Марс

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 .

Марс — планета зямной групы з разрэджанай атмасферай (ціск ля паверхні ў 160 разоў меншы за зямны). Асаблівасцямі паверхневага рэльефу Марса можна лічыць ударныя кратары, падобныя на месяцавыя, а таксама вулканы, даліны, пустыні і палярныя ледавіковыя шапкі, падобныя да зямных.

У Марса ёсць два натуральныя спадарожнікі — Фобас і Дэймас (у перакладзе са старажытнагрэчаскай — «страх» і «жах», імёны двух сыноў Арэса, якія суправаджалі яго ў баі). Яны адносна малыя (Фобас — 26,8 × 22,4 × 18,4 км, Дэймас — 15 × 12,2 × 10,4 км) і маюць няправільную форму.

Пачынаючы з 1960-х гадоў непасрэдным даследаваннем Марса з дапамогай АМС займаліся СССР (праграмы «» і «Фобас»), ЗША (праграмы «», «Вікінг», «» і іншыя) і Еўрапейскае касмічнае агенцтва (праграма «»).

 Асноўныя звесткі 

+Вялікія супрацьстаянні Марса,1830—2035 гг.ГодДатаАдлегласць, а. а.183019 верасня 0,388184518 жніўня0,373186017 ліпеня0,39318775 верасня0,37718924 жніўня0,378190924 верасня0,392192423 жніўня0,373193923 ліпеня0,390195610 верасня0,379197110 жніўня0,378198822 верасня0,394200328 жніўня0,373201827 ліпеня0,386203515 верасня0,382

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 кг супраць 5,9736 кг для Зямлі), аб’ём — 0,15 аб’ёму Зямлі, а сярэдні лінейны дыяметр — 0,53 дыяметра Зямлі (6800 км)Марс — БСЭ — Яндекс. Словари.

Рэльеф Марса мае шматлікія ўнікальныя рысы. Марсіянскі патухлы вулкан гара Алімп — самая высокая вядомая гара на планетах Сонечнай сістэмы (самая высокая вядомая гара ў Сонечнай сістэме — на астэроідзе ВестаDawn Mission: News & Events > New View of Vesta Mountain from NASA’s Dawn Mission), а  — найбуйнейшы вядомы . 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 — , а шырыня — , што прыкладна ў чатыры разы больш, чым , да таго таксама выяўлены на Марсе, паблізу яго паўднёвага полюса.

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 «» 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 .

З-за нізкага ціску вада можа існаваць у вадкім стане толькі ў пяці раёнах паверхні Марса. 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».

З лютага 2009 года па цяперашні час арбітальная даследчая групоўка на арбіце Марса налічвае тры касмічных апарата: «Марс Адысей», «» і «Марсіянскі разведвальны спадарожнік». Гэта больш, чым каля любой іншай планеты, акрамя Зямлі.

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

Сабраныя марсаходамі «» 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. Паводле назіранняў з касмічнага апарата «», некаторыя часткі паўднёвай палярнай шапкі Марса паступова адступаюць.

Марс добра бачны з Зямлі простым вокам. Яго бачная зорная велічыня дасягае −2,91m (пры максімальным збліжэнні з Зямлёй), саступаючы па яркасці толькі Юпітэру (і то далёка не заўсёды падчас вялікага процістаяння) і Венеры (але толькі раніцай ці вечарам). Процістаянне Марса можна назіраць кожныя два гады. Як правіла, падчас вялікага процістаяння (гэта значыць пры супадзенні процістаяння з Зямлёй і праходжання Марсам перыгелія сваёй арбіты) аранжавы Марс з’яўляецца найбольш яркім аб’ектам зямнога начнога неба, але гэта адбываецца толькі адзін раз у 15-17 гадоў на працягу аднаго-двух тыдняў.

 Арбітальныя характарыстыкі 
Мінімальная адлегласць ад Марса да Зямлі складае  (калі Зямля знаходзіцца дакладна паміж Сонцам і Марсам), максімальная — каля  (калі Сонца знаходзіцца дакладна паміж Зямлёй і Марсам).

Сярэдняя адлегласць ад Марса да Сонца складае  (), Перыяд абароту вакол Сонца роўны 687 зямным суткам. Арбіта Марса мае даволі прыкметны эксцэнтрысітэт (0,0934), таму адлегласць да Сонца змяняецца ад 206,6 да . Нахіленне арбіты Марса роўнае 1,85°.


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.

 Фізічныя характарыстыкі 

міні|300пкс|Параўнанне памераў Зямлі (сярэдні радыус ) і Марса (сярэдні радыус )

Па лінейным памеры Марс амаль удвая меншы за Зямлю — яго экватарыяльны радыус роўны  (). Плошча паверхні Марса прыкладна роўная плошчы сушы на Зямлі.

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.

Маса планеты — 6,418 кг (11 % масы Зямлі). Паскарэнне свабоднага падзення на экватары роўнае  (0,378 зямнога); першая касмічная хуткасць складае , другая — .

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°. 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 

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

Тэмпература на планеце вагаецца ад  на полюсе зімой і да больш  на экватары апоўдні. Сярэдняя тэмпература складае −50 °C.

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,  вадзянога пару, 0,08 % чаднага газу, аксіду азоту (NO) — , неону (Ne) — , паўцяжкай вады вадарод-дэйтэрый-кіслароду (HDO) , крыптону (Kr) , ксенону (Xe) —  (склад прыведзены ў аб’ёмных долях).

Паводле дадзеных спускальнага апарата АМС «Вікінг» (1976), у марсіянскай атмасферы каля  аргону,  азоту, а  — вуглякіслы газ. Паводле дадзеных АМС «» і «Марс-3», ніжняя мяжа іанасферы знаходзіцца на вышыні , максімум электроннай канцэнтрацыі 5 электрон/см³ размешчаны на вышыні , іншыя два максімумы знаходзяцца на вышынях 85 і ..

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.

 Атмасферны ціск 
Паводле дадзеных НАСА на 2004 год, ціск атмасферы на сярэднім радыусе складае 636 Па (6,36 мбар). Шчыльнасць атмасферы ля паверхні , агульная маса атмасферы Марса .


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. Сезонныя перапады ціску, паводле розных крыніц, маюць наступныя значэнні:

 Паводле дадзеных НАСА (2004): ад 4,0 да 8,7 мбар на сярэднім радыусе;
 Паводле дадзеных Encarta (2000): ад 6 да 10 мбарMars (planet) Encarta. Microsoft, 1993—2000;
 Паводле дадзеных Zubrin і Wagner (1996): ад 7 да 10 мбарZubrin, Robert & Richard Wagner. The Case for Mars New York: Touchstone, 1996: 148.;
 Паводле дадзеных пасадачнага апарата : ад 6,9 да 9 мбар;
 Паводле дадзеных пасадачнага апарата Mars Pathfinder: ад 6,7 мбарMars Pathfinder Science Results.
У месцы пасадкі зонда АМС Марс-6 у раёне Эрытрэйскага мора быў зафіксаваны ціск каля паверхні , 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 , дзе ціск складае  (як на Зямлі на вышыні ).

мини|center|350px|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 , што вышэй за трайны пункт вады () 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.

На вяршыні найвышэйшага 27-кіламетровага вулкана Алімп ціск можа складаць ад 0,5 да Charles Cockell, Andrew R. Blaustein. Ecosystems, evolution, and ultraviolet radiation. — 2001. — 221 pages. Page 202..

Да высадкі на паверхню Марса пасадачных модуляў ціск было вымераць за кошт аслаблення радыёсігналаў з АМС , ,  і  пры іх заходзе за марсіянскі дыск —  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 БСЭ, статья «Марс».

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 , завышаны амаль у , бо не было асобна ўлічана рассейванне святла пылам, узважанай у атмасферы Марса. Уклад пылу быў прыпісаны газавай атмасферы.

 Клімат 
міні|злева|260px|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°; 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 спякотнаеКосмос. Энциклопедический путеводитель. Москва. Махаон. 2009. 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.

Паводле звестак НАСА (2004), сярэдняя тэмпература складае  (−63 °C). Паводле дадзеных пасадачных апаратаў Вікінг, сутачны тэмпературны дыяпазон складае ад  до  (от −89 до −31 °C) (Вікінг-1), а хуткасць ветру  (лета),  (восень),  (пылавы шторм).

Паводле дадзеных пасадачнага зонда , 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 .

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.

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. Доказам гэтай гіпотэзы з’яўляецца аналіз метэарыта ALH 84001, які паказаў, што каля 4 мільярдаў гадоў таму тэмпература Марса складала Космос-журнал: Вода на Марсе.

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 МарсаPollack 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. паказвае на істотны гадавы ход ціску з двума мінімумамі незадоўга перад раўнадзенствамі, што пацвярджаецца і назіраннямі па праграме «Вікінг». Аналіз дадзеных аб ціскуCazenave A., Balmino G. //Geophys. Res. Lett., 1981. — 8. — P.245. выявіў гадавы і паўгадавы цыклы. Цікава, што, як і на Зямлі, максімум паўгадавых ваганняў занальнай хуткасці ветру супадае з раўнадзенстваміКригель А. М. Полугодовые колебания в атмосферах планет.//Астрономический журн., 1986. — Том 63. — № 1. — С. 166—169.. Лікавае мадэляванне выяўляе таксама і істотны цыкл індэкса з перыядам 4-6 сутак у перыяды сонцастаяння. «Вікінгам» выяўлена падабенства цыкла індэкса на Марсе з аналагічнымі ваганнямі ў атмасферах іншых планет.

 Пылавыя буры і пыльныя віхры 

Вясенняе раставанне палярных шапак прыводзіць да рэзкага павышэння ціску атмасферы і перамяшчэнню вялікіх мас газу ў процілеглае паўшар’е. Хуткасць вятроў, якія дзьмуць пры гэтым, складае , іншы раз да . 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.


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 «» 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 выглядКосмические аппараты серии Марс-71 НПО им. С. А. Лавочкина. .

міні|centre|900px|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»Ураганы Пыльный демон.

 Паверхня 

 Асноўныя рэгіёны 

міні|300px|Шэрань на паверхні Марса (здымак марсіянскай станцыі «Вікінг-2», 18 мая 1979 года).міні|300px|Участак кратара Гусева (мазаіка здымкаў марсахода «Спірыт»).міні|300пкс|Тапаграфічная карта Марса паводле дадзеных Mars Global Surveyor (1999). Нулявы мерыдыян Марса праходзіць праз кратар .

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 —  і Вялікі Сырт.

Характар ​​цёмных участкаў да гэтага часу застаецца прадметам спрэчак. Яны захоўваюцца, нягледзячы на тое, што на Марсе бушуюць пылавыя буры. У свой час гэта служыла довадам на карысць дапушчэння, што цёмныя ўчасткі пакрытыя расліннасцю. Зараз мяркуюць, што гэта проста ўчасткі, з якіх, з прычыны іх рэльефу, лёгка выдзімаецца пыл. Буйнамаштабныя здымкі паказваюць, што на самай справе цёмныя ўчасткі складаюцца з груп цёмных палос і плям, звязаных з кратэрамі, пагоркамі і іншымі перашкодамі на шляху вятроў. Сезонныя і доўгачасовыя змены іх памеру і формы звязаныя, відаць, са зменай суадносін участкаў паверхні, пакрытых светлым і цёмным рэчывам.

Паўшар’і Марса даволі моцна адрозніваюцца па характары паверхні. У паўднёвым паўшар’і паверхня знаходзіцца на 1-2 км над сярэднім узроўнем і густа засеяная кратарамі. Гэтая частка Марса нагадвае месяцавыя мацерыкі. На поўначы большая частка паверхні знаходзіцца ніжэй сярэдняга ўзроўню, тут мала кратараў, і асноўную частку займаюць адносна гладкія раўніны, якія, імаверна, утварыліся ў выніку затаплення лавай і эрозіі. Такое адрозненне паўшар’яў застаецца прадметам дыскусій. Мяжа паміж паўшар’ямі праходзіць прыкладна па вялікім крузе, нахіленым на 30° да экватара. Мяжа шырокая, няправільная і ўтварае схіл у напрамку на поўнач. Уздоўж яе сустракаюцца самыя эрадзіраваныя ўчасткі марсіянскай паверхні.

Ёсць дзве альтэрнатыўныя гіпотэзы, якія тлумачаць асіметрыю паўшар’яў. Паводле адной з іх, на раннім геалагічным этапе літасферныя пліты «з’ехаліся» (магчыма, выпадкова) у адно паўшар’е, падобна кантыненту Пангея на Зямлі, а затым «застылі» ў гэтым становішчы. Іншая гіпотэза мяркуе сутыкненне Марса з касмічным целам памерам з Плутон.

Вялікая колькасць кратараў у паўднёвым паўшар’і паказвае, што паверхня тут старажытная —  Вылучаюць некалькі тыпаў кратараў: вялікія кратары з плоскім дном, больш дробныя і маладыя чашападобныя кратары, падобныя на месяцавыя, кратары, акружаныя валам, і ўзнёслыя кратары. Апошнія два тыпы ўнікальныя для Марса — кратары з валам ўтварыліся там, дзе па паверхні цяклі вадкія выкіды, а ўзвышаныя кратары ўтварыліся там, дзе покрыва выкідаў кратара абараніла паверхню ад ветравой эрозіі. Самай буйной дэталлю ўдарнага паходжання з’яўляецца раўніна Элада (прыкладна  у папярочніку).

У вобласці хаатычнага ландшафту паблізу мяжы паўшар’яў паверхня перанесла  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.

міні|center|920пкс|Даліны Марынер на Марсе.

У паўночным паўшар’і, акрамя шырокіх вулканічных раўнін, знаходзяцца дзве вобласці буйных вулканаў — Фарсіда і . Фарсіда — шырокая вулканічная раўніна працягласцю , якая дасягае вышыні  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 гара Алімп. Алімп дасягае  вышыні ў адносінах да яго асновы і  у адносінах да сярэдняга ўзроўню паверхні Марса, і ахоплівае плошчу  дыяметрам. Гара акружана абрывамі, якія месцамі дасягаюць  вышыні. Аб’ём Алімпа ў  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 — , гара Элізіум і купал Альбор.

Паводле іншых дадзеных, вышыня Алімпа складае  над нулявым узроўнем і  над навакольнай мясцовасцю, а дыяметр асновы — прыкладна . Аснова ахоплівае плошчу . Кальдэра (паглыбленне ў цэнтры вулкана) мае шырыню  і глыбіню .

Узвышша Фарсіда таксама перасечана мноствам тэктанічных разломаў, часта вельмі складаных і працяглых. Найбуйнейшы з іх — даліны Марынер — цягнецца ў шыротным кірунку амаль на  (чвэрць акружнасці планеты), дасягаючы шырыні 600 і глыбіні ; па памерах гэты разлом параўнальны з усходнеафрыканскім рыфтам на Зямлі. На яго стромкіх схілах адбываюцца найбуйнейшыя ў Сонечнай сістэме апоўзні. Даліны Марынер з’яўляюцца найбольшым вядомым каньёнам у Сонечнай сістэме. Каньён, які быў адкрыты касмічным апаратам «Марынер-9» ў 1971 годзе, мог бы заняць усю тэрыторыю ЗША, ад акіяна да акіяна.

 Лёд і палярныя шапкі 

міні|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 . 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 і векавой — вадзянога лёду. Паводле дадзеных са спадарожніка Марс Экспрэс, таўшчыня шапак можа складаць ад  да . 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.

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. 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 , аднак, не паказалі наяўнасці лініі хларафіла — зялёнага пігмента зямных раслін.

Па фатаграфіях  удалося вызначыць, што палярныя шапкі маюць таўшчыню ў некалькі метраў, а вымераная тэмпература  () пацвердзіла магчымасць таго, што яны складаюцца з замерзлай вуглекіслаты — «сухога лёду».

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.

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.

 Рэчышчы «рэк» і іншыя асаблівасці 



На Марсе маецца мноства геалагічных утварэнняў, якія нагадваюць водную эрозію, у прыватнасці, высахлыя рэчышчы рэк. Паводле адной з гіпотэз, гэтыя рэчышчы маглі ўтварыцца ў выніку кароткачасовых катастрафічных падзей і не з’яўляюцца доказам працяглага існавання рачной сістэмы. Аднак апошнія дадзеныя сведчаць аб тым, што рэкі цяклі на працягу геалагічна значных прамежкаў часу. У прыватнасці, выяўленыя інвертаваныя рэчышчы (гэта значыць рэчышчы, прыўзнятыя над навакольнай мясцовасцю). На Зямлі падобныя ўтварэнні фарміруюцца дзякуючы доўгаму назапашванню шчыльных донных адкладаў з наступным высыханнем і выветрываннем навакольных парод. Акрамя таго, ёсць сведчанні зрушэння рэчышчаў у дэльце ракі пры паступовым узняцці паверхні.

У паўднёва-заходнім паўшар’і, у кратары Эберсвальдэ выяўлена дэльта ракі плошчай каля «Mars Express сфотографировал дельту в кратере Эберсвальде» — Лента.ru (05.09.2011). Рака мела ў даўжыню больш за Снимок кратеров Эберсвальде, Холден и русла реки.

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 ЗурэкНАСА: на снимках с Марса видны очертания водных потоков. Русская служба BBC — наука, 05 августа 2011..

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«„Кьюриосити“ обнаружил на Марсе русло пересохшего ручья». — Лента.ру.

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 , а асветленая частка сценкі сыходзіць у глыбіню не менш чым на . Выказана гіпотэза аб вулканічным паходжанні гэтых утварэнняў.

На Марсе маецца незвычайны рэгіён — , 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 

міні|left|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).

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. «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. Таксама, паводле яго слоў, гэты шчолачны тып грунту многія могуць сустрэць на «сваім заднім двары», і ён цалкам прыдатны для вырошчвання спаржы.

У месцы пасадкі апарата ў глебе маецца таксама значная колькасць вадзянога лёду. Арбітальны зонд «Марс Адысей» таксама знайшоў, што пад паверхняй чырвонай планеты ёсць паклады вадзянога лёду. 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.

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  па вазе.

 Геалогія і ўнутраная будова 

У мінулым на Марсе, як і на Зямлі адбываўся рух літасферных пліт. Гэта пацвярджаецца асаблівасцямі магнітнага поля Марса, месцамі размяшчэння некаторых вулканаў, напрыклад, у правінцыі Фарсіда, а таксама формай даліны Марынер. 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. Магчыма, на планеце ёсць слабая тэктанічная актыўнасць, якая прыводзіць да ўтварэння назіраных з арбіты спадзістых каньёнаўКосмос-журнал: Тектонические плиты Марса..

міні|center|920пкс|Параўнанне будовы Марса і іншых планет зямной групы.

Сучасныя мадэлі ўнутранай будовы Марса мяркуюць, што Марс складаецца з кары з сярэдняй таўшчынёй  (максімальная ацэнка — не больш за ), сілікатнай мантыі і ядра радыусам -. Шчыльнасць у цэнтры планеты павінна дасягаць . Ядро часткова вадкае і складаецца ў асноўным з жалеза з прымессю  (па масе) серы, 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. 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 —  ( на Зямлі). Характар ​​рэльефу і іншыя прыкметы дазваляюць дапусціць наяўнасць астэнасферы, складзенай з зон часткова расплаўленага рэчыва. Для некаторых раёнаў Марса складзена падрабязная геалагічная карта.
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.

 Магнітнае поле 
У Марса было зафіксавана слабае магнітнае поле.

Паводле паказанняў магнетаметраў станцый Марс-2 і Марс-3, напружанасць магнітнага поля на экватары складае каля 60 гам, на полюсе , што ў  слабей за зямное. Паводле дадзеных АМС Марс-5, напружанасць магнітнага поля на экватары складала , а магнітны момант планетарнага дыполя — .


Магнітнае поле Марса вельмі няўстойлівае, у розных месцах планеты яго напружанасць можа адрознівацца ад 1,5 да , 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, назіранні паказалі, што часткі планетнай кары намагнічаныя і што назіралася змена магнітных полюсаў гэтых частак у мінулым. Намагнічанасць дадзеных частак аказалася падобнай на  ў сусветным акіянеDouglas Isbell, Bill Steigerwald. Magnetic stripes preserve record of ancient Mars. Mars Global Surveyor MAG/ER Press Release: 99-56 // NASA.

Паводле адной тэорыі, апублікаванай у 1999 годзе і пераправеранай у 2005 годзе (з дапамогай беспілотнай станцыі «Марс Глобал Сэрвеёр»), гэтыя палосы дэманструюць тэктоніку пліт  гадоў назад — да таго, як дынама-машына планеты спыніла выконваць сваю функцыю, што паслужыла прычынай рэзкага аслаблення магнітнага поля. Прычыны такога рэзкага аслаблення няясныя. Існуе здагадка, што функцыянаванне дынама-машыны  гадоў назад тлумачыцца наяўнасцю астэроіда, які круціўся на адлегласці  кіламетраў вакол Марса і выклікаў нестабільнасць у яго ядры. Затым астэроід знізіўся да мяжы Роша і разбурыўся. Тым не менш, гэтае тлумачэнне само змяшчае няясныя моманты і аспрэчваецца ў навуковай супольнасці.

міні|250px|Глабальная мазаіка са 102 здымкаў, атрыманых штучным спадарожнікам Марса «» 22 лютага 1980 г.

 Геалагічная гісторыя 
Паводле адной з гіпотэз, у далёкім мінулым у выніку сутыкнення з буйным нябесным целам кручэнне ядра спыніласяРетроградный астероид мог вызвать магнитное поле Марса , 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  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:

 «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  (названая ў гонар «Ноевай зямлі», раёна Марса): фарміраванне найбольш старой паверхні Марса, якая захавалася да нашых дзён. Працягвалася ў перыяд  —  назад. У гэтую эпоху паверхня была зрубцавана шматлікімі ўдарнымі кратарамі. Плато правінцыі Фарсіда было, імаверна, сфарміравана ў гэты перыяд з інтэнсіўным абцяканнем вадой пазней.
 : ад  гадоў назад да  гадоў таму. Гэтая эпоха адзначана ўтварэннем велізарных лававых палёў.
  (названая ў гонар «амазонскіх раўнін» на Марсе): ад  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 

міні|Праходжанне Фобаса па дыску Сонца. Здымкі «Апарцьюніці»
міні|200px|Фобас, зняты 23 сакавіка 2008 года спадарожнікам Mars Reconnaissance Orbiterміні|200px|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  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.

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. 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 () некалькі большы чым Дэймас (). Паверхня Дэймас выглядае значна больш гладкай за кошт таго, што большасць кратараў пакрыта тонказярністым рэчывам. Відавочна, на Фобасе, больш блізкім да планеты і больш масіўным, рэчыва, выкінутае пры ўдарах метэарытаў, альбо наносіла паўторныя ўдары па паверхні, альбо падала на Марс, у той час як на Дэймасе яно доўгі час заставалася на арбіце вакол спадарожніка, паступова асядаючы і хаваючы няроўнасці рэльефу.

 Жыццё 

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

Назіранні Скіяпарэлі так званых каналаў, у спалучэнні з кнігай  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.

мини|center|500px|Карта Марса Скіяпарэлі, 1890 г.
мини|center|500px|, намаляваныя астраномам П. Лоуэлам, 1898 г.

Іншыя шматлікія назіранні і аб’явы вядомых асоб спарадзілі вакол гэтай тэмы так званую «марсіянскую ліхаманку» («Mars Fever»). 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.

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. 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».

 Фактычныя дадзеныя 
Навуковыя гіпотэзы аб існаванні жыцця на Марсе ў мінулым існуюць даўно. Паводле вынікаў назіранняў з Зямлі і дадзеных касмічнага апарата «Марс Экспрэс» у атмасферы Марса знойдзены метан.


Ва ўмовах Марса гэты газ даволі хутка раскладаецца, таму павінна існаваць пастаянная крыніца яго папаўнення. Такой крыніцай можа быць альбо геалагічная актыўнасць (але дзейныя вулканы на Марсе не выяўлены), альбо жыццядзейнасць бактэрый. Цікава, што ў некаторых метэарытах марсіянскага паходжання выяўленыя ўтварэнні, якія па форме нагадваюць найпрасцейшыя бактэрыі, хоць яны і саступаюць драбнюткім зямным арганізмам па памерах. Адным з такіх метэарытаў з’яўляецца ALH84001, знойдзены ў Антарктыдзе ў 1984 годзе.

міні|ALH84001 пад мікраскопам.

Галоўныя адкрыцці зробленыя марсаходам «Curiosity». У снежні 2012 года былі атрыманы дадзеныя аб наяўнасці на Марсе арганічных рэчываў, а таксама . Тыя ж даследаванні паказалі наяўнасць вадзяной пары ў нагрэтых узорах грунту. Цікавым фактам з’яўляецца тое, што «Curiosity» на Марсе прызямліўся на дно высахлага возераМарс перепроверяют на наличие органики.

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». 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. Тэсты, праведзеныя ў рамках праграмы «Фенікс», паказалі, што глеба мае вельмі шчолачны pH і ўтрымлівае магній, натрый, калій і хларыды. Пажыўных рэчываў у глебе дастаткова для падтрымання жыцця, аднак жыццёвыя формы павінны мець абарону ад інтэнсіўнага ультрафіялетавага святла.

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. 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.

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.


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

 Астранамічныя назіранні з паверхні Марса 
Пасля пасадак аўтаматычных апаратаў на паверхню Марса з’явілася магчымасць весці астранамічныя назіранні непасрэдна з паверхні планеты. З прычыны астранамічнага становішча Марса ў Сонечнай сістэме, характарыстык атмасферы, перыяду абароту Марса і яго спадарожнікаў карціна начнога неба Марса (і астранамічных з’яў, назіраных з планеты) адрозніваецца ад зямной і шмат у чым уяўляецца незвычайнай і цікавай.

 Нябесная сфера 
Паўночны полюс на Марсе, з прычыны нахілу восі планеты, знаходзіцца ў сузор’і Лебедзя (экватарыяльныя каардынаты: прамое ўзыходжанне , скланенне  і не адзначаны яркай зоркай: бліжэйшая да полюса — цьмяная зорка шостай велічыні  (іншыя яе абазначэнні — HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Паўднёвы полюс свету (каардынаты  і ) 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, а ў непасрэднай блізкасці да дыска Сонца — ад блакітнага да фіялетавага, тады як карціна зямных світанкаў выглядае цалкам наадварот.

Апоўдні неба Марса жоўта-аранжавае. Прычына такіх адрозненняў ад каляровай гамы зямнога неба — уласцівасці тонкай, разрэджанай атмасферы Марса, якая змяшчае ўзважаны пыл. На Марсе  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).

 Сонца і планеты 
Пры назіранні з Марса Сонца выглядае меншым, чым з Зямлі, і яго вуглавы памер складае  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.

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. 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.

 Гісторыя вывучэння 

 Даследаванне Марса класічнымі метадамі астраноміі 

Першыя назіранні Марса праводзіліся да вынаходства тэлескопа. Гэта былі пазіцыйныя назіранні з мэтай вызначэння становішчаў планеты ў адносінах да зорак. Існаванне Марса як блукаючага аб’екта ў начным небе было пісьмова засведчана старажытнаегіпецкімі астраномамі ў 1534 годзе да н. э. Імі ж быў устаноўлены рэтраградны рух планеты і разлічана траекторыя руху разам з пунктам, дзе планета мяняе свой ​​рух адносна Зямлі з прамога на рэтраградны

У вавілонскай планетарнай тэорыі былі ўпершыню атрыманы часавыя вымярэнні планетарнага руху Марса і удакладнена становішча планеты на начным небеNorth, John David (2008). Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology . University of Chicago Press. pp. 48-52. ISBN 0-226-59441-6 .Swerdlow, Noel M. (1998). The Babylonian theory of the planets . Princeton University Press. pp. 34-72. ISBN 0-691-01196-6 .. 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 СыртSheehan, William (1996). «Chapter 2: Pioneers». The Planet Mars: A History of Observation and Discovery. Tucson: University of Arizona. Retrieved 2010-01-16 ..

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 полюсеRabkin, Eric S. (2005). Mars: a tour of the human imagination. — Greenwood. — Pp. 60-61. ISBN 0-275-98719-1 ..

У 1888 годзе Джавані Скіяпарэлі даў першыя імёны асобных дэталей паверхні: мора Афрадыты, Эрытрэйскае, Адрыятычнае, Кімерыйскае; азёры Сонца, Месяцавае і Фенікс.

Росквіт тэлескапічных назіранняў Марса прыйшоўся на канец XIX — сярэдзіну XX стагоддзя. Шмат у чым ён абумоўлены грамадскай цікавасцю і вядомымі навуковымі спрэчкамі вакол марсіянскіх каналаў. Сярод астраномаў дакасмічнай эры, якія праводзілі тэлескапічныя назіранні Марса ў гэты перыяд, найбольш вядомыя Скіяпарэлі, Персільваль Лоуэл, Слайфер, Антаніядзі, Барнард, Жары-Делож, Л. Эддзі, Ціхаў, Вакулёр. Іменна гэтыя навукоўцы заклалі асновы арэяграфіі і склалі першыя падрабязныя карты паверхні Марса (хоць карты і аказаліся амаль поўнасцю няправільнымі, што высветлілася пасля палётаў да Марса аўтаматычных зондаў).

 Вывучэнне з дапамогай арбітальных тэлескопаў 

Для сістэматычнага даследавання Марса былі выкарыстаны 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 ЗямліBell, J.; et al. (July 5, 2001). «Hubble Captures Best View of Mars Ever Obtained From Earth». HubbleSite . NASA . Retrieved 2010-02-27 .. КТХ можа стварыць выявы паўшар’яў, што дазваляе прамадэляваць умовы сістэмы. Наземныя тэлескопы, абсталяваныя , могуць зрабіць фотавыявы Марса высокай выразнасці, што дазваляе ў супрацьстаянні рэгулярна праводзіць маніторынг планетнага надвор’я.

Рэнтгенаўскае выпраменьванне з Марса, упершыню выяўленае астраномамі ў 2001 годзе з дапамогай , 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.

 Даследаванне Марса касмічнымі апаратамі 

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, у ультрафіялетавым і субміліметровым дыяпазонах — для даследавання саставу атмасферы, у радыёдыяпазоне — для вымярэння хуткасці ветру.

 Савецкая праграма 
Савецкія даследаванні Марса ўключалі ў сябе праграму «Марс», у рамках якой з 1962 па 1973 год былі запушчаны аўтаматычныя міжпланетныя станцыі чатырох пакаленняў для даследавання планеты Марс і каляпланетнай прасторы. Першыя АМС («», «») 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 часуЕжегодник БСЭ за 1974, 1975 гг. (фрагменты). 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. Асноўная задача — дастаўка на паверхню Фобаса спушчальных апаратаў (ПрОП-Ф і ДАС) для вывучэння спадарожніка Марса — засталася нявыкананай. Аднак, нягледзячы на страту сувязі з абодвума КА, даследаванні Марса, Фобаса і калямарсіянскай прасторы, выкананыя на працягу 57 дзён на этапе арбітальнага руху «Фобаса-2» вакол Марса, дазволілі атрымаць новыя навуковыя вынікі аб цеплавых характарыстыках Фобаса, плазменным асяроддзі Марса, узаемадзеянні яго з сонечным ветрам.

 Амерыканская праграма 

У 1964 годзе ў ЗША быў ажыццёўлены першы ўдалы запуск да Марса ў рамках праграмы «Марынер». «Марынер-4» ажыццявіў першае даследаванне з пралётных траекторыі і зрабіў першыя здымкі паверхні. «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. 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. Працягласць працы АМС «Вікінг» планавалася ў 90 дзён пасля мяккай пасадкі, але кожны апарат прапрацаваў значна даўжэй гэтага тэрміну.

 Кітайская праграмма 
Першая кітайская праграма па даследаванні Марса «Цяньвэнь-1», якая складаецца з арбітальнага і спускальнага апарата, а таксама шасціколавага марсахода «Чжужун», была запушчана ў 2020 годзе і дасягнула Марса ў 2021 годзе. Асноўнай задачай праекта было глабальнае абследаванне Марса з арбітальнага апарата і дэталёвае вывучэнне раўніны Утопія з дапамогай марсахода, якія ўключаюць вывучэнне марфалогіі і геалагічнай структуры планеты, вывучэнне характарыстык павярхоўнага пласта і размеркавання вадзянога лёду ў ім, аналіз складу матэрыялаў паверхні, вымярэнне параметраў іанасферы планеты, электрамагнітнага і гравітацыйнага палёў а таксама атрыманне інфармацыі аб клімаце Марса. Марсаход "Чжужун" прапрацаваў на паверхні планеты з мая 2021 года па май 2022 года. Аднак пасля марсіянскай зімы не здолеў аднавіць працу з-за запыленасці сонечных батарэй. Па стане на 2024 год арбітальны апарат актыўны і працягвае даследаванні Чырвонай планеты. 

На 2028 год запланаваны запуск другой кітайскай місіі да Марса «Цяньвэнь-3», у рамках якой плануецца даставіць узоры марсіянскіх парод на зямлю

 Дзеючыя штучныя спадарожнікі 
Станам на 2014 год на арбітах штучных спадарожнікаў Марса знаходзяцца некалькі рабочых АМС:
  «Марс Адысей» (з 24 кастрычніка 2001 года)
  «Марс-экспрэс» (з 25 снежня 2003 года)
  «Марсіянскі разведвальны спадарожнік» (з 10 сакавіка 2006 года)
  «MAVEN» (з 21/22 верасня 2014 года)http://www.vesti.ru/doc.html?id=1989151http://www.dialog.ua/news/19572_1411355307
  «Mangalyaan» (з 24 верасня 2014 года)http://lenta.ru/news/2014/09/24/mars/
На паверхні планеты працуюць марсаходы
  «Апорцьюніці» (з 25 студзеня 2004 года)
  «К’юрыёсіці (Mars Science Laboratory)» (з 6 жніўня 2012 года)

 У культуры 

Да стварэння фантастычных твораў пра Марс пісьменнікаў падштурхоўвалі дыскусіі навукоўцаў пра магчымасць таго, што на паверхні Марса існуе не проста жыццё, а развітая цывілізацыя. Гэтая дыскусія пачалася ў канцы XIX стагоддзя. 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. 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 . 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.

У астралогіі Марс з’яўляецца планетай, якая кіруе Авенам, знакам задыяка. Таксама, да адкрыцця Плутона, лічылася, што Марс кіруе Скарпіёнам. Марс асацыюецца з такімі якасцямі, як самасцвярджэнне, агрэсія, сексуальнасць, энергічнасць і імпульсіўнасць. Марс, на думку астролагаў, кіруе спортам, спаборніцтвамі і фізічнай актыўнасцю ў цэлым. У медыцынскай астралогіі Марс адказвае за стан палавых органаў, наднырачнікаў.

 У антычнай міфалогіі 


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» ( — 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. 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. У іудзейскай міфалогіі з Марсам асацыюецца архангел Гаўрыіл.

 Гл. таксама 
 Іанасфера Марса
 Гідрасфера Марса
 Кідонія

 Крыніцы 

 Літаратура 










 Спасылкі 

 Статьи о геоморфологии Марса. 
 Ж. Ф. Родионова, Ю. А. Илюхина. Новая карта рельефа Марса «Земля и Вселенная» № 2/2005 — гипсометрическая карта полушарий Марса, таблицы латинских и русских терминов и названий форм рельефа Марса.
 Карта Марса масштаба 1:20 000 000 с названиями на русском языке, составлена МИИГАиК в 1982 году

 Карта Google Mars (с указанием гор, кратеров, областей, мест посадки КА); см. также карты http://ltpwww.gsfc.nasa.gov/tharsis/Mars_topography_from_MOLA/ , http://www.astrolab.ru/cgi-bin/manager2.cgi?id=31&num=358 , http://ralphaeschliman.com/mars/mlassm2.pdf  и геологическую карту Марса
 Некоторые впечатляющие открытия на Марсе с 2004 по 2008 год: 7 стр. фотографий со станции Mars Express, с комментариями
 Виртуальный тур по Марсу  — 3D-тур по Марсу. Фото предоставлено NASA марсоходами PathFinder и Opportunity в 1997 и 2001 годах
 Mars Exploration Rover Mission Домашняя страница миссии марсианских исследовательских роверов
 В. Н. Жарков, В. И. Мороз. Почему Марс? «Природа» № 6, 2000
 Сурдин В. Г. Величайшее противостояние Марса  «Природа» № 8, 2003
 Владимир Сурдин. Нужно ли человеку лететь на Марс?
 Георгий Бурба. Поиск на планете Аэлиты 
 Всё о планете Марс / Марсианский портал # X-Mars 
 Марсиада — полёт на Марс 
 Марсоход «Кьюриoсити» нашел воду в марсианской почве 
 Миссия зонда Phoenix на сайте NASA 
 «Марсотрясения: Жизненно важные сдвиги» 
 Наблюдения за Марсом 
 Есть ли жизнь на Марсе? 02.02.2008 Телестудия Роскосмоса
 Марс, Красная планета 18.02.2012 Телестудия Роскосмоса
 Впервые получены прямые доказательства существования молний на Марсе 
 Астробиология 2010: метеорит с Марса содержит древние окаменелости
 Полноцветные фотографии Марса, сделанные камерой высокого разрешения HiRISE, исследовательского аппарата Orbiter
 20 фотографий Марса высокой четкости (марсоход Curiosity)
 Лекция «Удивительный Марс» 23.01.2013, лектор Сурдин В. Г. (видео, лекция в Московском планетарии)

Катэгорыя:Планеты Сонечнай сістэмы
Катэгорыя:Вікіпедыя:Істотныя артыкулы