Дотелескопический период изучения Марса связан с работами Тихо Браге (конец 16 в.), который изучал его как объект небесной механики. Этот период завершился появлением законов движения планет, открытых Кеплером. Первые наблюдения Марса в телескоп, проведенные Галилеем, позволили обнаружить лишь слабые фазы планеты. Только в 1656 г. Гюйгенс, пользуясь сделанным им же телескопом, впервые заметил на поверхности Марса темное пятно. Наблюдая кажущееся движение этого пятна, Гюйгенс сделал вывод о том, что период обращения Марса вокруг своей оси составляет 24 часа (с небольшим). Не подозревая о работах Гюйгенса, Доминико Кассини (папский астроном) в 1666 г. с помощью более совершенного телескопа (построенного римским оптиком Кампани) наблюдал аналогичные движения нескольких темных пятен на поверхности Марса и получил период обращения 24 ч. 40 мин. Кассини же первым обратил внимание на характерные «полярные шапки» Марса.

Через столетие последовал новый виток открытий, начатых Гершелем. Правда, в 1700 г. астроном Парижской обсерватории Маральди обнаружил, что на полюсах Марса находятся белые пятна, четко выделявшиеся на красноватом или сероватом фоне поверхности планеты. Одно из этих пятен расположено недалеко от южного полюса. Благодаря наблюдениям Гершеля (в период 1777—1783 гг.) было определено положение оси вращения Марса в пространстве. Измеренное Гершелем наклонение марсианской эклиптики к плоскости марсианского экватора составило 28°42'. Заметное сходство этого угла с углом наклонения для Земли (23°27') означает, что наступление и смена марсианских времен года должны проходить приблизительно так же, как и на Земле. Что касается белых пятен на полюсах Марса, обнаруженных еще Маральди, Гершель открыл, что размеры этих образований меняются в зависимости от сезона года. Он предположил, что они представляют собой скопления ледяных и снежных масс, подобные тем, что покрывают полярные области Земли. Гершель же высказал мнение о том, что Марс окружен заметной атмосферой (более поздние наблюдения Шретера подтвердили это предположение).

Последующие успехи в изучении Марса связаны с работами двух немецких ученых — Вильгельма Бэра и Генриха Мэдлера. Благодаря превосходным качествам телескопов, построенных знаменитым ученым и оптиком Йозефом Фраунгофером, они смогли сделать более точные наблюдения, чем их предшественники. В частности, ими было доказано, что темные пятна на поверхности Марса представляют собой постоянные образования. Мэдлер составил первую карту планеты. Оба ученых определили период обращения планеты 24 ч 37 с и проследили за изменениями полярных пятен.

Следующие 20 лет (начиная с 1877 г.) принесли больше, чем было получено за предыдущие более чем два столетия. Этот взрыв интереса к Марсу во многом связан с именем итальянского астронома Джованни Скиапарелли. Однако чуть раньше было сделано одно примечательное открытие, имевшее огромное значение для нашего знания условий на Марсе. В 1867 г. французский ученый Жансен спектроскопическими исследованиями доказал присутствие водяных паров в атмосфере Марса. Это открытие было затем подтверждено наблюдениями англичанина Хёггинса и немецкого ученого Фогеля. В 1877 г. было сделано еще одно замечательное открытие. Профессор Вашингтонской обсерватории Асаф Холл обнаружил два спутника Марса. Необычайно важное значение этого открытия состояло в том, что оно позволило точно определить массу Марса. Оказалось, что она составляет 1/309500 часть солнечной, или 1/9 земной, или 9 лунных. Знание массы Марса дало возможность оценить среднюю плотность планеты (около 4,1 г/см³).

Однако наиболее тщательное изучение марсианской поверхности было проведено Скиапарелли. Он уточнил наклонение марсианской эклиптики, определив его в 24°52'. Скиапарелли первым из астрономов открыл существование на Марсе темных полос, пересекавших области «континентов» и соединявших друг с другом разные «моря». Полосы были названы им canali, что означало по смыслу «проливы» или «каналы». Этот термин стал пониматься в буквальном смысле, чего не имел в виду автор. Скиапарелли составил очень подробную карту деталей поверхности Марса, перенеся на них земные географические названия. При этом он наделил Марс миром мифологических героев античных времен. Несмотря на появившиеся при Скиапарелли гипотезы об искусственном происхождении марсианских «каналов», он был убежден в геологическом происхождении этих образований, а их внешние изменения он приписывал наводнениям, вызванным таянием снегов, и последующему высыханию их.

Много времени и сил посвятил изучению Марса крупный поборник теории искусственного происхождения марсианских «каналов» американский астроном Персиваль Лоуэлл. В 1894 г. в г. Флагстаффе (штат Аризона) он основал обсерваторию. Лоуэлл обладал исключительно острым зрением. Это позволило ему открыть на темных областях поверхности планеты, считавшихся до этого «морями», множество деталей и «каналов». Лоуэлл составил их детальную карту.

Итог визуальным наблюдениям за Марсом был подведен классическим трудом французского астронома Антониади, наблюдавшего Марс с 1908 по 1920 г. Именно Антониади своими работами показал, что наблюдавшиеся Лоуэллом прямолинейные каналы на самом деле состоят из цепочек пятен, либо разрешаются в широкие диффузные полосы, или оказываются границами областей с разной яркостью. Опубликованный в 1930 г. труд Антониади оставался наиболее полным и детальным описанием поверхности Марса до 50-х годов.

Уже в 20-е годы нашего столетия для исследования поверхности Марса стали применяться спектрографические, поляриметрические методы, а также фотографирование через светофильтры. В итоге был получен обширный фактический материал о марсианской атмосфере, климате планеты, полярных шапках, содержании воды на Марсе и т. д. Результаты многолетних наблюдений за Марсом были детально проанализированы и обобщены в начале 50-х годов американским астрономом Ж. Вокулером. В пределах возможностей наземных средств наблюдений ученые получили достаточно полное представление об этой планете.

Новый этап изучения Марса — шестидесятые годы. Непосредственные фотогеологические исследования поверхности планеты при помощи космических аппаратов начались с полета «Маринера-4» (июль 1965 г.). Было получено 22 изображения поверхности планеты, измерено атмосферное давление у поверхности (5 - 10 мб) и обнаружено, что напряженность магнитного поля Mаpca составляет менее 10^-4 от земного. На изображениях была видна кратерироваяная поверхность, напоминающая лунные возвышенности. После многовековых иллюзий о землеподобном Марсе эти фотографии оказались весьма разочаровывающими. Последующие космические аппараты «Маринер-6 и -7», запущенные в 1969 г., засняли заметно большую поверхность планеты (общее число снимков 202) и впервые — область южной полярной шапки. На этот раз, помимо кратерированной поверхности, были обнаружены и другие марсианские ландшафты: ячеистые и хаотические местности и сглаженные области. Облик этих ландшафтов убедительно показал, что формировавшие поверхность Марса процессы существенно отличались от тех, которые создали облик лунной поверхности.

Еще большее разнообразие марсианских ландшафтов открыл изумленному человечеству «Маринер-9». Съемка планеты продолжалась около года. Было получено более 7300 снимков с разрешением 1 - 3 км. Советские космические станции «Марс-4» (пролетный) и «Марс-5» (орбитальный) дали 9 телевизионных панорам марсианской поверхности и 77 снимков в южной приэкваториальной зоне планеты. Благодаря этим съемкам планетологи получили возможность сравнительного изучения ранних этапов эволюции планет земной группы, что способствовало более углубленному пониманию начальных этапов геологического развития собственно Земли. Но несмотря на большой объем визуальной информации о поверхности Марса, накопившейся к середине семидесятых годов, возникло множество новых вопросов о природе красной планеты, а появившиеся к этому времени теоретические модели требовали проверки. И все же главным оставался вопрос: есть ли жизнь на Марсе?

И вот в 1976 г. к Марсу отправляются две автомати ческие станции «Викинг-1» и «Викинг-2». На этот раз каждая станция состояла из орбитального и посадочного модулей. Одна из главных целей проекта — поиски жизни на Марсе. На это были нацелены многие научные эксперименты. Посадочные аппараты были оснащены двумя камерами для съемки окружающей поверхности, газовым хроматограф-масс-спектрометром для анализа органического вещества в марсианском грунте, рентгенофлюоресцентным спектрометром для анализа неорганического вещества, трехкамерной биологической установкой, сейсмометром и множеством метеорологических датчиков. Орбитальные аппараты были вооружены так же двумя телевизионными камерами для съемки Марса, серией инфракрасных измерительных датчиков и спектрометром для определения содержания воды в атмосфере. Радиосистемы, как на посадочных, так и на орбитальных аппаратах, также использовались для выполнения разнообразных научных целей (например, зондирования структуры атмосферы).

Посадочные аппараты примарсились 20 июля и 3 сентября 1976 г. соответственно в двух точках планеты, удаленных одна от другой на 6000 км (в районе равнины Хриса и равнины Утопии). После мягкой посадки эти станции в течение нескольких месяцев интенсивно выполняли различные биологические и аналитические эксперименты. И хотя в итоге никаких проявлений жизни обнаружено не было, станции передали на Землю богатейшую информацию о геологической обстановке в местах посадок, химии марсианского грунта и атмосферы, погодных условиях и сейсмичности планеты. Лишь в 1982 г. прекратилась связь с последней действовавшей станцией, которая непрерывно проработала в течение шести лет. Просуществовавшие в рабочем режиме до июля 1979 г. и августа 1980 г. орбитальные станции «Викинг-1» и «Викинг-2» провели фотографирование всей поверхности Марса с разрешением 2000 м на элемент изображения и большей части планеты — с разрешением до 8 м. В течение двух полных марсианских лет с помощью инфракрасного спектрометра были закартированы пространственные и временные вариации температуры поверхности и атмосферы, а также изменения в содержании атмосферной влаги. В ходе осуществления этого проекта с орбитальных станций на Землю было передано свыше 50000 (а с посадочных 4500 изображений марсианской поверхности. Благодаря всему комплексу проведенных исследований Марс перешел в разряд самых изученных (после Земли) планет Солнечной системы. И тем не менее мы не можем сказать, что наши сегодняшние знания о Марсе достаточно полны, поскольку многие тайны природы красной планеты еще остаются неразгаданными. Однако сегодня мы уже можем наметить те главные вопросы, ответы на которые позволят получить наиболее целостное представление о природе марсианского вещества и геологической эволюции планеты. Ответы на многие из этих вопросов ученые рассчитывают получить в ходе реализации намеченных космических экспериментов «Марс — Обсервер» (1990 г.) и «Марс-94» (1994 г.).

Общие сведения о планете

По удаленности от Солнца Марс оказывается четвертой планетой, а относительно Земли — первой внешней планетой, замыкающей собой группу планет земного типа.

Полный оборот Марса вокруг Солнца совершается за 687 земных суток, и он движется в ту же сторону, что и Земля, со скоростью 24,1 км/с. Длительность марсианских суток определена с большой точностью — 24 ч 37 мин 22,62 с, т.е. они всего на ~40 мин длиннее земных суток. Максимальное удаление Марса от Солнца 249,1, минимальное — 206,7 млн. км. Через каждые 2 года и 50 дней Земля обгоняет Марс на целый оборот. Положение, в котором Марс и Земля оказываются по одну сторону от Солнца на одной прямой, называется противостоянием. Поскольку орбита Марса более эллиптичная, чем у Земли (эксцентриситет 0,093), условия наблюдения за ним заметно меняются от противостояния к противостоянию. Максимальное удаление Марса от Земли составляет 10,12·10⁷ км. Когда его орбита находится на ближайшем расстоянии от земной (5,57·10⁷ км), противостояние называется великим. Такое противостояние повторяется каждые 15 или 17 лет (последнее великое противостояние Марса было совсем недавно — в сентябре 1988 г.). Наклонение марсианского экватора к плоскости орбиты планеты почти такое же, как у Земли, и равно 25,2°, а направление оси вращения остается неизменным в пространстве. По этой причине смена времен года на Марсе в общем протекает так же, как и на Земле, но их продолжительность почти вдвое больше земных.

Поскольку на Марсе не существуют водные бассейны типа океанов или морей и, таким образом, нельзя ввести земное понятие уровня моря, уровенная поверхность планеты (горизонталь 0 км высоты) определяется гравитационным полем в комбинации с поверхностью, на которой атмосферное давление равно 6,1 мб (величина давления в тройной точке на фазовой диаграмме H₂O). Такая поверхность отсчета высот рельефа аппроксимируется трехосным эллипсоидом с большими полуосями А=3394,6 км, В=3393,3 км и с малой полуосью С=3376,3 км. Большая полуось А пересекает поверхность Марса на 105° з. д.

Масса Марса примерно в десять раз меньше земной и равна 6,4188·10^-26 г. Средняя плотность Марса заметно меньше средней плотности Земли и равна 3,961 г/см^³, а ускорение силы тяжести в 2,6 раза меньше, чем на Земле, и составляет 373 см/с² на экваторе. Скорость «убегания» с Марса равна 5,2 км/с. Планета имеет два спутника (Фобос и Деймос), средний диаметр которых 22 и 12 км соответственно. Движение Фобоса вокруг Марса происходит на расстоянии (от центра планеты) 9 400 км, а Деймоса — на расстоянии 23 500 км.

Условия на поверхности и климат

Подобно Земле, Марс при движении по орбите проходит два равноденствия и два солнцестояния. Периоды, заключенные между этими положениями, соответствуют весне, лету, осени и зиме (продолжительность сезонов, как уже было сказано, вдвое больше земных). Эллиптичность марсианской орбиты несколько усложняет картину времен года. Разная скорость движения Марса по его эллиптической орбите обусловливает неодинаковую продолжительность марсианских времен года. Так, например, весна в северном полушарии на 52 дня длиннее, чем осень. В это время Марс находится на большем удалении от Солнца (положение в афелии), а поэтому солнечная радиация, достигающая планеты в этот период, составляет лишь 69% радиации в период ближайшего положения к Солнцу (положение в перигелии). Когда Марс достигает перигелия, температура его поверхности в подсолнечной точке и средняя по дневному полушарию планеты на 25 - 30° выше, чем в афелии. По этой причине осень и зима в северном полушарии Марса менее суровые, чем в южном, а южное лето в отличие от северного более жаркое. В зависимости от высот физической поверхности Марса, диапазон которых превышает 30 км, давление у поверхности колеблется от 3 мб на возвышенностях до 10 мб в глубочайших депрессиях, составляя на среднем уровне 5,4 мб. Это более чем на два порядка величины ниже давления земной атмосферы. Смена времен года на Марсе и эффекты, возникающие из-за различия температур дневного и ночного полушарий, вызывают периодические сезонные и суточные вариации давления. Основная причина сезонных вариаций — конденсация и испарение С0₂ на полярных шапках планеты. Средняя плотность атмосферы на уровне поверхности оценивается 0,0166 кг/м³, что соответствует плотности земной атмосферы на высоте 35 км.

Температурный режим марсианской поверхности обусловлен главным образом сезонными изменениями поступающей на нее солнечной радиации. Заметное влияние на температурный режим могут оказывать частые пылевые бури. Они нередко охватывают всю планету и «загружают» атмосферу большим количеством аэрозолей, поглощающих значительную долю радиации. Поток солнечной энергии на единицу марсианской поверхности в среднем равен 0,0143 кал/см² · с, что составляет немногим более 40% потока на земную поверхность. Эффективная температура Марса (при среднем альбедо 0,25) равна - 60°С. Разность температур поверхности между экватором и полюсами (по отношению к средней температуре планеты) достигает 40%, что свидетельствует о преобладающем воздействии радиационных факторов по сравнению с динамическими (перенос тепла атмосферой), столь характерными для Земли. Максимальные дневные температуры поверхности в экваториальной зоне Марса могут достигать +25°С. Темные области планеты в экваториальной зоне обычно на 10 - 15° теплее, чем соседние светлые области. Но тем не менее положительные температуры поверхности держатся лишь 1 - 2 часа близ местного полудня. В ночное время минимальные температуры достигают - 90°С. Таким образом, амплитуда суточных колебаний поверхностных температур на экваторе может превышать 100°. Температурный режим полярных областей Марса еще более суров. Так, в северной полярной области летние температуры (в полярный день) составляют от - 63° до - 58°С, а зимние (в полярную ночь) от - 138° до - 128°С; для южной полярной области от - 43° до - 38°С летом и от -143° до -133°С зимой. Короче говоря, условия на планете исключительно суровые.