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 обʼ­єд­нали 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) — плоскогірʼя 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 зʼявитися 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.

Літ.: O. B. Toon, J. B. Pollack, C. Sa­­gan. A properties of the particles compo­­sing the Martian dust storm of 1971–1972 // Icarus. 1977. Vol. 30, № 4; Жарков В. Н., Трубицын В. П. Физика планетных недр. Москва, 1980; Ксанфомалити Л. В. Парад планет. Москва, 1997; W. H. Huntress, V. I. Moroz, I. L. Shevalev. Lunar and pla­­netary robotic and exploration missions in the 20th century // Space Sci. Rev. 2002. Vol. 107, № 3; T. H. Prettyman, W. C. Feld­­man, K. R. Fuller et al. CdZnTe Gamma-Ray Spectrometer for Orbital Planetary Missions // IEEE Transactions on Nuclear Science. 2002. Vol. 49, № 4; M. D. Smith, B. J. Conrath, J. C. Pearl, P. R. Christensen. Thermal Emission Spectrometer obser­­vations of Martian planet-encircling dust storm 2001A // Icarus. 2002. Vol. 157, № 2; M. H. Acuña. The magnetic field of Mars // The Leading Edge. 2003. Vol. 22, № 8; R. V. Morris, G. Klingelhöfer, B. Bern­­hardt et al. Mineralogy at Gusev Crater from the Mössbauer Spectrometer on the Spirit Rover // Science. 2004. Vol. 305, № 5685; G. Hansen, M. Giuranna, F. For­­misano et al. PFS-MEX observation of ices in the residual south polar cap of Mars // Planet. Space Sci. 2005. Vol. 53, № 10; S. K. Atreya, A. Wong, N. O. Renno et al. Oxidant Enhancement in Martian Dust Devils and Storms: Implications for Life and Habitability // Astrobiology. 2006. Vol. 6, № 3; M. G. Chapman. The geolo­­gy of Mars: evidence from Earth-based analogs. Cambridge, 2007; Ch. H. Okubo, A. S. McEwen. Fracture-Controlled Paleo-Fluid Flow in Candor Chasma, Mars // Science. 2007. Vol. 315, № 5814; R. Zurek, Е. Smrekar. An overview of the Mars Re­­connaissance Orbiter (MRO) science mission // J. Geophys. Res. 2007. Vol. 112; Sh. Byrne, C. M. Dundas, M. R. Kennedy et al. Distribution of Mid-Latitude Ground Ice on Mars from New Impact Craters // Science. 2009. Vol. 325, № 5948; Від­ь­маченко А. П. Вода на Марсі // Астроном. календар. 2010. К., 2009; Від­ьма­ченко А. П., Мороженко О. В. Магнітні поля планет, супутників та астероїдів // Астроном. календар. 2013. К., 2012; Від­ьма­ченко А. П., Мороженко О. В. Порівняльна планетологія: Навч. посіб. К., 2013; Від­ьма­ченко А. П., Мороженко О. В. Дослідже­н­ня планет земного типу космічними апаратами // Вісн. астроном. школи. 2014. Т. 10, № 1; Від­ьма­ченко А. П., Мороженко О. В. Фізичні характеристики поверхонь планет земного типу, карликових і малих планет та їхніх супутників за даними ди­станційних досліджень. К., 2014.

А. П. Від­ьмаченко

Завантажити статтю