Противостояния Марса при его расстоянии от Земли, не превышающем 60 млн км (около 0,40 а. е.), называются великими; они

повторяются через 15 и 17 лет и наиболее благоприятны для наблюдений этой планеты. Ближайшее великое противостояние Марса наступит 28 сентября 1988 г. на расстоянии около 59 млн км (0,396 а. е.) от Земли, и планету можно успешно наблюдать с августа по ноябрь 1988 г. среди слабых звезд созвездия Рыб.

Известно, что вращение Марса вокруг оси сходно с вращением Земли. Его сутки лишь на 40 минут продолжительнее земных, а наклон оси относительно перпендикуляра к плоскости его орбиты равен 24°56′ (у Земли 23°26′), так что на планете регулярно происходит смена времен года, но тепла от Солнца Марс получает примерно в 2,5 раза меньше, чем Земля. Масса планеты равна 0,107 массы Земли, а ее диаметр в два раза меньше земного и в эпохи великих противостояний виден под углом в 25″, что позволяет сравнительно хорошо изучать поверхность планеты.

В каждой науке есть свои условности. Так и здесь, астрономы условились светлые, оранжевого цвета области поверхности планеты называть материками, обширные темные области – морями, их выступы – заливами, а отдельные небольшие пятна – озерами. При исключительно хороших атмосферных условиях наблюдений на поверхности планеты видна сеть тонких темных линий – «каналов», открытых в 1877 г. итальянским астрономом Дж. Скиапарелли. Однако они оказались оптической иллюзией.

Подробное фотографирование участков поверхности Марса с расстояний от 3400 до 1800 км провели летом 1969 г. американские станции «Маринер-6» и «Маринер-7». Первая станция фотографировала главным образом участки поверхности северного полушария планеты, в котором в то время была ранняя осень, а вторая – участки южного полушария, где была ранняя весна.

14 ноября 1971 г. американская автоматическая станция «Маринер-9», 27 ноября, 2 декабря 1971 г. и 12 февраля 1974 г. советские автоматические станции «Марс-2», «Марс-3» и «Марс-5» стали искусственными спутниками Марса, а 20 июля и 4 сентября 11976 г. на поверхность планеты последовательно опустились посадочные блоки американских станций «Викинг-1» и «Викинг-2», оставшихся на орбитах искусственных спутников Марса. Были получены прекрасные фотографии поверхности Марса, а также специальной аппаратурой проведены исследования температуры планеты, ее атмосферы и магнитного поля.

Ни на одном фотоснимке каналов не обнаружено, зато четко видны глубокие ущелья, овраги, остатки русел прежних рек, разломы в коре, горные хребты, цепи и пики высотой до 15 км, складки, валы, долины, песчаные дюны и множество кратеров размерами от 100 м до 200 км в диаметре (рис. 1). То, что с Земли считалось «большим каналом Агатодемон», оказалось длинным горным хребтом протяженностью около 1200 км и шириной примерно в 150 км, изрезанным кратерами и ущельями. Крупным кратерам присвоены имена выдающихся ученых, главным образом астрономов, физиков и геофизиков.

Рис. 1. Кратеры и горные хребты на поверхности Марса

На планете имеются конусообразные вулканические горы с жерлами на вершинах и с застывшими потоками базальтовой лавы по склонам. Четыре наиболее высоких вулкана, один из которых назван Олимпом, возвышаются над равниной на 20-21 км и являются высочайшими горами в Солнечной системе. Поперечники оснований этих вулканов – от 500 до 600 км, а диаметр кратеров на их вершинах – от 60 до 100 км.

Очевидно, в прошлом Марс был активной планетой, что подтверждается разломами в коре, остатками русел прежних рек и обилием базальтовых глыб и камней в районах посадки блоков обоих «Викингов», разделенных расстоянием в 7300 км. Имеются на Марсе и обширные песчаные пустыни, покрытые дюнами и множеством камней различных размеров (рис. 2).

Таким образом, поверхность Марса имеет разнообразный рельеф, как, скажем, Земля, что вполне реально для естественного небесного тела.

Исследования, проведенные «Маринерами», «Марсами» и «Викингами», подтвердили крайнюю разреженность марсианской атмосферы. Атмосферное давление у поверхности планеты не превышает 0,007 атмосферы или 5 мм ртутного столба. Атмосфера Марса на 95 % состоит из углекислого газа и содержит около 2,5 % азота, 1,5 % аргона и примерно 0,2 % кислорода.

Рис. 2. Песчаная пустыня с дюнами на поверхности Марса

Водяные пары присутствуют в атмосфере Марса в незначительном количестве, но заметное различие их содержания над разными участками поверхности планеты заставляет думать о возможности поступления их из ее грунта. Станция «Викинг-2» зарегистрировала плотный туман в горных долинах и облака, окутывающие вершины гор. Судя по всему, облака состоят из мелких ледяных кристалликов.

Присутствие водяных паров в атмосфере Марса подтверждается существованием белых полярных шапок, расположенных вокруг полюсов планеты. В зимнее время полярные шапки покрывают большое пространство, до 40° от полюса. Но в летнее время северная полярная шапка совершенно исчезает, а южная уменьшается до предела и выглядит маленьким белым пятнышком.

Обе шапки состоят из водяного льда с примесями затвердевшего углекислого газа, температура замерзания которого в марсианских условиях близка к -80 СС, в то время как в районах полюсов планеты в зимнее время температура понижается до -125 °С. В экваториальной же зоне планеты температура днем может повышаться до +25 °С, а под утро падает до -90 °С. Такие колебания температуры будут вполне понятными, если вспомнить о крайне разреженной атмосфере планеты, плохо сохраняющей получаемое от Солнца тепло.

У Марса обнаружено магнитное поле, но оно в 500 раз слабее магнитного поля Земли.

Рекомендуем читателям самим провести систематические наблюдения Марса. Они будут наиболее полными и содержательными при использовании цветных стекол – светофильтров.

Не следует пытаться фотографировать планету, так как на снимках, полученных с небольшими телескопами, невозможно различить детали ее диска. Значительно рациональнее визуальные наблюдения, сводящиеся к зарисовкам видимых деталей поверхности планеты. На листе бумаги заранее проводится окружность диаметром в 5 см и при наблюдениях на нее наносятся детали, видимые на планете. Сначала следует нанести общие контуры деталей, а затем уже их конкретизировать.

При всех наблюдениях необходимо записывать дату, время (с точностью до 1 минуты), состояние неба, наличие Луны, фирму и диаметр объектива телескопа, применяемое увеличение и марки светофильтров.

При наблюдениях без светофильтра необходимо отмечать цвет деталей словами либо по следующей шкале: -5 – интенсивно-синий; -4- светло-синий; -3 – сине-зеленый; -2 – интенсивно-зеленый; -1 – светло-зеленый; 0 – белый; светло-желтый; +2 – интенсивно-желтый; +3 – темно-желтый; +4 – оранжевый; +5 – красный.

Более ценными являются наблюдения Марса сквозь светофильтры, которые значительно повышают контрастность деталей в зависимости от их цвета. Желательно использовать красный, желтый, зеленый и синий светофильтры, причем наблюдения проводятся поочередно с каждым из них. При таких наблюдениях не требуется оценки цвета деталей, но зато необходима оценка их интенсивности по шкале, в которой интенсивность материков вблизи центра диска планеты оценивается баллом 2, а темный фон ночного неба – баллом 10.

Пронаблюдав Марс на протяжении нескольких месяцев, читатель сам убедится в изменениях, происходящих на его поверхности.

Рис. 3. Фотография Фобоса

Марс имеет два естественных спутника, Фобос и Деймос, открытых американским астрономом А. Холлом в 1877 г., но они видны лишь в сильные телескопы. «Маринер-9» впервые сфотографировал оба естественных спутника планеты, оказавшихся бесформенными каменными глыбами размерами 27х21х19 км (Фобос) и 15х12х8 км (Деймос). Поверхность обоих спутников испещрена кратерами диаметрами от 500 м до 10 км, являющимися результатом метеоритных ударов (рис. 3).