БОЛЬШАЯ СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ, БСЭ БОЛЬШАЯ СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ, БСЭ
Навигация:

Библиотека DJVU
Photogallery

БСЭ

Статистика:


Марс (планета)

Значение слова "Марс (планета)" в Большой Советской Энциклопедии


Марс, четвёртая по расстоянию от Солнца планета Солнечной системы, астрономический знак ♂.

  Общие сведения. Марс (планета) принадлежит к планетам земной группы,
5. Марс по наблюдениям с Земли в противостоянии 1971 между 7 июля и 3 сентября (в хронологическом порядке (см. следующий рисунок)).
обладает сравнительно малой массой, размерами и довольно высокой средней плотностью. Движется вокруг Солнца по эллиптической орбите на среднем расстоянии 1,524 астрономической единицы (228 млн. км). Из-за значительного эксцентриситета (е = 0,093) это расстояние меняется в пределах от 206 млн. км в перигелии до 249 млн. км в афелии. Наклон орбиты Марс (планета) к плоскости эклиптики 1,8°. Средняя скорость движения Марс (планета) по орбите 24,2 км/сек. Период обращения Марс (планета) по орбите (сидерический период обращения) 1,881 года (687 сут). Одинаковое взаимное расположение Марс (планета), Солнца и Земли повторяется в среднем каждые 780 сут (синодический период обращения). Такова периодичность повторений противостояний Марс (планета), при которых планета, наблюдаемая с Земли, находится в точке неба, приблизительно противоположной Солнцу. В это время Марс (планета) особенно удобен для исследований. Его видимый на небе диск имеет в это время диаметр, в среднем равный 18". Ближе всего к Земле — на расстояние до 56 млн. км — Марс (планета) приближается тогда, когда противостояние происходит вблизи перигелия орбиты Марс (планета) В это время Марс (планета) виден под углом 24—25" и на нём могут быть замечены с помощью телескопа детали размером 60—100 км. Такие противостояния, называемые великими противостояниями, повторяются через 15—17 лет и происходят в августе (великими часто называются также противостояния, происходящие в июле и сентябре). Последнее великое противостояние Марс (планета) наблюдалось в 1971, ближайшие будущие (менее удобные для наблюдений) будут в 1986 и 1988 (см. рис.). Во время афелийных противостояний Марс (планета) находится от Земли на расстоянии около 100 млн. км. Марс (планета) выглядит круглым диском во время противостояний и верхних соединений с Солнцем (см. Конфигурации в астрономии), когда он находится за Солнцем, почти в 400 млн. км от Земли. В другое время Солнцем освещен не весь видимый с Земли диск Марс (планета), и он виден с некоторым ущербом; максимально возможный ущерб — как у Луны за 3—4 дня до полнолуния — наблюдается при наибольшем возможном угле фазы (угле между направлениями от планеты на Солнце и Землю), равным 47°.

  Линейный диаметр Марс (планета) (средний) составляет 6800 км, то есть лишь немногим больше половины (0,53) диаметра Земли. Полярный диаметр на 1 : 190 меньше экваториального. Такова величина сжатия фигуры планеты, получаемая из динамических расчётов, основанных на движении спутников Марс (планета) Непосредственные измерения угловых диаметров Марс (планета) вдоль экватора и перпендикулярно к нему дают намного большее значение сжатия (1 : 125), однако надёжность таких измерений невелика. Объём Марс (планета) равен 0,15 объёма Земли. Масса Марс (планета) равна 6,423×1023 кг (0,107 массы Земли). Средняя плотность 3,97 г/см3. Ускорение силы тяжести на поверхности равно 3,72 м/сек; или 0,38 земного значения. Вторая космическая скорость (брошенное с этой скоростью тело, преодолевая силу тяготения, навсегда покидает планету) у поверхности Марс (планета) равна 5,0 км/сек.

  Имеющиеся на поверхности Марс (планета) постоянные детали (светлые и тёмные пятна) позволяют легко наблюдать вращение Марс (планета) около своей оси. Период осевого вращения Марс (планета) (его звёздные сутки) составляет 24 ч 37 мин 22,7 сек в земных единицах времени (солнечного). Направление северного конца оси вращения Марс (планета) имеет координаты (1950,0): прямое восхождение (a = 317,32°, склонение d = +52,68° (созвездие Лебедя, вблизи границы с созвездием Цефея). Соответствующая этому плоскость экватора Марс (планета) оказывается наклоненной к плоскости орбиты Марс (планета) на 25,2°, то есть почти так же, как плоскость земного экватора наклонена к плоскости орбиты Земли (эклиптики). По этой причине на Марс (планета) происходит смена времён года и разделение на климатические пояса (полярный, умеренный, тропический), как и на Земле. Однако продолжительность каждого времени года на Марс (планета) в 1,9 раза больше, чем на Земле.

  Полученные из наблюдений значения периода обращения, массы, линейного диаметра и динамического сжатия Марс (планета) позволяют моделировать внутреннее строение планеты. Возможно, что Марс (планета) имеет небольшое железное ядро с плотностью около 9,5 г/см3, в котором сосредоточено от 1 до 8 % массы планеты, а радиус ядра составляет от 15 до 33 % радиуса Марс (планета)

  Исторический очерк изучения Марса. Как планета Марс (планета) известен человечеству с древнейших времён. Во время великих противостояний Марс (планета) выглядит самой яркой на полуночном небе звездой (—2,7 звёздной величины), оранжево-красного цвета, вследствие чего его стали считать атрибутом бога войны (в древнегреческой мифологии Ареса, в древнеримской — Марса). По наблюдениям Марс (планета), выполненным Т. Браге и И. Кеплером, уже в начале 17 века были установлены законы движения планет в Солнечной системе. Физические свойства Марс (планета) начали изучаться лишь в середине 17 века, когда появились телескопы, достаточно сильные, чтобы увидеть на Марс (планета) отдельные детали, в том числе полярные шапки (Х. Гюйгенс видел их в 1656, но распознаны они были позже) и тёмные «моря» на светлом фоне «суши»; наблюдения этих деталей позволили сделать первую оценку периода вращения Марс (планета) (24 час 40 мин — Дж. Кассини, 1666).

  Интенсивные исследования Марс (планета) начались в середине 19 века, особенно после великого противостояния Марс (планета) в 1877, когда Дж. Скиапарелли, наблюдая Марс (планета), обнаружил большое число новых деталей на поверхности планеты, в частности множество тёмных прямолинейных образований, условно названных им «каналами». Мнения о природе «каналов» разделились. Многие учёные сомневались в реальности каналов, считая их психофизиологической иллюзией, возникающей при рассматривании предельно мелких деталей на диске планеты. Однако в конце 19 и начале 20 веков П. Ловелл приписал «каналам» Скиапарелли буквальный смысл и на этом основании, а также в результате оценки физических условий на планете высказал и настойчиво пропагандировал идею населённости Марс (планета) разумными существами. Последующее изучение Марс (планета) астрофизическими методами, в котором выдающаяся роль принадлежала советским учёным Г. А. Тихову, Н. П. Барабашову, В. Г. Фесенкову, В. В. Шаронову, привело к более правильному пониманию физических условий на Марс (планета) Фотографирование Марс (планета) не подтвердило существования на нём каналов. Новый и очень плодотворный этап в изучении Марс (планета) наступил с началом космической эры и запуском к Марс (планета) космических зондов — автоматических межпланетных станций (АМС): американских серии «Маринер» — «Маринер-4» (1964), «Маринер-6», «Маринер-7» (1969) и «Маринер-9» (1971), и советских серии «Марс» — «Марс-2» и «Марс-3» (1971). С помощью этих космических зондов (последние три из них стали искусственными спутниками Марса) было произведено изучение планеты с близкого расстояния, так что элементами исследования стали детали не в 60—100 км, как раньше, а значительно меньше 1 км; спускаемая часть советской АМС «Марс-3» впервые совершила мягкую посадку на планету.

  Поверхность Марса. На поверхности Марс (планета) различают тёмные (серые с голубоватым или бурым оттенком) пятна на фоне обширных красно-оранжевых областей. Чисто условно первые названы морями, а вторые — сушей (или материками). Фотометрические наблюдения Марс (планета) при разных фазовых углах приводят к значению сферического альбедо в видимых лучах 0,16, а в инфракрасных — 0,26, что выражает факт значительного падения отражательной способности поверхности планеты с уменьшением длины волны. Такими же свойствами обладает красноватый грунт земных пустынь. Законы отражения, а также поляризация отражённого света суши Марс (планета) и порошкообразного лимонита (минерала с химическим составом Fe2O3 + n H2O) имеют много общего. Моря обладают пониженным по сравнению с сушей альбедо, особенно в длинноволновой области спектра, так что их цвет представляется зеленовато-синим. Но контраст между морями и сушей убывает почти до нуля с уменьшением длины волны в ближайшей ультрафиолетовой области спектра, что в значительной степени вызвано рассеянием света в атмосфере Марс (планета)

  Наиболее заметными деталями на диске Марс (планета) являются полярные шапки — северная и южная. Это белые пятна, размеры которых меняются в течение марсианского года, увеличиваясь в холодный сезон и уменьшаясь (почти исчезая) в тёплый. В то же время тёмные моря Марс (планета) в основном сохраняют очертания, испытывая лишь небольшие и непродолжительные изменения — как сезонные, так и от противостояния к противостоянию. Это делает возможным составление карт поверхности Марс (планета) с точностью нанесения деталей до 1—2°. Такие карты составляются на основе зарисовок и фотографий Марс (планета), собираемых в международных центрах.

  Наименования светлых и тёмных областей на Марс (планета) в основном были предложены Скиапарелли и французским астрономом Э. Антониади, которые широко использовали для этого географические понятия древности и образы мифологии, а частично и некоторые современные термины. Так, нулевой меридиан в системе координат на Марс (планета) — ареографической системе координат (см. карту), проходит через залив Меридиана; к нему примыкает идущий вдоль параллели залив Шеба (Шеба — старинное название Аравии); ниже находится светлая страна Девкалиона (Девкалион в мифологии — сын Прометея, супруг Пирры, которая также имеет на Марс (планета) свою область — страну Пирры). Вблизи Северного полюса Марс (планета) находится Утопия; самая заметная тёмная деталь на Марс (планета) — Большой Сирт (назван по аналогии с заливом у берегов Ливии). Под ним, далеко к югу, находится круглая светлая область Эллада и Авзония (поэтическое название Италии). Ещё дальше к востоку находится тёмное Киммерийское море (древнее название Чёрного моря) и т. п.

  Пролёт около Марс (планета) американских АМС серии «Маринер», фотографировавших его с далёких и очень близких расстояний, необычайно обогатил представления о морфологии Марс (планета) На нём были открыты многочисленные кольцевые горы, или кратеры, подобные лунным. Кратеры оказались господствующей формой ландшафта на Марс (планета), причём их количество не зависит ни от расстояния от экватора Марс (планета), ни от высоты над средним уровнем; встречаются они и на суше и на морях. Обнаружены два типа кратеров: чашеобразные малые (10—15 км в диаметре) и большие (>15 до нескольких сотен км) с плоским дном. Последние выглядят более разрушенными, чем малые (или лунные при тех же размерах).

  На небольшой части ландшафта Марс (планета), обследованной к 1972 с близкого расстояния, выявлены три типа ландшафта: области, покрытые кратерами; области, лишённые кратеров (такова Эллада); хаотические области (например, страна Пирры), где кратеры немногочисленны, а поверхность покрыта формами, говорящими о сдвигах, провалах, то есть о тектонических движениях. Встречаются обширные плато, сильно возвышающиеся над средним уровнем планеты, но лишённые каких-либо крупных и резких неровностей (в частности, горных хребтов). Грандиозное ущелье Копрат глубиной свыше 5 км имеет длину около 500 км и ширину около 120 км (см. рис. 2). Ответвляющиеся от него «овраги», по-видимому, являются результатом ветровой и водяной эрозии. Область Олимпийские снега представляет собой обширный круговой вулканический район, внешнее кольцо которого (диаметром около 500 км) возвышается на 6 км над окружающей местностью. Марс (планета) геологически активен, на нём наблюдаются признаки недавней вулканической деятельности и движений коры, а также ледниковой и ветровой эрозии. Исследования Марс (планета) с близкого расстояния ещё слишком непродолжительны, чтобы обнаружить вулканическую деятельность. Но около тех кратеров (кальдеров), вулканическое происхождение которых достоверно, видно очень мало кратеров метеоритного происхождения, что служит подтверждением недавнего рождения вулканов.

  Возросшая точность и разрешающая способность радиолокационных определений дальности позволили определить рельеф поверхности Марс (планета) вдоль нескольких параллелей около экватора Марс (планета) Оказалось, что диапазон высот на Марс (планета) велик и составляет не меньше 13 км — такова разница высот двух светлых областей Тарсис и Амазония. Тёмная область Большой Сирт на 6 км выше Амазонии, то есть находится на среднем уровне. Аналогичные измерения выполнены с помощью инфракрасных спектрометров, которые были установлены на АМС «Маринер» (6, 7 и 9). Во время их полёта над различными областями Марс (планета) спектрометр регистрировал интенсивность полосы поглощения углекислого газа (CO2) в атмосфере Марс (планета) Поскольку интенсивность этой полосы тем больше, чем глубже лежит подстилающая атмосферу поверхность планеты, такие измерения позволили делать заключения также и о рельефе Марс (планета) Оказалось, что наиболее низкой областью является Эллада — огромная круглая чашеобразная впадина диаметром около 1700 км, лежащая на 5,5 км ниже соседнего с ней Геллеспонта; пологий переход между ними осуществляется отдельными уступами. В таком же эксперименте, выполненном с Земли вдоль долгот от 240° до 160° (через 0°) в полосе от —20° до +40° ареографической широты, установлено наличие двух широких гребней, идущих под углом к меридиану с севера на юг и разделённых по долготе на 180°. Названное выше ущелье Копрат расположено в центральной части исполинского разлома, простирающегося по параллели более чем на 80° долготы, то есть свыше 4000 км длиной. На наиболее крупномасштабных фотографиях Марс (планета) видны разнообразные формы марсианского ландшафта, обнаруживающие некоторое сходство с земными формами — моренными грядами, песчаными дюнами и даже термокарстом, образующимся при таянии вечной мерзлоты. Однако ничего похожего на прямолинейные каналы нет. Зато обнаружены сильно извилистые каналы с притоками, напоминающие русла бывших рек. Это — тоже недавние образования, поскольку на них незаметны признаки метеоритной или ветровой эрозии.

  Микрорельеф Марс (планета) напоминает лунный: мелкозернистое строение поверхности Марс (планета) проявляет себя специфическими поляризационными свойствами, а также эффектом оппозиции, заключающимся в том, что общий блеск Марс (планета) быстро возрастает на 20—30 % при углах фазы меньше 6°. Возможное объяснение этого эффекта заключается в исчезновении теней при рассматривании поверхности приблизительно в том же направлении, откуда приходит освещение.

  Очень неровная поверхность находится вблизи южной полярной шапки Марс (планета) Здесь наблюдаются многочисленные кратеры, которые по мере таяния шапки становятся более отчётливыми наряду с другими формами. Той же причиной объясняются и крайне неправильные очертания самой южной полярной шапки. В середине зимы она достигает максимальных размеров — простирается до широты —57°, с наступлением лета уменьшается. Однако дольше всего она сохраняется не на полюсе, а вокруг точки с координатами (330°, —84°), что связано, вероятно, с большей высотой этого места. Почти никогда не освобождаются от снега горы Митчела (275°, —73°). Судя по малочисленности малых кратеров в области южной полярной шапки и по сглаженности некоторых деталей, можно предположить, что эти области в сравнительно недавнем прошлом подвергались сглаживающему действию ледников. Здесь же обнаружены типичные для ледниковых форм U-oбразные долины. С середины 19 века лишь два раза наблюдалось полное исчезновение южной полярной шапки — в 1894 и 1911. Исчезновение северной полярной шапки не наблюдалось. Возможно, это объясняется тем, что лето в северном полушарии приходится на афелийные противостояния — когда приток тепла от Солнца наименьший и, кроме того, планету в эти периоды труднее всего наблюдать. Вследствие прецессии оси вращения Марс (планета) такое положение периодически изменяется с периодом в несколько десятков тысячелетий и спустя 20—30 тысяч лет южное полушарие станет более холодным. То же самое, вероятно, случалось и в прошлом. Именно тогда могли образоваться наблюдаемые на Марс (планета) ныне ледниковые формы.

  Атмосфера Марса. О наличии атмосферы у Марс (планета) можно судить по наблюдаемому потемнению его диска к краю, медленному угасанию звёзд, покрываемых планетой, по потере чёткости деталей поверхности Марс (планета) при их перемещении к краю его диска. Над лимбом замечается лёгкая дымка, а также высокие тонкие дисперсные облака и, наконец, пылевые бури, при которых перестают быть видимы большие области планеты, иногда на долгое время. Такова, например, была буря, на два месяца закрывшая почти все детали поверхности Марс (планета) вскоре после великого противостояния 1971.

  Согласно результатам спектральных наблюдений, в состав атмосферы Марс (планета) входят: углекислый газ (CO2) — от 50 почти до 100 %; следы водяного пара и окиси углерода (CO). Из теоретических соображений следует, что в атмосфере имеется азот (N2) — 0,5—5 % и аргон (Ar) в количествах, сравнимых с N2. На высотах более 1000 км атмосфера Марс (планета) состоит преимущественно из атомарного водорода в крайней степени разрежения (около 104 атомов в см3). Кислород (O2) на Марс (планета) спектроскопически не обнаружен; для него лишь установлен верхний предел: 0,3 % по отношению к CO2. Марс (планета) имеет ионосферу, состоящую из нескольких слоев. Наибольшая плотность электронов ne = 1,5×104 см-3 в ней — на высоте около 130 км. Фотометрические наблюдения Марс (планета) приводили к завышенным значениям мощности его атмосферы, поскольку рассеяние света аэрозольной составляющей атмосферы Марс (планета) (примерно в 5 раз большее рассеяния газовой составляющей) при таких определениях ошибочно приписывалось также газу. Спектральные наблюдения молекулярных полос CO2 в инфракрасной области, а также ослабление радиосигналов с АМС «Маринер-4», «Маринер-6» и «Маринер-7» при захождении их за диск Марс (планета) привели к значению полного давления на среднем уровне поверхности Марс (планета) — 6,5 ± 2,0 мб, то есть в 160 раз меньшему, чем у поверхности Земли. К такому же результату привели и спектральные наблюдения, выполненные на АМС «Марс-3». В низколежащих областях Марс (планета) (например, Амазонии) давление доходит до 12 мб, а в высоких падает до 1—2 мб.

  Количество водяного пара в атмосфере Марс (планета) соответствует 10—60 мкм осажденной воды.

  Температура Марса. Измерения теплового потока, исходящего из Марс (планета) в радиодиапазоне (1 мм — 21 см) длин волн, дают среднюю температуру поверхности планеты 220 ± 10 К — на среднем расстоянии от Солнца. В перигелии она на 10 % выше, а в афелии — на столько же ниже. Солнечная постоянная на Марс (планета) составляет 59 мвт/см2. Инфракрасная радиометрия позволяет измерить температуру поверхности Марс (планета) в разных точках: на экваторе тотчас после полудня она достигает 300 К и быстро падает до 220 К при заходе Солнца. За ночь она опускается ещё на 50 К, так что перед восходом Солнца она равна 174 К (—100 °С). На широте 45° — соответственно 282, 200 и 160 К. У полярных шапок температура достигает всего лишь 150 К (то есть около —125 °С). Тёмные области значительно теплее светлых.

  Атмосфера Марс (планета) гораздо холоднее. Из радионаблюдений АМС «Маринер-6» при его заходе за диск Марс (планета) вычислена температура атмосферы вблизи экватора; у её основания она оказалась равной 250 К, тогда как сама поверхность имела температуру 274 ± 5 К. температура ночной атмосферы в точке с широтой +36°, по измерениям с АМС «Маринер-7», составила 205 К, а ближе к полюсу, на широте +79°, 164 К. В это время в северном полушарии была осень. В нижней атмосфере на протяжении 20—25 км плотность и давление с высотой убывают примерно в 10 раз, в то время как температура падает с 210 К до 150 К. Далее температура падает медленнее и достигает минимума 110 К на высоте 50 км, после чего очень медленно возрастает до 300—350 К на высоте около 200 км и продолжает оставаться такой до высот свыше 1000 км. То обстоятельство, что температура поверхности Марс (планета) значительно выше температуры прилежащего слоя, вызывает сильную конвекцию в дневное время в нижней атмосфере Марс (планета) Горизонтальные движения в атмосфере Марс (планета), судя по перемещению облаков, совершаются со скоростями до 10—15 м/сек. Теоретически можно допустить скорости до 30—40 м/сек, а если учитывать макрорельеф, то местные ветры могут достигать скоростей 100—120 м/сек. Естественно, что, несмотря на малую плотность атмосферы, она в состоянии поднимать как мелкие, так и крупные пылевые частицы и перемещать на расстояния до 6000 км частицы диаметром 5—10 мкм и на 50 км — диаметром 75 мкм.

  Установленные на разных широтах в разные сезоны различия температуры атмосферы и поверхности Марс (планета) согласуются с давно замеченными сезонными изменениями деталей его поверхности: с наступлением весны полярная шапка начинает уменьшаться в размерах; вокруг неё появляется тёмный ободок «таяния»; моря, прежде очень тусклые, серые, становятся всё контрастнее, причём возрастание контрастов медленно распространяется от полюса к экватору. В это же время происходят сезонные изменения в очертаниях морей. К концу лета синевато-зеленоватые оттенки в морях сменяются буроватыми. Описанная картина долгое время давала основание думать, что полярная шапка, состоящая из льда и снега, тает и питает влагой всё более удалённые от неё области планеты, которые «расцветают» и становятся хорошо заметными. Низкие температуры в атмосфере и на поверхности Марс (планета) делают такую интерпретацию сомнительной. Прежде всего это относится к самой природе полярных шапок: при температуре —125 °С даже углекислый газ должен быть в твёрдом состоянии. Такая же низкая температура на высоте 30 км и ещё более низкая на большей высоте также требует конденсации атмосферного углекислого газа. Полярная шапка не может состоять ни из чего иного, кроме CO2, из неё же состоят белые облака, часто наблюдаемые на Марс (планета) Вместе с тем спектральные наблюдения указывают на небольшие примеси обычного льда (H2O) к «сухому льду» из CO2 в полярных шапках. Вероятно, из обычного льда состоят те последние остатки южной полярной шапки, которые не исчезают в течение лета, тогда как обширные пространства, покрытые тонким слоем твёрдой углекислоты, быстро испаряются уже в начале лета. Всё же на Марс (планета) воды очень мало, если только её нет в виде «вечной мерзлоты», которая возможна не только в приполярных областях. В последних вполне возможна «вечная мерзлота» из углекислоты. Случайные тектонические процессы, сопровождаемые выделением тепла, могут разрушить вечную мерзлоту локально и тогда появляются реки, признаки которых на Марс (планета) есть (см. выше). Однако главную роль при быстрых изменениях на Марс (планета) играют перемещения пыли в атмосфере и на поверхности планеты.

  Экспериментальные исследования Марса. Полёты АМС серий «Маринер» и «Марс» позволяют вести экспериментальные исследования геоморфологии, геологии и эволюции поверхности и атмосферы Марс (планета) Полученные результаты таких исследований позволяют высказать предположение о том, что наблюдаемые на Марс (планета) большие кратеры гораздо моложе лунных. Но при этом разрушены они больше, что, по-видимому, объясняется процессами выветривания.

  Жизнь на Марсе. Весьма популярная ранее идея о населённости Марс (планета) живыми (и даже разумными) существами не подтверждается результатами температурных и спектроскопических наблюдений. Сколь ни велика приспособляемость живых организмов к условиям среды, тот факт, что признаки кислорода в атмосфере Марс (планета) не обнаружены, делает гипотезу существования высоких форм жизни на Марс (планета) неправдоподобной. Однако низкие формы жизни, особенно анаэробные, могут там существовать (см. Астроботаника, Астробиология). Достаточно хорошее облучение поверхности Марс (планета) ультрафиолетовыми лучами делает вполне вероятным синтез органических молекул, из которых построены живые клетки. Многие формы земных микроорганизмов, поставленные в лаборатории в условия, свойственные поверхности Марс (планета), продолжали существовать и размножаться.

  Спутники Марса. У Марс (планета) имеются два спутника: Фобос и Деймос, движущиеся вблизи экваториальной плоскости очень близко к планете — на расстояниях 9,37 и 23,52 тысячи км с периодами 7 ч 40 мин и 30 ч 21 мин, соответственно; таким образом, Фобос движется вокруг планеты быстрее, чем она вращается вокруг оси. Оба спутника очень малы: с Земли они представляются объектами 11,6 и 12,8 звёздной величины, соответственно, а их истинные размеры были установлены прямым фотографированием с АМС «Маринер-9» (1971). Оказалось, что Фобос имеет неправильную форму, напоминающую картофелину, размерами 26 км в длину и 21 км в ширину. Его поверхность изрыта кратерами (в 100 раз гуще, чем поверхность Марс (планета)), наибольший из которых имеет диаметр свыше 6 км. Деймос менее изрыт, его поперечник достигает 13 км. Оба спутника имеют самое малое в Солнечной системе альбедо £ 0,06.

 

  Лит.: Вокулер Ж., Физика планеты Марс, перевод с французского, Марс (планета), 1956; Мороз В. И., Физика планет, Марс (планета), 1967; Новое о Марсе и Венере. Сборник статей, перевод с английского, Марс (планета), 1968.

  Д. Я. Мартынов.

5. Марс по наблюдениям с Земли в противостоянии 1971 между 7 июля и 3 сентября (в хронологическом порядке (см. следующий рисунок)).
5. Марс по наблюдениям с Земли в противостоянии 1971 между 7 июля и 3 сентября (в хронологическом порядке (см. следующий рисунок)).


Детали на поверхности Марса.
Детали на поверхности Марса.


6. Марс по наблюдениям с Земли в противостоянии 1971 между 7 июля и 3 сентября (в хронологическом порядке).
6. Марс по наблюдениям с Земли в противостоянии 1971 между 7 июля и 3 сентября (в хронологическом порядке).


Южная полярная область Марса, заснятая в 1969 аппаратом «Маринер-7».
Южная полярная область Марса, заснятая в 1969 аппаратом «Маринер-7».


4. Марс по наблюдениям с Земли в противостоянии 1971 между 7 июля и 3 сентября (в хронологическом порядке (см. следующий рисунок)).
4. Марс по наблюдениям с Земли в противостоянии 1971 между 7 июля и 3 сентября (в хронологическом порядке (см. следующий рисунок)).


Область в Эритрейском море (30° — 33°), на которой видно русло древней реки с притоком. Линия С. — Ю. проходит приблизительно от правого верхнего края к левому нижнему.
Область в Эритрейском море (30° — 33°), на которой видно русло древней реки с притоком. Линия С. — Ю. проходит приблизительно от правого верхнего края к левому нижнему.


I (30, —46) — Argyre I Аргир II (72, —65) — Argyre II Аскрейское озеро (100, +18) — Ascraeus Lacus Атлантида (168, —30) — Atlantis Залив Авроры (50, —14) — Aurorae Sinus Авзония (250, —40) — Ausonia Южное море (25, —60) — Australe, Mare Босфор (75, —40) — Bosporos Кандор (70, 0) — Candor Козерог (50, —20) — Capri Cornu Каральский источник (155, —42) — Caralis Fons Касий (265, +42) — Casius Бобровое озеро (155, +53) — Castorius Lacus Кебрения (215, +45) — Cabrenia Керавнский залив (95, +25) — Ceraunius Цербер (208, +10) — Cerberus Херсонес (260, —53) — Chersonesus Море Крона (180, —60) — Chronium, Mare Хриса (35, +10) — Chryse Хрисокер (98, —55) — Chrysokeras Киммерийское море (210, —30) — Cimmerium, Mare Кларитас (102, —32) — Claritas Колойское болото (299, +44) — Coloe Palus Копайское болото (275, +56) — Copais Palus Копрат (65, —15) — Coprates Крокея (285, —05) — Crocea Залив Циклопов (226, —08) — Cyclopum Sinus Кидония (355. +45) — Cydonia Дедалия (118, —27) — Daedalia Треугольный залив (305, —07) — Deltoton Sinus Страна Девкалиона (345, —17) — Deucalionis Regio Дейтеронил (357, +35) — Deuteronilus Дия (85, —60) — Dia Диакрия (163, +48) — Diacria Диоскурия (318, +48) — Dioscuria Эдем (350. +20) — Eden Эдом (345, —03) — Edom Электрида (180, —48) — Electris Элисиум (215, +23) — Elisium Эос (37, —15) — Eos Эридания (218, —45) — Eridania Эвксинское озеро (157, +43) — Euxinus Lacus Эритрейское море (30, —33) — Erythraeum, Mare Ганг (60, +05) — Ganges Геон (357, +16) — Gehon Залив Гдмера (225, —05) — Gomer Sinus Залив Горгоны (149. —30) — Gorgonum Sinus Адриатическое море (278,—35) — Hadriacum, Mare Эллада (294, —47) — Hellas Геллеспонтская низина (345, —62) — Hellespontica Depressio Геллеспонт (323. —40) — Hellespontus Геркулесов мост (180, +50) — Herculis Pons Гесперия (240. —20) — Hesperia Япигия (298, —15) — Iapygia Икария (123, —40) — Icaria Источник Иды (53,+30) — Idaeus Fons Страна Исиды (275. +20) — Isidis Regio Озеро Йемена (333, +40) — Ismenius Lacus Источник Юности (62, —05) — Juventae Fons Залив Лестригонов (198, —20) — Laestrygonum Sinus Ливия (272, —01) — Libya Лунное болото (65, +20) — Lunae Palus Жемчужный залив (23, —10) — Margaritifes Sinus Черное озеро (73, —13) — Melas Lacus Мемновия (148, —20) — Memnonia Залив Меридиана (358, —05) — Meridiani Sinus Мероя (290, +32) — Meroe Месогея (170, 0) — Mesogaea Моаб (340, +20) — Moab Озеро Мерида (270, +08) — Moeris Lacus Нектар (67, —28) — Nectar Страна Нейт (272, +35) — Neith Regio Непентес (265, +15) — Nepenthes Пролив Нереид (55, —45) — Nereidum Fretum Нильское озеро (32, +32) — Niliacus Lacus Нилокер (58, +34) — Niloceras Нилосирт (280, +43) — Nilosyrtis Олимпийские снега (138, +20) — Nix Olimpica Страна Ноя (350, —45) — Noachis Озеро Ночи (94, —10) — Noctis Lacus Гордеев узел (130, —05) — Nodus Gordii Энотрия (298, —02) — Oenotria Страна Огига (63, —42) — Ogygis Regio Офир (65, —10) — Ophir Оксия (18. +20) — Oxia Оксийское болото (17, +10) — Oxia Palus Пролив Палинура (145, —60) — Palinuri Fretum Пролив Пандоры (345, —25) — Pondorae Fretum Павлинье озеро (114, 0) — Pavonis Lacus Страна фаэтона (140, —48) — Paethontis Флегра (190, +30) — Phlegra Озеро Феникса (108, —15) — Phoenicis Lacus Залив Прометея (260, —62) — Promethei Sinus Пропонтида I (182, +43) — Propontis I Пропонтида II (177, +55) — Propontis II Протонил (318, +42) — Protonilus Страна Пирры (20, —25) — Pyrrhae Regio Разена (192, —26) —Rasena Залив Шеба (330, —10) — Sabaeus Sinus Скамандр (197, —48) — Scamander Змеиное море (320, —25) — Serpentis, Mare Симоис (160, —48) — Simois Синай (75, —20) — Sinai Море Сирен (155, —32) — Sirenum, Mare Залив Сирен (130, —35) — Sirenum Sinus Озеро Солнца (85, —27) — Solis Lacus Стикс (202, +28) — Styx Сирия (98, —20) — Siria Большой Сирт (290, +12) — Sirtis Major Малый Сирт (260, —10) — Sirtis Minor Темпе (68, +45) — Tempe Тавмасия (82, —38) — Thaumasia Тарсис (105, —03) — Tharsis Туле I (150, —67) — Thyle I Туле II (225, — 67) — Thyle II Тимиамата (5, +15) — Thymiamata Пролив Тифиса (220, —57) — Tiphys Fretum Залив Титанов (168, —20) — Titanum Sinus Озеро Тифона (83, —03) — Tithonius Lacus Белая полоса Южная (95, 0) — Tractus Albus (Australis) Белая полоса Северная (75, +28) — Tractus Albus (Borealis) Тринакрия (275, —25) — Trinacria Залив Тритона (245, —06) — Tritonis Sinus Перекресток Харона (200, +15) — Trivium Charontis Тирренское море (255, —22) — Tyrrhenum, Mare Умбра (285, +50) — Umbra Утопия (245, +52) — Utopia Ксанфа (52, +12) — Xanthe Пролив Яо (310, —35) — Yaonis Fretum Страна Яо (315, —33) — Yaonis Regio Озеро Зея (290, —47) — Zea Lacus Зефирия (182, —10) — Zephyria" href="a_pictures/15/01/254285171.jpg">Наименование деталей на поверхности Марса (в скобках указаны приближенные долг
<br><script type=

В Большой Советской Энциклопедии рядом со словом "Марс (планета)"

Марс (мифологич.) | Буква "М" | В начало | Буквосочетание "МА" | Марс (навигац.)


Статья про слово "Марс (планета)" в Большой Советской Энциклопедии была прочитана 4155 раз


Интересное