Большая Советская Энциклопедия (МА) - Большая Советская Энциклопедия "БСЭ" - Страница 315

  Е. И. Попов.

«Марс-3»: 1 — приборный отсек; 2 — антенна научной аппаратуры «Стерео»; 3 — параболическая остронаправленная антенна; 4 — спускаемый аппарат; 5 — радиаторы системы терморегулирования; 6 — панель солнечной батареи; 7 — блок баков двигательной установки; 8 — приборы системы астроориентации.

Марс (мифологич.)

Марс , в мифологии древних римлян и других италийских народностей бог войны. М. приписывалось покровительство племенному ополчению в войне, что нашло отражение в многочисленных празднествах в его честь, справлявшихся в Риме в марте и октябре. Одновременно М. сохранял черты древнейшего аграрного божества, и в его культе несомненны пережитки магического аграрного ритуала. М. считался отцом Ромула и Рема, основателей Рима. Имя М. носил март — первый месяц древнеримского календаря. С М. отождествляли древнегреческого бога Ареса.

Марс (навигац.)

Марс (голл. mars), площадка в верхней части судовой мачты для наблюдения, установки прожекторов или навигационных приборов.

Марс (планета)

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

  Общие сведения. М. принадлежит к планетам земной группы, 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 М. к плоскости эклиптики 1,8°. Средняя скорость движения М. по орбите 24,2 км/сек . Период обращения М. по орбите (сидерический период обращения) 1,881 года (687 сут ). Одинаковое взаимное расположение М., Солнца и Земли повторяется в среднем каждые 780 сут (синодический период обращения). Такова периодичность повторений противостояний М., при которых планета, наблюдаемая с Земли, находится в точке неба, приблизительно противоположной Солнцу. В это время М. 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 — М. приближается тогда, когда противостояние происходит вблизи перигелия орбиты М. В это время М. 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 М. наблюдалось в 1971, ближайшие будущие (менее удобные для наблюдений) будут в 1986 и 1988 (см. рис. ). Во время афелийных противостояний М. находится от Земли на расстоянии около 100 млн. км . М. 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 М., 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 М. (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 М. Непосредственные измерения угловых диаметров М. вдоль экватора и перпендикулярно к нему дают намного большее значение сжатия (1 : 125), однако надёжность таких измерений невелика. Объём М. равен 0,15 объёма Земли. Масса М. равна 6,423×1023кг (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 М. равна 5,0 км/сек .

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

  Полученные из наблюдений значения периода обращения, массы, линейного диаметра и динамического сжатия М. позволяют моделировать внутреннее строение планеты. Возможно, что М. 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 М.

  Исторический очерк изучения Марса. Как планета М. известен человечеству с древнейших времён. Во время великих противостояний М. 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 М., выполненным Т. Браге и И. Кеплером , уже в начале 17 века были установлены законы движения планет в Солнечной системе. Физические свойства М. начали изучаться лишь в середине 17 века, когда появились телескопы, достаточно сильные, чтобы увидеть на М. 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 М. (24 час 40 мин — Дж. Кассини , 1666).

  Интенсивные исследования М. начались в середине 19 века, особенно после великого противостояния М. в 1877, когда Дж. Скиапарелли , наблюдая М., 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 М. разумными существами. Последующее изучение М. 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 М. Фотографирование М. не подтвердило существования на нём каналов. Новый и очень плодотворный этап в изучении М. наступил с началом космической эры и запуском к М. 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.