Глава 1.Вода в солнечной системе
«Условия на Земле, ее благоприятная среда это уникальное явление» — такие слова часто приходиться слышать от СМИ и от обывателей подхватывающих наукообразные выражения «шоуменов» не ничего не смыслящих в науке. Более того, они не просто не болеют душой за познание мира, но и часто противоречат элементарной логике. Наука сращивается с «курсом валют» и происходит окостенение прогресса — воротилы на местах, СМИ получает лакомый рейтинг от культивирования невежества, официальная наука становиться догмой. Да кстати, двигатель прогресса не торговля и не реклама, а творческий порыв светлой души. Ну это так, к слову.
Вода в других мирах.
Меркурий
Меркурий в натуральном цвете (снимок «Маринера-10»)
Что нам известно о первой планете? «Меркурий ближайшая к Солнцу планета. Имеет плотность сходную с земной. Относится к планетам земной группы. Расстояние Меркурия от Солнца чуть меньше 58 млн км (57,91 млн км). Радиус Меркурия составляет всего 2439,7 ± 1,0 км, масса 3,3·1023 кг. Планета обращается вокруг Солнца за 88 земных суток. Продолжительность одних звёздных суток (период обращения вокруг своей оси относительно звезд) на Меркурии составляет 58,65 земных суток, а солнечных — 176 земных суток (промежуток между последовательными полуднями). У Меркурия нет естественных спутников.
АТМОСФЕРА
Атмосфера первой планеты очень разряжена. Плотность всего лишь 38% земной плотности. Согласно данным космического агентства NASA, по своему химическому составу она состоит из 42% кислорода (О2), 29% натрия, 22% водорода (Н2), 6% гелия, 0,5% калия. Остальную часть составляют молекулы аргона, диоксида углерода, воды, азота, ксенона, криптона, неона, кальция (Са, Са +) и магния.
ПОВЕРХНОСТЬ
Поверхность Меркурия покрыта кольцевыми кратерами подобными лунным, которые постепенно образовывались на поверхности в течение миллиардов лет. Бассейн «Калорис» является самым крупным из кратеров, его диаметр 1,550 км. Температура освещаемого полушария более +300° C. На глубине в 1 м суточные колебания перестают ощущаться, а температура становится стабильной, равной приблизительно +75° C. Поверхностная гравитация равна 3,7 м/с2.
ОСОБЕННОСТИ
На Меркурии нет смены времён года, как на нашей планете. Потому, что ось вращения планеты почти перпендикулярна к плоскости орбиты. Но при этом имеются запасы воды — 2-х километровые полярные шапки, и лёд находящийся в кратерах в которые не попадает солнечный свет.» 1
Планета являющаяся знойной пустыней без атмосферы, которая напрямую испытывает влияние огненного шара имеет
«2-х километровые полярные шапки, и лёд находящийся в кратерах»1
так же следует обратить внимание на то, что
«На глубине в 1 м суточные колебания перестают ощущаться, а температура становится стабильной, равной приблизительно +75° C.» 1
Из этого следует, что на метровой глубине приемлимо, но довольно «жарко», а на дне кратера водяной лед, значит, для существования жидкой воды нужна область несколько выше дна кратера. И тут возникает вопрос как эта область появиться, если мы имеем однообразный кратер конкретной формы? Всё может обстоять следующим образом — чем в первую очередь интересна вода, так это тем, что она расширяется в объеме при замерзании, расширяясь лёд может разрушить вполне прочные материалы. Возможно со временем расширяясь и намораживаясь выше по кратеру, лёд стал проникать в глубь породы температура которой является комнатной или выше, но теплообмен между холодным льдом и умеренно горячей породой приходит в равновесие. Мало по малу лёд расширяясь, проникая в породу и превращаясь в жидкую воду образует подземные озера, грунтовые реки и возможно пещеры. Последнее очень вероятно, так как поверхность имеет большой суточный перепад температуры — а это соответственно расширения и сужения, то наличие полостей, уже готовых пещер не так уж фантастично. Воде остается только пробить себе путь к этому подземелью.
Венера
Венера в натуральном цвете (снимок «Маринера-10»)
«Венера вторая планета от нашего Светила. Относится к планетам земной группы. Расстояние от Солнца 108 200 000 км. Радиус составляет 6051,8 км. Масса 4.87×10²⁴ кг. Планета обращается за вокруг Солнца за 224,7 земных суток, имеет самый большой период вращения вокруг собственной оси — 243 земных суток в Солнечной системе. Поверхностная гравитация 8,9 м/с2. Планета не имеет естественных спутников.
АТМОСФЕРА
Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа (96,5%) и азота (3,5%). Содержание других газов очень мало: диоксида серы — 0,018%, аргона — 0,007%, водяного пара — 0,003%, у остальных составляющих — ещё меньше.
Облака
Облака расположены на высотах примерно 48—65 км, они плотны и состоят из сернистого газа и капель серной кислоты.. Также известно, что в составе частиц облаков есть хлор. Их желтоватый оттенок возможно вызван примесью серы или хлорного железа
Большая толщина облачного покрова не пропускает большую часть солнечного света, и во время нахождения Солнца в зените уровень освещенности составляет примерно чуть более 8ми раз меньше, чем на Земле в ясный день в тени. Благодаря большой плотности и отражающей способности облаков, количество энергии Солнца меньше, чем у Земли.
Углекислый газовый океан и плотные облака из серной кислоты создают сильный парниковый эффект у поверхности планеты. Средняя температура её поверхности — 467 °С. Из-за плотной тропосферы разница температур между дневной и ночной сторонами незначительна.
Грозы и молнии
Наблюдения с автоматических космических станций зафиксировали в атмосфере Венеры электрическую активность, которую можно описать как грозы и молнии. Впервые эти явления были обнаружены аппаратом «Венера-2» как помехи в радиопередаче. Вспышки в оптическом диапазоне, предположительно, являвшиеся молниями, были зафиксированы станциями «Венера-9 и -10» и аэростатными зондами «Вега-1 и -2». Аномальные усиления электромагнитного поля и радиоимпульсы, также, возможно, вызванные молниями, были обнаружены ИСВ «Пионер — Венера» и спускаемыми аппаратами «Венера-11 и -12.
ПОВЕРХНОСТЬ
Поверхность Венеры составляют по большей части холмистые и почти плоские равнины, основанные вулканическими извержениями. Остальные 20% планеты — гигантские горы, имеющие названия Земля Иштар, Земля Афродиты, области Альфа и Бета. Состоят эти массивы преимущественно из базальтовой лавы. В этих областях обнаружено множество кратеров, средний диаметр которых составляет более 300 километров.
ОСОБЕННОСТИ
Венера вращается в направлении, противоположном направлению вращения большинства планет. В 2011 году учёные, работающие с аппаратом Venus Express, обнаружили у Венеры озоновый слой. Озоновый слой располагается на высоте 100 километров. Для сравнения, озоновый слой Земли располагается на высоте 15—20 километров, а концентрация озона в нём на несколько порядков больше.
ИСТОРИЯ ИЗУЧЕНИЯ
Многие народы в древности наблюдали Венеру, в связи с ее яркостью. Также до нас дошло ее славянское название Мерцана. В 18 веке Ломоносов обнаружил у Венеры атмосферу «сияющую словно волос». Академик Королёв мечтал о том, чтобы Венера стала русской планетой. Первый межпланетный космический аппарат «Венера-1» был запущен в 1961 году. Дальнейшие исследования «Венерой-7» дали огромное количество данных о поверхности и атмосфере.
В наши дни исследуют планету не только посредством летательных аппаратов, но и с помощью радиоизлучения. Крайне неблагоприятные условия на планете значительно затрудняют ее изучение. Тем не менее за последние 47 лет было совершено 19 удачных попыток отправки аппаратов на поверхность этого небесного тела. Кроме того, траектория движения шести космических станций позволила получить ценные сведения о нашей ближайшей соседке. С 2005 года на орбите планеты находится корабль, изучающий планету и ее атмосферу. Ученые рассчитывают с его помощью открыть не одну тайну Венеры. В настоящее время аппарат передал на Землю большое количество информации, которая поможет ученым узнать о планете гораздо больше. Например, из их сообщений стало известно, что в атмосфере Венеры присутствуют ионы гидроксила (водный остаток). Ученые пока не представляют, как это можно объяснить.»2
И так, разберемся по порядку и разложим всё по полочкам. Известно, что на Венере плотная атмосфера, парниковый эффект, дожди из серной кислоты и температура почти в пять раз превышает предел перехода воды в пар. Условия довольно жесткие. Но попытаемся найти и здесь лазейку природы, которая наверняка обошла нас на повороте.
«Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа (96,5%) и азота (3,5%). Содержание других газов очень мало: диоксида серы — 0,018%, аргона — 0,007%, водяного пара — 0,003%, у остальных составляющих — ещё меньше.»2
«В настоящее время аппарат передал на Землю большое количество информации, которая поможет ученым узнать о планете гораздо больше. Например, из их сообщений стало известно, что в атмосфере Венеры присутствуют ионы гидроксила (водный остаток). Ученые пока не представляют, как это можно объяснить.»2
Узнаем, что и в этом кислотном «океане» имеется доля водного пара и водный остаток. «Ну и что с того, это всего лишь пар и его буквально капли, неудивительно при такой жаре» — скажет критик. Отчасти это так, но есть некоторые «но» с которыми нужно разобраться. Как вода, возникла в таких условиях и почему не сохранилась? Для ответов на данные вопросы, ознакомимся с некоторыми фактами, ответы на которые поставят новые вопросы.
«В 2011 году учёные, работающие с аппаратом Venus Express, обнаружили у Венеры озоновый слой. Озоновый слой располагается на высоте 100 километров. Для сравнения, озоновый слой Земли располагается на высоте 15—20 километров, а концентрация озона в нём на несколько порядков больше.»2
Но как известно, озон образуется из кислорода грозовым разрядом, все наверно помнят запах свежести после дождя — это запах озона (от греч. «пахнущий»). Идём дальше.
«Наблюдения с автоматических космических станций зафиксировали в атмосфере Венеры электрическую активность, которую можно описать как грозы и молнии. Впервые эти явления были обнаружены аппаратом «Венера-2» как помехи в радиопередаче. Вспышки в оптическом диапазоне, предположительно, являвшиеся молниями, были зафиксированы станциями «Венера-9 и -10» и аэростатными зондами «Вега-1 и -2». Аномальные усиления электромагнитного поля и радиоимпульсы, также, возможно, вызванные молниями, были обнаружены ИСВ «Пионер — Венера» и спускаемыми аппаратами «Венера-11 и -12.»2
Казалось бы всё в порядке, ведь есть грозы. Но возникает вопрос — где возьмётся столько кислорода, ведь в атмосфере его практически нет?
Теперь поразмыслим над этими фактами. Люди занимающиеся сельским хозяйством, и соответствующие специалисты знают, что те места где собирается туман, парок на землей является местом нахождения водоносной жилы. Причем над поверхностью присутствует довольно небольшое количество влаги, так как водоносный слой направлен параллельно поверхности и лишь частично её пропитывает. Тот же показатель наблюдается у Венеры. Высокое давление атмосферы не способствует подъему воды к поверхности. Что же касается озона и кислорода, здесь можно пояснить следующее — температура поверхности в среднем 460 С, температура разложения воды на кислород и водород 500—550 С при нахождении в электрическом поле. Следовательно, какая либо полость находящаяся ближе к поверхности наполнена подземным паром получая разряд молнии, выделяет кислород, который в дальнейшем порождает озон. Условия на Венере, в первую очередь высокое атмосферное давление, направляют процессы происходящие у нас на поверхности, в её недра.
Луна
«Толщина коры Луны меняется от 0 до 105 км. По данным со спутников гравитационной разведки GRAIL, толщина лунной коры больше на том полушарии, которое обращено к Земле.
Условия на поверхности
Цветные снимки Луны на разных высотах над горизонтом, полученные бортовой цифровой камерой космического корабля «Колумбия» 26 января 2003 года
Атмосфера Луны крайне разрежена. Когда поверхность не освещена Солнцем, содержание газов над ней не превышает 2,0·105 частиц/см³ (для Земли этот показатель составляет 2,7·1019 частиц/см³), а после восхода Солнца увеличивается на два порядка за счёт дегазации грунта. Разрежённость атмосферы приводит к высокому перепаду температур на поверхности Луны (от −173° C ночью до +127° C в подсолнечной точке), в зависимости от освещённости; при этом температура пород, залегающих на глубине 1 м, постоянна и равна −35° C. Ввиду практического отсутствия атмосферы небо на Луне всегда чёрное и со звёздами, даже когда Солнце находится над горизонтом. Однако на дневных фотографиях звёзды не видны, так как для их отображения потребовалась бы такая экспозиция, при которой освещённые Солнцем объекты были бы пересвечены.
Около 3,5 млрд лет назад, во время масштабных излияний лавы, лунная атмосфера была плотнее. Расчёты показывают, что высвобождавшиеся из лавы летучие вещества (CO, S, Н2O) могли образовать атмосферу с давлением 0,01 земного. Время её рассеяния оценивают в 70 млн лет.
Лунная поверхность характеризуется низкой отражательной способностью и отражает всего 5—18% солнечного света; цветовые различия на Луне крайне малы. Её поверхность имеет коричневато-серую или черновато-бурую окраску (данные 1970 года).
Пещеры
В 2009 году японским зондом Кагуя обнаружено отверстие в поверхности Луны, расположенное недалеко от вулканического плато Холмы Мариуса, предположительно ведущее в тоннель под поверхностью. Диаметр отверстия составляет около 65 метров, а глубина, предположительно, 80 метров.
Наличие воды
Впервые сведения об обнаружении воды на Луне были опубликованы в 1978 году советскими исследователями в журнале «Геохимия». Факт был установлен в результате анализа образцов, доставленных зондом «Луна-24» в 1976 году. Процент найденной в образце воды составил 0,1.
В июле 2008 года группа американских геологов из Института Карнеги и Университета Брауна обнаружила в образцах грунта Луны следы воды, в большом количестве выделявшейся из недр спутника на ранних этапах его существования. Позднее бо́льшая часть этой воды испарилась в космос.
Российские учёные, с помощью созданного ими прибора LEND, установленного на зонде LRO, выявили участки Луны, наиболее богатые водородом. На основании этих данных НАСА выбрало место для проведения бомбардировки Луны зондом LCROSS. После проведения эксперимента, 13 ноября 2009 года НАСА сообщило об обнаружении в кратере Кабеус в районе южного полюса воды в виде льда.
Согласно данным, переданным радаром Mini-SAR, установленном на индийском лунном аппарате Чандраян-1, всего в регионе северного полюса обнаружено не менее 600 млн. тонн воды, большая часть которой находится в виде ледяных глыб, покоящихся на дне лунных кратеров. Всего вода была обнаружена в более чем 40 кратерах, диаметр которых варьирует от 2 до 15 км. Сейчас у учёных уже нет никаких сомнений в том, что найденный лёд — это именно водный лёд.
Химия пород
Состав лунного грунта существенно отличается в морских и материковых районах Луны. В лунных породах мало воды. Луна также обеднена железом и летучими компонентами. В лунном реголите также очень много кислорода, входящего в состав окислов, причём самым распространённым из последних является диоксид кремния — 42,8%. АМС «Луна-20» доставила грунт из материкового района, «Луна-16» из морского.»3
Итак проанализируем имеющиеся данные. Естественно при отсутствии атмосферы и как следствие метеоритной бомбардировке, нас опять же заинтересует условия под поверхностью.
«2 января 1959 г. Луна-1 показал, что на Луне нет главного магнитного поля!
Для изучения недр спутника и создания лунотрясений участниками миссий Аполлон неоднократно сбрасывались ступени на поверхность. Колебания сейсмографов не затухали до 4-х часов! Удары о Луну вызывают ее долго не затухающие колебания, подобно тому, как если бы это был колокол. Геофизики, а вернее селенофизики, назвали это явление сейсмозвоном.»4
«Согласно исследований, Луна является фактически полым шаром и при этом совершенно неясно, что удерживает ее от разрушения. Было выяснено, что действительно каркасом в породах является титан. По оценкам русских учёных Васина и Щербакова, толщина слоя титана составляет 30 км.»
Факты весьма удивительные, но какое это имеет отношение к делу?
«Толщина коры Луны меняется от 0 до 105 км. По данным со спутников гравитационной разведки GRAIL, толщина лунной коры больше на том полушарии, которое обращено к Земле» — Данный факт говорит о пустотах в глубинах, также зная, что « Когда поверхность не освещена Солнцем, содержание газов над ней не превышает 2,0·105 частиц/см³ (для Земли этот показатель составляет 2,7·1019 частиц/см³), а после восхода Солнца увеличивается на два порядка за счёт дегазации грунта.» — это означает, что при нагреве из под поверхности подымаются газы, имеется факт — «Разрежённость атмосферы приводит к высокому перепаду температур на поверхности Луны (от −173° C ночью до +127° C в подсолнечной точке), в зависимости от освещённости; при этом температура пород, залегающих на глубине 1 м, постоянна и равна −35° C.»
— данная температура конечно близка к удовлетворительным условиям и стабильна, но всё таки низкая для жидкой воды. Если же мы учтем столь различные толщины лунной коры, то на деле получим перегрев тонкой части коры и более медленное нагревание толстых ее частей, а это неизбежно приведет к теплообмену и уравновешиванию температуры, а при наличии газов в полостях к естественной циркуляции. Подтверждает также полостную структуру Луны и тот факт, что —
«Лунная поверхность характеризуется низкой отражательной способностью и отражает всего 5—18% солнечного света»
— то есть поглощается лунные породы, со своими полостями довольно хорошо прогреваются. И относительно недавно, стало известно —
«В 2009 году японским зондом Кагуя обнаружено отверстие в поверхности Луны, расположенное недалеко от вулканического плато Холмы Мариуса, предположительно ведущее в тоннель под поверхностью. Диаметр отверстия составляет около 65 метров, а глубина, предположительно, 80 метров.» Мы разобрали условия для существования жидкой воды, теперь о непосредственной теме главы — «В июле 2008 года группа американских геологов из Института Карнеги и Университета Брауна обнаружила в образцах грунта Луны следы воды, в большом количестве выделявшейся из недр спутника на ранних этапах его существования. Позднее бо́льшая часть этой воды испарилась в космос.
Российские учёные, с помощью созданного ими прибора LEND, установленного на зонде LRO, выявили участки Луны, наиболее богатые водородом. На основании этих данных НАСА выбрало место для проведения бомбардировки Луны зондом LCROSS. После проведения эксперимента, 13 ноября 2009 года НАСА сообщило об обнаружении в кратере Кабеус в районе южного полюса воды в виде льда.
Согласно данным, переданным радаром Mini-SAR, установленном на индийском лунном аппарате Чандраян-1, всего в регионе северного полюса обнаружено не менее 600 млн. тонн воды, большая часть которой находится в виде ледяных глыб, покоящихся на дне лунных кратеров. Всего вода была обнаружена в более чем 40 кратерах, диаметр которых варьирует от 2 до 15 км. Сейчас у учёных уже нет никаких сомнений в том, что найденный лёд — это именно водный лёд.» 3
«Следы воды в образцах лунного грунта находили и раньше, однако чаще всего это были молодые образцы породы, находящейся на поверхности нашего спутника. Это, в свою очередь, конечно же, не могло дать однозначного ответа на то, являлась ли эта вода частью спутника изначально, либо попала туда благодаря астероидам.
Чтобы понять роль воды в процессе формирования молодой Луны, ван Вестренен и его коллеги в лабораторных условиях создали небольшие образцы (весом всего 10 миллиграммов) породы, но содержащие все базовые ингредиенты, из которых сформировалась сама Луна. Например, в них содержались в том числе и компоненты, которые положили начало лунному океану из магмы, которая постепенно охлаждалась и затвердевала, формируя конечный облик нашего спутника.»
«Основные компоненты: кремний и кислород, а также некоторая часть из магния, кальция, железа, титана и алюминия», — говорит ван Вестренен, указывая на то, что состав полностью соответствует данным сейсмического анализа, проведенного на поверхности Луны с помощью инструментов, оставленных астронавтами космических миссий «Аполлон».
«Далее команда ван Вестренена с помощью разности температур и давления, соответствующих условиям ранней Луны, симулировала эволюционный процесс лунной геологии. Работа проводилась с помощью научного инструмента, который ученые обычно используют для создания искусственных алмазов. Процесс проводили с наличием воды и ее отсутствием, чтобы посмотреть, как эта особенность повлияет на тип и число формирующихся пород.
Исследователи обнаружили, что только при добавлении в состав воды (в процентном соотношении всего от 0,5 до 1) типы и число получаемых пород полностью соответствовали тем показателям, которые в настоящий момент свойственны самой Луне.
Что более важно, одной из конечных производных состава, в которых была включена вода, явился слой плагиокласа — доминирующего компонента состава лунной коры, который в данном случае составлял бы толщину около 34—43 километров. Это, в свою очередь, соответствует средней толщине реального слоя плагиокласа, данные о котором были получены в 2013 году благодаря орбитальным спутникам.
В случае, когда состав был полностью обезвожен, слой плагиокласа оказался гораздо толще (в реальных условиях он составлял бы 68 километров). Это натолкнуло на предположение о том, что нынешний состав Луны мог получиться только в том случае, если бы в него изначально входила вода.»
«Последние исследования добавляют в копилку аргументов теории о том, что Земля и Луна содержали воду изначально. Однако не все согласны с этим мнением и считают, что вода появилась на этих планетарных объектах уже после их формирования, благодаря астероидам и кометам. Веса первой теории, помимо прочего, добавляют данные 2014 года, когда космический аппарат «Розетта» приблизился к своей основной цели — комете Чурюмова — Герасименко. Полученная информация четко указывала на то, что имеющиеся следы воды на комете обладают комбинациями изотопов, не соответствующих земным.
«Это очередной признак того, что Луна изначально имела воду. Это очень важные данные, так как они дают надежду на то, что глубоко под корой нашего спутника до сих пор могут скрываться водные запасы», — говорит Робин Канап, изучающий природу космических тел в Юго-Западном исследовательском институте Боулдера (США, штат Колорадо).» 5
И снова удивление, снова сломаны привычные шаблоны, думаю стоило бы обратить внимание на то, что «Исследователи обнаружили, что только при добавлении в состав воды (в процентном соотношении всего от 0,5 до 1) типы и число получаемых пород полностью соответствовали тем показателям, которые в настоящий момент свойственны самой Луне.» — это довольно большое соотношение воды для поверхности такого тела как Луна. Интересен еще один вопрос, почему вода находящаяся при формировании в поверхности спутника не уходит в глубь спутника, напомню, что у Луны отсутствует главное магнитное поле (есть только масконы обращенные к Земле), а также есть сейсмозвон при ударе о поверхность как будто о пустое тело (кстати любые кратеры не углубляются ниже отметки 4 км). Это говорит о том, что Луна является как бы прочным пустотелым каркасом. По логике вещей, вода вполне может находиться внутри, в жидком или парообразном состоянии (в этом случае конденсат может оседать на внутренней стороне поверхности спутника). Все знают, о взаимовлиянии планеты и спутника, о приливах и отливах, но еще есть явление приливного трения вызывающее нагревание, которое вполне может обеспечить воду в жидком виде внутри Луны. Эта теория подтверждается исследованием —
«В июле 2008 года группа американских геологов из Института Карнеги и Университета Брауна обнаружила в образцах грунта Луны следы воды, в большом количестве выделявшейся из недр спутника на ранних этапах его существования. Позднее бо́льшая часть этой воды испарилась в космос»
И напоследок еще один факт о нашем спутнике —
«В лунном реголите также очень много кислорода, входящего в состав окислов, причём самым распространённым из последних является диоксид кремния — 42,8%. АМС «Луна-20» доставила грунт из материкового района, «Луна-16» из морского.«3.
Кислород — это воздух для жизни. Его происхождение весьма интересный вопрос.
Марс
«Марс — четвёртая по удалённости от Солнца (после Меркурия, Венеры и Земли) и седьмая по размерам (превосходит по массе и диаметру только Меркурий) планета Солнечной системы. Масса Марса составляет 0,107 массы Земли, объём — 0,151 объёма Земли, а средний линейный диаметр — 0,53 диаметра Земли.
Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший вулкан гора Олимп — самая высокая известная гора на планетах Солнечной системы (самая высокая известная гора в Солнечной системе — на астероиде Веста), а долины Маринер — самый крупный известный каньон на планетах (самый большой каньон в Солнечной системе обнаружен на спутнике Плутона — Хароне). Помимо этого, южное и северное полушария планеты радикально отличаются по рельефу; существует гипотеза, что Великая Северная равнина, занимающий 40% поверхности планеты, является импактным кратером; в этом случае он оказывается самым крупным известным ударным кратером в Солнечной системе.
Марс имеет период вращения и смену времён года, аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного.
Вплоть до полёта к Марсу автоматической межпланетной станции «Маринер-4» в 1965 году многие исследователи полагали, что на его поверхности есть вода в жидком состоянии. Это мнение было основано на наблюдениях за периодическими изменениями в светлых и тёмных участках, особенно в полярных широтах, которые были похожи на континенты и моря. Тёмные длинные линии на поверхности Марса интерпретировались некоторыми наблюдателями как ирригационные каналы для жидкой воды. Позднее было доказано, что большинство этих тёмных линий являются оптической иллюзией.
На самом деле из-за низкого давления вода не может существовать в жидком состоянии на большей части (около 70%) поверхности Марса. Вода в состоянии льда была обнаружена в марсианском грунте космическим аппаратом НАСА «Феникс». В то же время собранные марсоходами «Спирит» и «Opportunity» геологические данные позволяют предположить, что в далёком прошлом вода покрывала значительную часть поверхности Марса. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабую гейзерную активность. По наблюдениям с космического аппарата «Mars Global Surveyor», некоторые части южной полярной шапки Марса постепенно отступают.
С февраля 2009 года по настоящее время орбитальная исследовательская группировка на орбите Марса насчитывает три функционирующих космических аппарата: «Марс Одиссей», «Марс-экспресс» и «Mars Reconnaissance Orbiter». Это больше, чем около любой другой планеты, помимо Земли.
Поверхность Марса в настоящий момент исследуют два марсохода: «Opportunity» и «Curiosity». На поверхности Марса также находятся несколько неактивных посадочных модулей и марсоходов, завершивших исследования.
Марс хорошо виден с Земли невооружённым глазом. Его видимая звёздная величина достигает −2,91m (при максимальном сближении с Землёй). Марс уступает по яркости лишь Юпитеру (во время великого противостояния Марса он может превзойти Юпитер), Венере, Луне и Солнцу. Противостояние Марса можно наблюдать каждые два года. Последний раз Марс был в противостоянии 22 мая 2016 года, он находился на расстоянии 76 млн км от Земли. Как правило, во время великого противостояния (то есть при совпадении противостояния с Землёй и прохождения Марсом перигелия своей орбиты) оранжевый Марс является ярчайшим объектом земного ночного неба после Луны (не считая Венеру, которая и тогда ярче него, но видна утром и вечером), но это происходит лишь один раз в 15—17 лет в течение одной-двух недель.
Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 млн. км (1,52 а.e.), период обращения вокруг Солнца равен 687 земным суткам. Орбита Марса имеет довольно заметный эксцентриситет (0,0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн км. Наклонение орбиты Марса к плоскости эклиптики равно 1,85°.
Полярный радиус примерно на 20 км-21 км меньше экваториального радиуса, а относительное полярное сжатие Марса f = (1 — Rп/Rэ) больше земного (соответственно 1/170 и 1/298), хотя период вращения у Земли несколько меньший, чем у Марса; это позволило в прошлом выдвинуть предположение об изменении скорости вращения Марса со временем.
Сравнение размеров Земли (средний радиус 6371,11 км) и Марса (средний радиус 3389,5 км)
Атмосфера и климат
Атмосфера Марса, снимок получен искусственным спутником «Викинг» в 1976 году. Слева виден «кратер-смайлик» Галле
Температура на планете колеблется от −153° C на полюсах зимой и до +20° C на экваторе летом (максимальная температура атмосферы, зафиксированная марсоходом «Спирит», составила +35° C [34]), средняя температура — около 210 К (−63° C). В средних широтах температура колеблется от −50° C зимней ночью до 0° C летним днем, среднегодовая температура — −50° C.
Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного — 6,1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы — 110 км.
По данным NASA (2004), атмосфера Марса состоит на 95,32% из углекислого газа; также в ней содержится 2,7% азота, 1,6% аргона, 0,145% кислорода, 210 ppm водяного пара, 0,08% угарного газа, оксид азота (NO) — 100 ppm, неон (Ne) — 2,5 ppm, полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) — 0,08 ppm (состав приведён в объёмных долях).
По данным спускаемого аппарата АМС «Викинг» (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1—2% аргона, 2—3%азота, а 95% — углекислый газ. Согласно данным АМС «Марс-2» и «Марс-3», нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 1,7 × 105 электронов/см³ расположен на высоте 138 км, другие два максимума находятся на высотах 85 и 107 км.
Радиопросвечивание атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см, проведённое АМС «Марс-4» 10 февраля 1974 года, показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов 4,6 × 103 электронов/см³, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185 км.
Разреженность марсианской атмосферы и отсутствие магнитосферы являются причиной того, что уровень ионизирующей радиации на поверхности Марса существенно выше, чем на поверхности Земли. Мощность эквивалентной дозы на поверхности Марса составляет в среднем 0,7 мЗв/сутки (изменяясь в зависимости от солнечной активности и атмосферного давления в пределах от 0,35 до 1,15 мЗв/сутки) и обусловлена главным образом космическим излучением; для сравнения, на Земле среднемировая эквивалентная доза облучения от естественных источников, накапливаемая за год, равна 2,4 мЗв, в том числе от космических лучей 0,4 мЗв. Таким образом, за один-два дня космонавт на поверхности Марса получит такую же эквивалентную дозу облучения, какую на поверхности Земли он получил бы за год.
Атмосферное давление
По данным NASA на 2004 год, давление атмосферы на среднем радиусе составляет в среднем 636 Па (6,36 мбар), меняясь в зависимости от сезона от 400 до 870 Па. Плотность атмосферы у поверхности — около 0,020 кг/м³, общая масса атмосферы Марса — около 2,5 × 1016 кг (для сравнения: масса атмосферы Земли составляет 5,2 × 1018 кг).
В отличие от Земли, масса марсианской атмосферы сильно изменяется в течение года в связи с таянием и намерзанием полярных шапок, содержащих углекислый газ. Зимой 20—30% всей атмосферы намораживается на полярной шапке, состоящей из углекислоты.
В месте посадки зонда АМС «Марс-6» в районе Эритрейского моря было зафиксировано давление у поверхности 6,1 мбар, что на тот момент считалось средним давлением на планете, и от этого уровня было условлено отсчитывать высо́ты и глуби́ны на Марсе. По данным этого аппарата, полученным во время спуска, тропопауза находится на высоте примерно 30 км, где плотность воздуха составляет 5 × 10−7 г/см³ (как на Земле на высоте 57 км).
Ударная впадина Эллада — самое глубокое место Марса, где можно зафиксировать самое высокое атмосферное давление
Область Эллада настолько глубока, что атмосферное давление достигает примерно 12,4 мбар, что выше тройной точки воды (около 6,1 мбар), поэтому при достаточно высокой температуре вода могла бы существовать там в жидком состоянии; при таком давлении, однако, вода закипает и превращается в пар уже при +10° C.
На вершине высочайшей горы Марса, 27-километрового вулкана Олимп, давление может составлять от 0,5 до 1 мбар.
До высадки на поверхность Марса посадочных модулей давление было измерено за счёт ослабления радиосигналов с АМС «Маринер-4», «Маринер-6», «Маринер-7» и «Маринер-9» при их захождении за марсианский диск и выходе из-за марсианского диска — 6,5 ± 2,0 мбар на среднем уровне поверхности, что в 160 раз меньше земного; такой же результат показали спектральные наблюдения АМС «Марс-3». При этом в расположенных ниже среднего уровня областях (например, в марсианской Амазонии) давление, согласно этим измерениям, достигает 12 мбар.
Начиная с 1930-х годов, советские астрономы пытались определять давление атмосферы методами фотографической фотометрии — по распределению яркости вдоль диаметра диска в разных диапазонах световых волн. Французские учёные Б. Лио и О. Дольфюс производили с этой целью наблюдения поляризации рассеянного атмосферой Марса света. Сводку оптических наблюдений опубликовал американский астроном Ж. де Вокулёр в 1951 году, и по ним получалось давление 85 мбар, завышенное почти в 15 раз, поскольку не было отдельно учтено рассеяние света пылью, взвешенной в атмосфере Марса. Вклад пыли был приписан газовой атмосфере.
Климат
Циклон возле северного полюса Марса, снимки с телескопа «Хаббл» (27 апреля 1999 года)
Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25,1919°; соответственно, на Марсе, так же как и на Земле, происходит смена времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет орбиты Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий Марс проходит во время разгара зимы в северном полушарии и лета в южном, афелий — во время разгара зимы в южном полушарии и соответственно лета в северном. Вследствие этого климат северного и южного полушарий различается. Для северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето; в южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности.
По сведениям НАСА (2004 год), средняя температура составляет ~210 K (−63° C). По данным посадочных аппаратов «Викинг», суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от −89 до −31° C) («Викинг-1»), а скорость ветра 2—7 м/с (лето), 5—10 м/с (осень), 17—30 м/с (пылевой шторм).
По данным посадочного зонда «Марс-6», средняя температура тропосферы Марса составляет 228 K, в тропосфере
