Марс — одна з найближчих (після Венери) до планет.

Загальна характеристика

Через кожні 780 днів Земля і Марс виявляються на мінімальній відстані одна від одної, що змінюється від 56 до 101 млн. км. Такі зближення планет називають протистояннями. Якщо ж відстань менша 60 млн. км, то їх називають великими. Великі протистояння спостерігаються через кожні 15-17 років. орбіти Марса складає 0,09, тому відстань від Марса до Сонця змінюється від 207 млн. км у до 250 млн. км в . Має два супутники: ,

Орбіти Марса і Землі практично лежать в одній площині (кут між ними складає 2 градуси). Вісь обертання Марса нахилена на кут 25,2 градуси від перпендикуляра до площини орбіти і спрямована в .

На Марсі також спостерігається зміна пір року, тривалість яких майже вдвічі більша. Через еліптичну орбіту сезони в північній і південній півкулі мають різну тривалість: літо в північній півкулі продовжується 177 марсіанських діб, а в південній вона на 21 день коротше і тепліше на 20 градусів, ніж літо в північній півкулі.

[] Температурний режим та атмосфера

Марс підчас пилової бурі року. Фотографію зроблено Космічним телескопом ім. Едвіна Хаббла

Через більшу віддаленість від Марс одержує лише 43тієї енергії, що одержує Земля. Середньорічна температура там ?60° С. Протягом доби температура поверхні змінюється істотно. Наприклад, у південній півкулі на широті 50 градусів температура в середині осені змінюється від ?18 градусів (опівдні) до ?63 градусів (увечері). Однак, на глибині 25 м під поверхнею температура практично постійна ?60° С протягом доби і не залежить від сезону. Максимальні значення температури поверхні не перевищують декількох градусів вище 0, а мінімальні значення зареєстровані на північній полярній шапці ? мінус 138 °C.

Такі зміни температури пояснюються тим, що атмосфера Марса, що складається на 95з , дуже розріджена і парниковий ефект відсутній. Інші складові атмосфери: 2,5, 1,6, менше 0,4. Середній тиск атмосфери в поверхні (6,1 мбар) у 160 разів менше, ніж тиск на рівні моря нашої планети (1 бар). У найглибших западинах воно може досягати 12 мбар. Атмосфера планети суха.

[] Рельєф

У потужний телескоп на поверхні Марса можна розрізнити лише великі темні і світлі області діаметром у сотні і тисячі кілометрів. Добре видні білі полярні шапки Марса. Ще наприкінці XVIII століття видатний англійський астроном помітив, що розміри білих полярних шапок періодично змінюються зі зміною сезону. Улітку шапки випаровуються і зменшуються в розмірах, причому одночасно з полярних областей у помірні широти поширюється «хвиля потемніння» ділянок поверхні.

Наприкінці XIX століття італійські астрономи і повідомили, що неодноразово бачили тонкі довгі темні лінії, що нагадують мережу каналів, що наче зв'язують полярні і помірні зони планети. Однак не всі астрономи поділяли цю думку. Справа в тім, що ці лінії знаходилися на межі дозволу. У таких випадках окремі плями зорово поєднуються в лінії. На фотографіях поверхні Марса, отриманих за допомогою космічних станцій, видно безліч долин і тріщин, однак сполучити їх з каналами, показаними на картах Скіапареллі, не вдалося.

Під поверхнею Марса в окремих областях перебуває шар вічної мерзлоти товщиною в кілька кілометрів. У таких районах на поверхні кратерів видні незвичайні для планет земної групи застиглі флюїдизовані потоки, за якими можна судити про наявність підповерхневого льоду. За винятком рівнин, поверхня Марса сильно кратерована. Кратери, як правило, виглядають більш зруйнованими, ніж на чи . Сліди вітрової ерозії можна бачити всюди.

Обробка збурень в орбітах космічних апаратів дозволили одержати карту ареоїда — рівневої поверхні Марса. Виявилося, що вона добре корелює з рельєфом Марса, що говорить про слабкий прояв ізостазії. Особливо добре «видний» Олімп. Ареоїд оконтурює гору западинами глибиною від ?300 м до ?400 м. Усередині гори ареоїд піднімається до 500 м. Гравітаційні аномалії в гірському регіоні Тарсис досягають 344 мГал на висоті супутника (275 км). Взагалі, гравітаційні аномалії на Марсі перевершують гравітаційні аномалії на Землі в 17 разів! Питання про ізостазії залишається поки відкритим.

Порівняйте розміри планет земного типу (з ліва на право): , , та Марс

Для поверхні Марса характерна глобальна асиметрія в розподілі знижених ділянок — рівнин, що складають 35усієї поверхні і піднесеною, покритою безліччю кратерів областей. Велика частина рівнин розташована в північній півкулі. Межа між ними в ряді випадків представлена особливим типом рельєфу — столовими горами, складеними плосковершинними гірками і хребтами.

Чотири гігантських погаслих вулкани піднімаються над навколишньою місцевістю на висоту до 26 км. Найбільший з них — гора Олімп, розташований на західній окраїні гір Фарсида, має основу діаметром 600 км і кальдеру на вершині поперечником 60 км. Три вулкани: гора Аскрійська, гора Павлина і гора Арсія розташовані на одній прямій на вершині гір Фарсида, висотою близько 9 км. Самі вулкани піднімаються над Фарсидою ще на 17 км. Більше 70 погаслих вулканів знайдені на Марсі, але вони набагато менші і за площею і за висотою.

На сучасних картах Марса поряд з новими найменуваннями, привласненими формам рельєфу, виявленим завдяки космічним знімкам, використовуються стародавні географічні і міфологічні назви, запропоновані Скіапареллі. Найбільша піднесена область, поперечником близько 6000 км і висотою до 9 км одержала назву Фарсида (так на древніх картах називався Іран), а величезна кільцева низина на півдні діаметром більш 2000 км названа Елладою (Греція). Сильно кратеровані ділянки поверхні одержали назви земель: Земля Прометея, Земля Ниючі та інші. Долинам планети Марс даються назви, які використовувались