Книга: Солнечная система (Астрономия и астрофизика)

Орбита, масса, период вращения и физические условия на Марсе

Марс стал первой из планет (после Земли), получившей искусственные спутники. Космические зонды засняли всю его поверхность. Это результаты миссий «Маринер-9» (1971), «Марс-4 и -5» (1974), «Викинг-1 и -2» (1976), «Марс Глобал Сервейер» (1997), «Пасфайндер» (1997), «Марс Одиссей» (2001) «Марс Экспресс» (2004) и «Марс Риконисэнс Орбитер» (2006).

На космических снимках Марс предстает диском оранжевого цвета, на котором хорошо заметны несколько типов крупных деталей: протяженные оранжевые области, за которыми долго сохранялось название «пустыни», более темный экваториальный пояс, белые полярные шапки, многочисленные кратеры и особые геологические образования. Как правило, поверхность хорошо видна сквозь очень разреженную атмосферу, в которой появляются облака — легкие белые, голубые и более плотные желтые (пылевые).

Марс вдвое меньше Земли, но вдвое больше Луны: его средний диаметр 6775 км. Его масса в 10 раз меньше земной, а ускорение свободного падения у поверхности такое же, как на Меркурии, или 38% земного. Средняя плотность Марса в 1,4 раза меньше, чем у Земли.

Из внешних планет Марс наиболее близок к Земле. Продолжительность его солнечных суток, для которых придумано особое название «сол» мало отличается от земных: 1Sol=24ч. 39,5мин. Каждые 780 дней Марс сближается с Землей на расстояние от 55 до 102 млн. км. Эти сближения называются противостояниями. Если расстояние при сближении не превышает 60 млн. км., противостояние называют великим. Диаметр диска Марса в это время достигает 25". Но с великими противостояниями часто совпадают глобальные пылевые бури, резко ухудшающие видимость. Разумеется, не сближения с Землей служат причиной пылевой бури. Дело в том, что великими противостояния становятся в том случае, когда Земля встречается с Марсом в районе перигелия его довольно эксцентричной орбиты; эта же причина увеличивает поток солнечного тепла, вызывающего песчаные бури. Большая полуось орбиты Марса составляет 228 млн. км., а из-за эксцентриситета (0,093) действительное расстояние до Солнца может быть больше или меньше на 21 млн. км. Из-за этого поток тепла, получаемого планетой от Солнца, в течение марсианского года изменяется в 1,45 раза.

Подобно другим планетам Марс обращается вокруг Солнца против хода часовой стрелки (и вращается в том же направлении), если смотреть с северного полюса эклиптики. Точка полюса мира для Марса находится примерно в 10° от звезды Денеб в созвездии Лебедя, через который проходит Млечный Путь. Поэтому его полоса служит своеобразной часовой стрелкой на небе, показывающей звездное время. Марсианский год продолжается 687 юлианских суток или 669 Sol (марсианских суток). Подобно земной, плоскость экватора Марса заметно наклонена к плоскости орбиты (25°, у Земли 23,4°). В сочетании с вытянутостью орбиты это приводит к неодинаковой длительности времен года в северном и южном полушариях планеты (лето в северном полушарии длится 177 сут., зима — 156 сут.; в южном, естественно, наоборот). Короткое лето в южном полушарии в среднем на 20°С теплее, чем продолжительное лето северного полушария.

На единицу поверхности Марса приходится в среднем только 43% от потока солнечной энергии, получаемой Землей. И хотя марсианская поверхность лучше поглощает излучение, чем земная, средняя температура верхнего слоя грунта на Марсе в полдень в период летнего солнцестояния на северном тропике обычно не превышает 250—260 К (от —10 до —20°С), а максимальная в 14 ч. достигает 268 К (около —5°С). Это знойный летний полдень по марсианским меркам. Лишь в районах с самой темной поверхностью в экваториальной части планеты тонкий верхний слой грунта может после полудня иметь температуру около 0°С или чуть выше.

Температура атмосферы Марса всегда останется низкой. Среднегодовая температура на широте тропика близка к 230 К (—43°С), а минимальная составляет 180 К (—90°С) и ниже. На широте 55° зимняя температура может падать до 150 К. Большие перепады температуры в течение суток связаны с разреженностью атмосферы Марса. Даже в тропиках уже на небольшой глубине грунта, около 25 см., температура близка к 215 К (—60°С), постоянна в течение суток и мало меняется с временами года. Средняя температура на планете также близка к этому значению. Самая низкая температура была зарегистрирована над зимней полярной шапкой. Минимальные температуры на Марсе не могут быть ниже 148 К: при этой температуре конденсируется углекислый газ атмосферы, что предотвращает дальнейшее понижение температуры. Если пренебречь этими минимальными значениями, то можно говорить о сходстве температуры на Марсе с зимней Антарктидой.

Оттенки от розового до кирпично-красного характерны для всей поверхности Марса. Лимб на снимках не совсем четкий, как и должно быть у планеты, имеющей атмосферу. Так же, как у Венеры, атмосфера Марса на 95% состоит из углекислого газа, но чрезвычайно разрежена. Среднее давление у поверхности составляет 6,1 мбар. Это в 15000 раз меньше, чем на Венере, и в 160 раз меньше, чем у поверхности Земли. Принятое ныне значение 6,1 мбар соответствует некоторой условной поверхности, так как для Марса такой удобной точки отсчета, как «уровень моря», не существует. В глубоких низинах давление достигает 10—12 мбар, а на некоторых горных вершинах менее 1 мбар. С высотой температура в атмосфере быстро падает. На высоте около 50 км., а зимой и ниже, она бывает настолько низкой, что начинает замерзать сам углекислый газ атмосферы. Голубые облака, наблюдаемые иногда в районе полюса и терминатора, состоят из кристаллов замерзшей углекислоты.

В атмосфере Марса содержится 2,5% азота, 1,6% аргона, 0,1—0,4% кислорода, угарный газ (0,06%) и малые количества благородных газов — неон, криптон, ксенон. Но главная составляющая, как уже говорилось, — углекислый газ (95%). Облака земного типа (из водяных капель) на Марсе бывают редко. Атмосфера очень сухая. В самых безводных районах Земли в атмосфере в сотни раз больше водяного пара. В среднем его концентрация в атмосфере Марса близка к 0,05%. Тем не менее, в низинах, таких, как глубокий каньон долины Маринера, часто наблюдается туман.

В январе 1972 г. случай представил первым земным зондам исключительную возможность детально исследовать пылевую бурю на Марсе. Оказалось, что она бушует 50—100 сут. Верхняя граница пылевых облаков проходит на уровне 7—15 км. над поверхностью планеты, а средние размеры частиц составляли 1—10 мкм. в начале бури и около 1 мкм. в ее конце. Было подсчитано, что разреженная атмосфера Марса в бурю поднимает и удерживает количество пыли, превышающее 1 млрд. т. Наблюдения показали, что активная фаза бури развивалась несколько раз.

Одно из интересных явлений, связанных с бурей, это «антипарниковый» эффект. В отличие от Венеры и Земли марсианские пылевые облака непрозрачны для приходящего и прозрачны для уходящего излучений, что вызывает выстуживание поверхности планеты. Поэтому во время глобальной пылевой бури температура поверхности падает, а атмосфера быстро разогревается.