Полярні шапки, які змінюють свої розміри в залежності від марсіанської пори року, складаються з твердої вуглекислоти. Улітку вона випаровується, залишаючи невелику ділянку водяного льоду завтовшки в кілька сот метрів. Вважається, що вся вода на Марсі знаходиться у зв’язаному стані на полярних шапках і в шарі вічної мерзлоти.

Багато цінної інформації отримали астрономи від марсохода „Соджорнер”, який працював на поверхні Марса у другій половині 1997 р. Зокрема, він передав на Землю близько 40 стереоскопічних знімків поверхні планети. Життя на Марсі він не виявив.

Супутники Марса.

В існуванні двох супутників Марса не сумнівався свого часу Кеплер, як це видно з його листа до Галілея: „Я... шалено хочу мати телескоп, щоб, якщо зможу, випередити вас у відкритті двох супутників, які обертаються навколо Марса”.

Під час протистояння Марса у серпні 1877 р. американець А. Холл, випробовуючи новий 66-сантиметровий рефрактор, узявся відкрити ці супутники. 2 серпня Холл уперше побачив супутник, згодом названий Деймосом (грец. „жах”), а 17 серпня він відкрив Фобос (грец. „страх”).

Відстань Фобоса і Деймоса від центра Марса відповідно 2,76 і 6,9 радіуса планети, період обертання відповідно 7 год.39 хв. і 30 год.18 хв. Фобос за одну марсіанську добу встигає зробити три оберти навколо планети, сходячи на заході і заходячи на сході, а Деймос, зійшовши на сході, перебуває над горизонтом близько 65 год., тобто понад 2,5 марсіанської доби. Супутники рухаються в площині екватора і по колових орбітах. Розміри Фобоса становлять 28Ч20Ч18 км., а Деймоса – 16Ч12Ч10 км. Поверхні супутників поцятковані кратерами набагато сильніше, ніж поверхня Марса. На знімках Фобоса добре видно його найбільший кратер – Стікні діаметром 10 км. Відстань між борознами глибиною до 30 м. становить 200-300 м. Природа цих утворень досі залишається нез’ясованою.

Вода на Марсі

На основі спектрофотометричних спостережень Марс не можна було виявити в його атмосфері бодай незначних слідів водяної пари. Астрономи лише дійшли висновку про те, що густина водяної пари в марсіанській атмосфері не перевищує 0,1 г/см3 (близько 1% густини водяної пари в атмосфері Землі).

Перш за все, «танення» полярних шапок давно наштовхувало на думку, що, полярні райони Марса вкриті снігом. Принаймні визначені температури полярних шапок (—100°С) геть відкидають гіпотезу про вуглекислий склад цих утворень. Адже при такій температурі на Марсі СО не може затвердіти. Виходячи з швидкості зменшення по-лярних шапок (15—20 км за добу) під час марсіанської весни в певній півкулі і беручи до уваги те, що Марс одержує від Сонця в 2,3 раза менше тепла, ніж Земля, ми повинні зробити висновок про незначну товщину сніжного шару на Марсі (кілька, сантиметрів).

На початку весни в тій чи іншій півкулі Марса по-лярна шапка займає площу близько 30 млн. км2. В цей період на протилежній півкулі шапка має мінімальний розмір. Деяка кількість кристаликів замерзлої води в цей час знаходиться в атмосфері планети. Коли враху-вати всі ці запаси, то виявляється, що загальний об'єм води на Марсі становить близько 1000 куб. км.

Температура кипіння води, в умовах низького атмосферного тиску на Марсі, не перевищує 20—30°С. Обчислення кількості во-ди в атмосфері Марса показали, що наш рожевий сусіда дуже .бідний на атмосферну вологу — близько 10 мк рівномірно розподіленої по всій поверхні, водяної плівки.

Спостереження показали що, кількість води в атмосфері Марса еквівалентні 40 мк води.

Літо і зима на планеті

Кут нахилу осі обертання Марса до площин орбіти, становить 64є05ґ, а тому на Марсі, як і на Землі, відбуваються зміни пір року. Але, оскільки марсіанський рік майже вдвічі довший, ніж земний (686,98 земних діб), то й сезони там тривають надзви-чайно довго.

В літній для північної півкулі Землі період (в липні) наша планета найбільше віддалена від Сонця (152 млн. км), а в зимовий (січень) — найменше (147 млн. км). Різниця— 4 млн. км — незначна, а тому літо в північній та півден-ній півкулях майже однаково тепле. Для Марса ж ця різниця становить 43 млн. км, а тому інтенсивність сонячного оп-ромінювання планети змінюється майже в 1,5 раза. Через це клімат у північній та південній півкулях Марса помітно відрізняється. Літо південної півкулі жаркіше за літо північної, а зима північної півкулі—тепліша, ніж зима південної.

В міру танення полярної шапки поступово темніша-ють марсіанські моря. Причому швидкість поширення хвилі потемніння виявилась досить великою. Деяку схожість з марсіан-ським спектром, мають лист лілеї Agapanthus та кактус. На думку експериментаторів, ці рослини заслуговують на особливу увагу ще й з іншого боку. Виявилось, що ці екземпляри мають захисну оболонку, що перешкод-жає випаровуванню вологи. Така захисна мембрана може бути істотним фактором для марсіанської рос-линності, коли прийняти до уваги особливості біоло-гії Марса.

У питанні про життя на Марсі з давніх часів велику роль відводили марсіанським «каналам». За останній час астрономи, користуючись потужними, телескопам довели, що ці утворення дійсно існують на поверхні Марса у великій кількості і ширина їх досягає багатьох десятків кілометрів. Нічого іншого, крім Їх об'єктивного: існування, про канали ми не знаємо. Проблему канал можна розв'язати лише шляхом фотографування поверхні Марса за допомогою космічних ракет з невеликої відстані.

Насамперед згадаймо про відомі всьому світові дослідження, що їх протягом кількох років виконував видатний радянський астрофізик — засновник так званої астроботаніки — Г. Л. Тихов.

Вчений був упевнений, що темні ділянки марсіанської поверхні так