Fully Analyzes First Martian Soil Samples. NASA (December 3, 3012). Праверана 3 снежня 2012.
  106. Марс перепроверяют на наличие органики
  107. NASA (Переводчик: Компаниец Сергей) Есть ли жизнь на Марсе? NASA продолжает исследования = Missing Piece Inspires New Look at Mars Puzzle. — 2010.
  108. New Analysis of Viking Mission Results Indicates Presence of Life on Mars , Physorg.com (January 7, 2007). Праверана 2 сакавіка 2007.
  109. Phoenix Returns Treasure Trove for Science. NASA/JPL (June 6, 2008). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 27 чэрвеня 2008.
  110. John Bluck NASA Field-Tests the First System Designed to Drill for Subsurface Martian Life. NASA (July 5, 2005). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 2 студзеня 2010.
  111. Robert L. Nowack Estimated Habitable Zone for the Solar System. Department of Earth and Atmospheric Sciences at Purdue University. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 10 красавіка 2009.
  112. Helen Briggs. Early Mars 'too salty' for life , BBC News (February 15, 2008). Праверана 16 лютага 2008.
  113. Anders Hannsson (1997). Mars and the Development of Life. Wiley. ISBN 0-471-96606-1. 
  114. 114,0 114,1 Kathy Miles. The Martian Sky: Stargazing from the Red Planet (англ.) . StarrySkies. Архівавана з першакрыніцы 3 лістапада 2012. Праверана 24 октября 2012.
  115. Perelman Y. I. Stellar Magnitude of Planets as Seen in Our Sky and in Alien Skies // Astronomy for Entertainment = Занимательная астрономия — Гонолулу: University Press of the Pacific, 2000. — P. 146-147. — ISBN 0-89875-056-3.
  116. Mars Global Surveyor MOC2-368 Release (англ.) . Malin Space Science Systems. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сакавіка 2011.
  117. Meeus, J.; Goffin, E. (April 1983). "Transits of Earth as seen from Mars". Journal of the British Astronomical Association 93 (3): 120–123. Bibcode1983JBAA...93..120M. 
  118. Novakovic B Senenmut: An Ancient Egyptian Astronomer // Publications of the Astronomical Observatory of Belgrad. — Октябрь 2008. — Т. 85. — С. 19–23. — Шаблон:Bibcode
  119. North, John David (2008). Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology . University of Chicago Press. pp. 48-52. ISBN 0-226-59441-6 .
  120. Swerdlow, Noel M. (1998). The Babylonian theory of the planets . Princeton University Press. pp. 34-72. ISBN 0-691-01196-6 .
  121. Sheehan, William (1996). «Chapter 2: Pioneers». The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. Tucson: University of Arizona. Retrieved 2010-01-16 .
  122. Rabkin, Eric S. (2005). Mars: a tour of the human imagination. — Greenwood. — Pp. 60-61. ISBN 0-275-98719-1 .
  123. Людмила Кошман Есть ли жизнь на Марсе? // Новый акрополь. — 2001. — № 3. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011.
  124. Cantor, BA; et al. Recession of Martian North Polar Cap: 1990—1997 Hubble Space Telescope Observations // Bulletin of the American Astronomical Society. — July 1997. — Vol. 29. — P. 963. — Шаблон:Bibcode
  125. Bell, J.; et al. (July 5, 2001). «Hubble Captures Best View of Mars Ever Obtained From Earth». HubbleSite . NASA . Retrieved 2010-02-27 .
  126. James, PB; Clancy, TR; Lee, SW; Martin, LJ; Singer, RB Synoptic Observations of Mars Using the Hubble Space Telescope: Second Year // Bulletin of the American Astronomical Society. — June 1993. — Vol. 25. — P. 1061. — Шаблон:Bibcode
  127. Dennerl, K. Discovery of X-rays from Mars with Chandra // Astronomy and Astrophysics. — November 2002. — Vol. 394. — P. 1119—1128. — DOI:10.1051/0004-6361:20021116Шаблон:Bibcode
  128. Blaney, DB; McCord, TB High Spectral Resolution Telescopic Observations of Mars to Study Salts and Clay Minerals // Bulletin of the American Astronomical Society. — June 1988. — Vol. 20. — P. 848. — Шаблон:Bibcode
  129. Feldman, Paul D.; Burgh, Eric B.; Durrance, Samuel T.; Davidsen, Arthur F. Far-Ultraviolet Spectroscopy of Venus and Mars at 4 Å Resolution with the Hopkins Ultraviolet Telescope on Astro-2 // The Astrophysical Journal. — July 2000. — Vol. 538. — № 1. — P. 395—400. — DOI:10.1086/309125Шаблон:Bibcode
  130. Gurwell, MA; et al. Submillimeter Wave Astronomy Satellite Observations of the Martian Atmosphere: Temperature and Vertical Distribution of Water Vapor // The Astrophysical Journal. — August 2000. — Vol. 539. — № 2. — P. L143—L146. — DOI:10.1086/312857Шаблон:Bibcode
  131. Lellouch, Emmanuel; Rosenqvist, Jan; Goldstein, Jeffrey J.; Bougher, Stephen W.; Paubert, Gabriel First absolute wind measurements in the middle atmosphere of Mars // Astrophysical Journal, Part 1. — December 10, 1991. — Vol. 383. — P. 401—406. — DOI:10.1086/170797Шаблон:Bibcode
  132. Ежегодник БСЭ за 1974, 1975 гг. (фрагменты)
  133. Календарь космических дат , Роскосмос .
  134. Mariner 4. NSSDC Master Catalog. NASA. Праверана 11 лютага 2009.
  135. 135,0 135,1 Williams, David R. Dr. Viking Mission to Mars. NASA (December 18, 2006). Праверана 2 лютага 2014.
  136. http://www.vesti.ru/doc.html?id=1989151
  137. http://www.dialog.ua/news/19572_1411355307
  138. http://lenta.ru/news/2014/09/24/mars/
  139. Sagan, Carl (1980). Cosmos. New York, USA: Random House. p. 107. ISBN 0394502949. 
  140. Lubertozzi, Alex; Holmsten, Brian (2003). The war of the worlds: Mars' invasion of earth, inciting panic and inspiring terror from H.G. Wells to Orson Welles and beyond. Sourcebooks, Inc.. pp. 3–31. ISBN 1570719853. 
  141. David Darling. Swift, Jonathan and the moons of Mars. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 1 сакавіка 2007.
  142. 142,0 142,1 142,2 Влияние планет: Марс. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 27 сакавіка 2011.
  143. 143,0 143,1 143,2 Семен Зусманович. Чудо спасения Иерусалима (687 год до н. э.). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 27 сакавіка 2011.
  1. Эксперт: 14 апреля Марс максимально приблизится к Земле

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Бурба Г. А. Номенклатура деталей рельефа Марса — М.: Наука, 1981. — 85 с. — 1000 экз.
  • Владимир Сурдин Марс: Великое противостояние — М.: Физматлит, 2004. — 240 с. — ISBN 5-9221-0454-3.
  • И. А. Комаров, В. С. Исаев. Криология Марса и других планет солнечной системы — М.: Научный мир, 2010. — 296 с. — 500 экз. — ISBN 978-5-91522-138-2.
  • Маров М. Я. Планеты Солнечной системы — 2-е изд. — М.: Наука, 1986. — 320 с.
  • Гребеников Е. А., Рябов Ю. А. Поиски и открытия планет — М.: Наука, 1975. — 216 с. — (Главная редакция физико-математической литературы). — 65000 экз.
  • Солнечная система / Ред.-сост. В. Г. Сурдин — М.: Физматлит, 2008. — 400 с. — ISBN 978-5-9221-0989-5.
  • Бронштэн В. А. Планета Марс — М.: Наука, 1977.
  • Gunter Faure, Teresa M. Mensing. Introduction to planetary science: the geological perspective — Springer, 2007. — 526 p. — ISBN 978-1-4020-5233-0.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]