Марс – четверта планета Сонячної системи, яка з періодом 687 земних діб рухається навколо Сонця на середній відстані 228 млн. км. За розмірами Марс майже вдвічі, а за масою – в дев’ять разів менший від Землі, сила тяжіння на Марсі становить 0,39 земної. Вісь його обертання нахилена до площини орбіти під кутом 25°, завдяки чому на Марсі відбувається зміна пір року, а тривалість доби лише на 20 хв. менша за земну. Напрямок на точку перигелію Марса близький до напрямку на точку афелію Землі. Тому коли обидві планети у своєму русі навколо Сонця опиняються поблизу цих точок водночас, тобто Марс перебуває у протистоянні до Землі, віддаль між ними стає найменшою – 56 млн. км. Таке взаємне положення Землі та Марса називається великим протистоянням.
Великі протистояння повторюються через кожні 15 років і трапляються у серпні – на початку вересня. У цей час Марс повернутий до Землі південним полюсом, і тому його південна півкуля вивчена краще, ніж північна.
Марс має розріджену атмосферу. Це дозволяє вивчати його поверхню безпосередньо з Землі. Дві третини поверхні Марса займають світлі ділянки, які отримали назву материків, близько третини – темні ділянки, названі морями. Вони зберігають свою форму в часі, що дозволило скласти точні карти поверхні. Поблизу полюсів восени утворюються білі плями – полярні шапки, які зникають повністю або значно зменшуються в розмірах на початку літа.
Підчас великого протистояння 1877 року італійський астроном Дж. Скіапареллі повідомив про відкриття ним на поверхні Марса чітких ліній, які ніби перетинають марсіанські пустелі, і дав їм назву канали. Було навіть висловлено припущення, що це споруди, створені розумними істотами для транспортування води від полюсів планети у зневоднені при екваторіальні райони.
З початку 1960 р. до Марса було спрямовано біля 30 АМС. Високоякісні зображення поверхні планети відкрили для землян новий образ Марса. Виявилося, що Марс, як і Місяць, укритий кратерами. Але, наприклад. така ділянка, як Еллада – величезна чаша діаметром 1700 км., що лежить нижче навколишнього ландшафту на 5,5 км., – практично позбавлена кратерів. Є на Марсі також безладно розташовані пагорби і провалля, різного роду утворення, схожі на русла висохлих річок, системи вузьких тріщин, гірські райони і окремі гори вулканічного походження.
Біля екватора планети розташована головна геологічна особливість Марса – вулкано-тектонічний регіон Фарсіда, який, окрім того, є найважливішим погодотворчим фактором на планеті. Це вулканічне плато, яке здіймається над навколишньою територією на висоту до 4-5 км., а третина його площі – навіть на 8-9 км, є п’єдесталом для велетенських і давно згаслих вулканів 19-27 км. заввишки. Три з них розташовані в одну лінію, яка перетинає екватор. А четвертий, феноменальний у своїй грандіозності, знаходиться осторонь від них.
Цей найбільший у Сонячній системі вулкан носить назву Олімп. Діаметр основи щита, на якому він розташований, становить 600 км. Щит обривається прямовисним скелястим уступом висотою 6 км. Вивершує щит вулканічна вершина з кратером розмірами 65×80 км. і висотою 27,4 км. над середнім рівнем поверхні.
На особливу увагу заслуговує рифтова долина Маринер понад 4000 км. завдовжки і до 200 км. завширшки. Основою цієї рифтової долини є величезний (2500 × 75-150 × 6 км.) каньйон Титоніус Часма, що означає „величезна безодня”. На крутих схилах каньйону – зсуви та осипи, глибокі яруги. Його дно несе на собі сліди бурхливої діяльності потоків води. Оскільки зараз рідкої води на Марсі немає, то існує припущення, що в минулому клімат планети був значно теплішим, так що на ній існували моря і протікали річки.
Марсіанський грунт – це дрібнодисперсний матеріал (реголіт), в якому міститься 15-20 % кремнію, 12-16 % заліза, близько 10 % фосфору, 7 % марганцю та кобальту, а також кальцій, хром, нікель, ванадій, титан, молібден, цирконій та ін. Жодна з відомих земних гірських порід не збігається за складом з марсіанськими.
Червонуватий колір марсіанської поверхні обумовлений великою кількістю окислів заліза, тобто звичайної іржі. Тому панорами марсіанської рівнини, передані в різні роки американськими станціями, - це оранжево-червона пустеля, вкрита численними каменями з різкими краями.
Температурні умови на Марсі визначаються його відстанню від Сонця, густиною та складом атмосфери, а також оптичними властивостями грунту. Найвища температура, зареєстрована на поверхні Марса, становить 300 К, але вона різна для світлих і темних ділянок, що лежать поряд. Тому говорять про середню температуру 230 К. На екваторі вона встановлюється приблизно через годину після полудня. Уночі температура навіть в екваторіальних районах знижується до 170 К, а в полярних – до 140 К. Такий великий перепад температур пояснюється малою теплопровідністю грунту.
Атмосфера на Марсі дуже розріджена, її тиск біля поверхні становить в середньому 0,006 тиску земної атмосфери. За складом вона нагадує атмосферу Венери: 95% належить вуглекислому газу, близько 4 % - азоту і аргону. Кисню і водяної пари в атмосфері Марса менше 1 %, проте в ній є хмари з кристаликів льоду, так що вона рідко буває цілком прозорою. Швидкість вітру, як правило, невелика, але часом досягає значення 40-50 м/с, і тоді вітер піднімає марсіанський пил високо догори, утворюючи пилову бурю.
Найсильніші пилові бурі можуть тривати по декілька місяців і повністю закривати поверхню. Через невелику силу тяжіння навіть після закінчення пилової бурі в повітрі зависає значна кількість пилинок, забарвлюючи небо у рожевий колір.
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 знівків 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 28×20×18 км., а Деймоса – 16×12×10 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.
