Марс

Визначення і загальна характеристика

МАРС — четверта за віддаленістю від Сонця планета Сонячної системи. Названа на честь давньоримського бога війни Марса. Планета обертається навколо Сонця по орбіті з великою піввіссю 1,524 астрономічних одиниць та ексцентриситетом e = 0,093377. Якщо протистояння припадає на перигелій, то відстань між М. і Землею буде найменшою (56 млн км), і таке протистояння називають великим. За афелійного протистояння відстань сягає 100 млн км. Під час великого протистояння кутовий діаметр планети становить бл. 25^″, а афелійного — 14^″. Тривалість року (сидеричного періоду) складає 686,98 земних діб. Синодичний період, тобто інтервал часу між двома послідовними протистояннями, в середньому дорівнює 780 земних діб. Кожне наступне протистояння настає приблизно на [780 — (365,256 × 2)] # 50 діб пізніше від попереднього. Тому середній інтервал між двома найближчими великими протистояннями становить 780/50#16 земних років. У дійсності, внаслідок великого ексцентриситету, синодичний період може відрізнятися від середнього до 20 діб; це зумовлює коливання періодичності великих протистоянь у межах 15–17 земних років. Під дією збурень, зумовлених іншими планетами, орбітальний рух М. не є точно еліптичним.

На поверхні М. при наземних спостереженнях видно світлі (материки) та темні (моря) деталі, за якими визначено період його обертання навколо осі (24^h37^m22,6679^s ± 0,0026^s). Це значення фактично збіглося з визначеним за доплерівським зміщенням частоти радіосигналу посадочних зондів космічних апаратів «Вікінг-1» і «Вікінг-2» (24^h37^m22,663^s ± 0,004^s). Обертання М. є прямим (проти годинникової стрілки для спостерігача, який знаходиться на пн. полюсі). Кут нахилу площин екватора та орбіти близький до земного (23,45°). Аналіз результатів експериментів з радіозатемнення космічного апарата «Маринер-9» показав, що поверхню твердого тіла М. можна описати тривісним параболоїдом. Еквіпотенціальну поверхню, яка відповідає умовно вибраному рівню з тиском 6,1 мбар, задають значеннями осей: А = 3396,67 км, В = 3395,23 км і С = 3377,22 км. Середньоквадратична похибка 1,63 км. Маса планети 0,1074460 ± 0,0000003 маси Землі, середня густина 3,95 г/см³, прискорення сили тяжіння 3,746 м/с². За даними космічного апарата «Марс-2» на планеті зареєстроване дуже слабке магнітне поле з магнітним моментом у межах 2,5 — 3,1 × 10¹⁸ Тл/см³. Космічний апарат «Марс Глобал Сервейєр» виявив, що воно не дипольне і складається з локальних джерел; найсильніші з них мають індукцію бл. 0,015 × 10^–4 Тл і знаходяться у південній півкулі; вони є своєрідними магнітними смугами, що простягаються зі Сходу на Захід. До того ж, сусідні смуги можуть бути намагнічені в протилежному напрямку. Щодо їхньої природи існує гіпотеза, згідно з якою магнітне поле або генерується сучасними процесами в рідкому ядрі, або ж є залишком давнього поля.

Італійський астроном 2-ї пол. 19 — поч. 20 ст. Дж.-В. Скіапарелі запропонував систему деталей поверхні, номенклатуру яких 1958 затвердив Міжнародний астрономічний союз. Поряд зі світлими та темними деталями на диску М. він виявив і нарисував сітку прямолінійних утворень — канали. Оскільки за переданими космічними апаратами «Маринер-4, -6, -7» зображеннями були побудовані значно детальніші карти, то 1973 Міжнародний астрономічний союз уклав нову номенклатуру. Поверхню розділили на 30 обмежених паралелями та меридіанами р-нів, кожному з яких дали назву класичної альбедо деталі в цьому районі та скорочений шифр із 3-х літер, з яких починаються назви всіх кратерів цього району. Кратери з діаметром понад 20 км (бл. 6000) позначили 2-ма літерами — від Аа до Zz. Першу літеру поставили відповідно до збільшення довготи зі Сходу на Захід, другу — за порядком збільшення широти з Півдня на Північ. У районах з максимально високою щільністю кратерів використали трилітерні позначення. Великі кратери (бл. 180) з діаметром переважно понад 100 км назвали іменами науковців, які зробили значний внесок у вивчення М. чи Сонячної системи. Інші топографічні деталі об’єднали у 13 класів. Для 12-ти з них використали здебільшого назви розташованих поряд крупних класичних альбедо деталей (напр., Olympus Mons — гора Олімп). Виняток становлять хвилясті канави, назви яких є назвами планети М. на різних неіндоєвропейських мовах. Нижче наводять визначення деяких із цих класів: Catena — ланцюжок кратерів; Chasma — каньйон; Dorsum (Dorsa) — хребет (хребти); Fossa (Fossae) — вузькі депресії великої протяжності, які зазвичай трапляються групами; Labyrіntus — група долин, які перетинаються; Mensa (Mensae) — плоскогір’я з крутими схилами; Mons (Mon­­tes) — гора; Patera — кратер неправильної форми або група таких кратерів; Planatіa — понижена рівнина. Приблизно вздовж шир. –5° на кілька тисяч кілометрів через підвищення Тарсіс простягається система гігантських рифтових долин Маринера, які подібні до земних каньйонів тектонічного походження. Крім материків і морів у полярних районах виявлені дуже світлі плями, потужність яких змінюється в часі, — полярні шапки. Космічний апарат «Марс Глобал Сервейєр» здійснив найґрунтовнішу лазерну локацію поверхні, виконав бл. 30 млн вимірювань висоти із середньою похибкою 13 м, на рівнинах — до 2 м. Це дозволило побудувати топографічну карту обох півкуль. Ретельні вимірювання показали, що західна півкуля у середньому дещо вища, ніж східна; зайняті рівнинами площі в них майже однакові. Панорами з місця посадки зондів показали, що поверхневий шар вкрито каменями різної форми, серед яких особливо вражаючими є фактично сферичні котуни — бейди.

Марсіанські кратери умовно поділили на вулканічні й ударні (метеоритні), за віком — на старі та молоді. Майже половина поверхні вкрита старими кратерами, друга половина — молодими кратерами та рівнинними відкладеннями. Низинні світлі рівнини Еллада та Аргір, які розташовані в середині гігантських кільцевих структур, характеризуються мінімальною густиною кратерів. Метеоритні та вулканічні кратери мають дещо різну форму. Ударні майже круглі, мають кільцевий вал з характерною структурою (внутрішні і зовнішні тераси) та, залежно від розміру, можуть мати ще й центральну гірку (великі кратери) і внутрішній вал (надзвичайно великі). Вулканічні кратери часто розміщені на вершині куполоподібних підвищень, мають гладкий край, а їхня поверхня вкрита лавовими потоками та канавами; вони є й на вершинах найвищих 4-х гір (Олімп, Арсія, Павлин і Аскрея). Великі кратери переважно вкриті дрібнішими, але зовсім мало знайдено свіжих великих кратерів з добре розвинутим полем викинутого матеріалу і променевими системами. У більшості з них поле викиду помітно зруйноване, або засипане пізнішими насипами. Характерна властивість молодих — наявність навколо них шару викидів і низьких гребенів на їхньому зовнішньому краї. На 6 типів розділено 1558 молодих кратерів. До 1-го віднесено кратери з діаметром менше 10 км з одним валом, до 2-го — дещо більші за розміром, але з двома валами, для 3-го характерна наявність у їхньому оточенні маленьких кратерів, для 4-го — радіальна текстурована структура зовнішнього валу і розмір у межах 10–30 км. Кратери з діаметром менше 10 км не показують такої структури, тоді як кратери з діаметром більше 30 км мають значно складнішу структуру і віднесені до 5-го типу. До 6-го типу віднесені так звані млинцеподібні кратери, що мають зазвичай діаметр менший, ніж 5 км. На молодих лавових потоках виявлено втричі більше вторинних кратерів, ніж на рівнинних чи гірських місцевостях, та в 10 разів більше, ніж на старих ділянках поверхні. Кратери практично всіх типів не показують залежності їхньої кількості від широти. Винятком є млинцеподібні кратери, які переважно є на широті понад 40° в обох півкулях.

Вулкани М. розділяють на щитові й провальні кальдери, патери. Схили щитових вулканів порізані радіальними системами лавових потоків, каналів і гряд шириною в кілька кілометрів і завдовжки в сотні. Патери мають незначний нахил зубчатих граней на кальдерах; у багатьох з них існують радіальні канали на схилі. Поблизу Арабіа Терра є схожі на гідротермальні джерела горби, які мають невелику висоту й еліптичну форму. На зображеннях вулканічного плато Фарсіда з космічного апарата «Марс Одіссей» виявлено 7 темних провалів на схилах одного з 4-х найвищих у Сонячній системі вулканів Арсія. Вони отримали назву семи сестер-джинів (Дена, Хлоя, Венді, Ені, Еббі, Ніккі і Джінн) і мають діаметри в межах 100–252 м. Уважають, що це глибокі колодязі, або входи у глибокі печери під поверхнею; тобто вони є провалами у стелі величезних підземних печер. На отриманих космічним апаратом «Марс Глобал Сервейєр» зображеннях були виявлені форми рельєфу, які назвали піраміда і сфінкс. Склад ґрунту в місці посадки зондів космічних апаратів «Вікінг-1» і «Вікінг-2» (у %): SіO₂ — 42,8–44,7 ± 5,3; Al₂O₃ — 5,5–5,7 ± 1,7; Fe₂O₃ — 18,0–20,3 ± 2,9; MgO — 8,3–8,6 ± 4,1; CaO — 5,0–5,6 ± 1,1; K₂O < 0,3; TіO₂ — 0,9–1,1 ± 0,3; SO₃ — 6,5–9,5 ± 1,2; Cl — 0,6–0,9 ± 0,3; а також Н₂О, СО₂, Na₂O, NO₂. Ще наземними спостереженнями на диску планети реєструвалися короткоживучі (тривалістю в дні) деталі. Оскільки над материками їхній фотометричний контраст збільшувався зі зменшенням довжини хвилі, то їм була приписана конденсатна природа і вони були названі білими, або синіми. Інші деталі чіткіше проявлялися над морями та в довгохвильовій ділянці спектра. Тому їх ототожнили з пилом, а самі хмари назвали пиловими. Більшість з них виглядали нерухомими, а тривалість їхнього існування обмежувалася днями. Проте в деякі періоди вони починали швидко збільшуватися в розмірах і через досить короткий час вкривали практично всю поверхню настільки непрозорим шаром, що ставали невидимими не лише материки й моря, але інколи й полярні шапки. Періоди, коли постійно були видимі поверхневі деталі диска, назвали періодами високої прозорості атмосфери, а другі — періодами глобальних пилових бур. Мінімальне значення температури спостерігається вранці та збільшується більше, ніж на 50 К через 0,5–2 год. після полудня; температура зазнає істотних зміни з широтою та порою року. Під час глобальної пилової бурі у повітря підіймається понад 1 млрд т пилу; температура поверхневого шару зменшується на 60–70 К, а атмосфери приблизно на стільки ж збільшується. Наслідки пилової бурі проявляються протягом 30–60 днів у фотометричних властивостях і 90–120 днів у поляризаційних і теплових (для атмосфери). В атмосфері М. основною складовою є СО2 (93,32 %), помітними є N₂ (2,7 %), Ar (1,6 %), O₂ (0,13 %), CO (0,07 %), H₂O (0,03 %, змінна величина) та в надзвичайно малій кількості Ne, Kr, Xe та O₃. Наявність озону в р-ні пн. полярної шапки на широті понад 45° вперше виявила ультрафіолетовим спектрометрія космічного апарата «Маринер-9». Верхня межа тиску атмосфери складає 12±5 мбар.

Поверхня планети подекуди вкрита багатошаровими породами, схожими на земні осад. породи, які залишилися після відступу моря. Серед виявлених на поверхні М. утворень особливої уваги заслуговують руслоподібні проточні канави і т. зв. меандричні долини. Дискусії про існування рідкої (замерзлої) води на М. тривають від 1666, коли відкриті полярні шапки італ. і франц. астроном Дж.-Д. Кассіні ототожнив зі сніговими відкладеннями. За оцінками вчених, товщина вічної мерзлоти на М. може сягати 0,5 км у приекваторіальних р-нах і 2 км у приполярних. Активний пошук води розпочався на поч. 21 ст. за допомогою численних космічних апаратів, які умовно поділяють на такі, дані яких найкоректніше можна пояснити саме відкладеннями води, і на опосередковані. До перших уналежнено полярні шапки, візуальне спостереження яких дозволили встановити, що їхній найбільший розмір припадає на місцеву зиму, а мінімальний — на літо. Опосередкованим способом пошуку води вважають виявлення ознак наявності підповерхневої води. 2005 радіолокаційний експеримент за допомогою радара «MARSІS» вказав на можливу наявність великої кількості льоду на глибині в кілька кілометрів. М. є геологічно активнішим, ніж уявляли раніше, а потокова активність зосереджена в середніх широтах, знайдені структури не старші від кількох років. Вони нагадують сліди рідини, що просочується з-під кори вічної мерзлоти. Характерно, що всі сліди водно-селевої ерозії виявлені на північних схилах глибоких каньйонів у північній півкулі і на південних схилах у південній півкулі, де атмосферний тиск і температура, хоч і ненадовго, але дозволяють зберегти воду від моментального холодного закипання.

Наприкінці 19 і в 1-й пол. 20 ст. багато дослідників М. були переконані в існуванні життя на планеті. Найактивніше популяризували цю ідею амер. астроном П. Лоуелл і рад. астроном Г. Тихов. Якщо перший замальовані Дж.-В. Скіапарелі канали вважав гігантськими зрошувальними системами, то другий всі спостережні сезонні зміни (особливо в кольорі та відбивній здатності) приписував рослинності. Нині є кілька опосередкованих свідчень про можливе існування примітивних форм життя на М., до яких, окрім води, належить відкриття метану в його атмосфері. Оскільки метан досить нестабільний хімічний елемент, то вчені припускають, що джерело цього газу перебуває на власне планеті. Оскільки жодного активного вулкану на поверхні М. поки що не виявлено, то залишається можливим визнати гіпотезу про біологічне походження метану і, отже, про наявність там бактерій.

Дедалі більше свідчень того, що раніше на М. була вода та текли повноводні ріки, цілком можливою могла бути значна кількість кисню, завдяки якому (згідно з однією із гіпотез) планета набула червоного кольору: атмо­сферний кисень окислив місцеві породи, тому переважають андезити й базальти з високим вмістом оксиду заліза в складі силікат. мінералів, а основу повер­­хневого ґрунту складають продукти вивітрювання з червоно-бурих оксидів заліза з домішками глини та сульфатів кальцію та магнію. За деякими припущеннями, атмо­сфера й вода були втрачені після потужного одноразового бомбардування великими метеоритами, які могли з’явитися після гравітаційного розриву 3-го (поки гіпотетичного) супутника М. — Танатоса («Смерть»). Припускають, що таке може повторитися, коли інший супутник М. — Фобос — впритул наблизиться до межі Роша.

Завантажити статтю