МАРС

МАРС, чет­вёр­тая по уда­лён­но­сти от Солн­ца пла­не­та Сол­неч­ной сис­те­мы и од­на из пя­ти пла­нет, хо­ро­шо ви­ди­мых не­во­ору­жён­ным гла­зом. На­зван в честь бо­га вой­ны Мар­са за крас­но­ва­тый цвет (ино­гда М. на­зы­ва­ют Крас­ной пла­не­той); ас­тро­но­мич. знак ♂. Вме­сте с Мер­ку­ри­ем, Ве­не­рой и Зем­лёй об­ра­зу­ет се­мей­ст­во пла­нет зем­ной груп­пы.

История исследований Марса

При на­блю­де­нии с Зем­ли уг­ло­вой раз­мер М. из­ме­ня­ет­ся от 3,5″ в верх­нем со­еди­не­нии до 25″ в про­ти­во­стоя­нии, по­это­му те­ле­ско­пич. на­блю­де­ния вы­яв­ля­ют лишь наи­бо­лее круп­ные де­та­ли по­верх­но­сти (бе­лые по­ляр­ные шап­ки, тём­ные об­лас­ти). Ин­те­рес к М. дол­гое вре­мя был свя­зан с на­де­ж­дой най­ти на нём ра­зум­ную жизнь. Это объ­яс­ня­ет­ся тем, что в 1877 Дж. В. Скиа­па­рел­ли об­на­ру­жил сеть пря­мых ли­ний на по­верх­но­сти М., ко­то­рую не­ко­то­рые ис­сле­до­ва­те­ли ин­тер­пре­ти­ро­ва­ли как ка­на­лы ис­кусств. про­ис­хо­ж­де­ния (это пред­по­ло­же­ние не под­твер­ди­лось). На­зем­ные на­блю­де­ния по­зво­ли­ли оп­ре­де­лить об­щие ха­рак­те­ри­сти­ки М., по­лу­чить ин­фор­ма­цию о ши­рот­ных и се­зон­ных из­ме­не­ни­ях темп-ры по­верх­но­сти, про­сле­дить рост и со­кра­ще­ние по­ляр­ных ша­пок, а так­же дать пер­вые оцен­ки плот­но­сти и со­ста­ва ат­мо­сфе­ры пла­не­ты.

Ис­сле­до­ва­ния М. с ис­поль­зо­ва­ни­ем КА на­ча­лись в 1960. На про­тя­же­нии 2-й пол. 20 в. и в нач. 21 в. КА к Мар­су от­прав­ляли СССР (позд­нее Рос­сия), США, Япо­ния и Ев­роп. со­юз. Од­на­ко зна­чит. часть этих кос­мич. мис­сий по­тер­пе­ла не­уда­чу на раз­ных эта­пах по­лё­та. Пер­вым КА, при­бли­зив­шим­ся к М. на рас­стоя­ние ме­нее 10 тыс. км, был «Mariner-4» (США, 1965). Ап­па­рат пе­ре­дал на Зем­лю фо­то­гра­фии по­верх­но­сти М. и ряд др. све­де­ний. Пер­вая мяг­кая по­сад­ка на по­верх­ность М. бы­ла осу­ще­ст­в­ле­на КА «Марс-3» (СССР, 1971). На по­верх­но­сти М. ус­пеш­но ра­бо­та­ли по­са­доч­ные мо­ду­ли аме­ри­кан­ских КА се­рии «Viking» (1976), «Mars Pathfinder» (1997), «Phoe­nix» (2008), мар­со­хо­ды «Mars Exploration Rovers» (с 2004). На­чи­ная с 1997 по­верх­ность М. и его ат­мо­сфе­ра ус­пеш­но ис­сле­до­ва­лись так­же с око­ло­пла­нет­ных ор­бит аме­ри­кан­ски­ми КА «Mars Global Surveyor», «Mars Odyssey», «Mars Re­con­naissance Orbiter» и ев­ро­пей­ским КА «Mars Express».

Общие характеристики планеты

М. вра­ща­ет­ся во­круг Солн­ца по эл­лип­тич. ор­би­те (боль­шая по­лу­ось 1,524 ас­тро­но­мич. еди­ни­цы, 228 млн. км) с за­мет­ным экс­цен­три­си­те­том (0,0934). Рас­стоя­ние М. от Солн­ца из­ме­ня­ет­ся от 207 млн. км в пе­ри­ге­лии до 249 млн. км в афе­лии. Ми­ним. рас­стоя­ние М. от Зем­ли (56 млн. км) дос­ти­га­ет­ся во вре­мя т. н. ве­ли­ких про­ти­во­стоя­ний, ко­гда Солн­це, Зем­ля и М. рас­по­ла­га­ют­ся на од­ной пря­мой, при­чём М. на­хо­дит­ся вбли­зи пе­риге­лия. Сум­мар­ный по­ток сол­неч­но­го из­лу­че­ния, про­хо­дя­щий за еди­ни­цу вре­ме­ни че­рез еди­нич­ную пло­щад­ку, ори­ен­ти­ро­ван­ную пер­пен­ди­ку­ляр­но по­то­ку, на ор­би­те М. со­став­ля­ет в ср. 589 Вт/м², т. е. у по­верх­но­сти М. на ту же пло­щадь и за то же вре­мя при­хо­дит­ся в 2,3 раза мень­ше сол­неч­ной энер­гии, чем у по­верх­но­сти Зем­ли. Пе­ри­од об­ра­ще­ния М. во­круг Солн­ца (си­де­рич. пе­ри­од) со­став­ля­ет 1,88 зем­но­го го­да. Плос­кость ор­би­ты М. на­кло­не­на к плос­ко­сти эк­лип­ти­ки на угол 1,85°. Пе­ри­од осе­во­го вра­ще­ния М. бли­зок к зем­но­му: звёзд­ные су­тки со­став­ля­ют 24 ч 37 мин 23 с, ср. сол­неч­ные су­тки – 24 ч 39 мин 35 с. На­клон оси вра­ще­ния М. (угол ме­ж­ду осью вра­ще­ния М. и пер­пен­ди­ку­ля­ром к плос­ко­сти ор­би­ты) бли­зок к зем­но­му – ок. 25,2° (ок. 23,4° у Зем­ли).

Эк­ва­то­ри­аль­ный ра­ди­ус М. со­став­ля­ет 3397 км (0,53 от зем­но­го), по­ляр­ный ра­ди­ус на 21 км мень­ше. Мас­са М. рав­на 6,418· 10²³ кг (ок. 0,11 мас­сы Зем­ли), ср. плот­ность – 3930 кг/м³ (0,71 зем­ной плот­но­сти). Ус­ко­ре­ние сво­бод­но­го па­де­ния на эк­ва­то­ре М. со­став­ля­ет 3,71 м/с² (0,376 зем­но­го), пер­вая и вто­рая кос­мич. ско­ро­сти рав­ны со­от­вет­ст­вен­но 3,6 км/с и 5,02 км/с. По­сколь­ку на М. нет океа­нов, за по­верх­ность ну­ле­вой вы­со­ты ус­лов­но при­ни­ма­ют во­об­ра­жае­мую по­верх­ность, на ко­то­рой ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние со­став­ля­ет 610 Па (ок. 0,006 дав­ле­ния ат­мо­сфе­ры Зем­ли на уров­не мо­ря). Ис­поль­зу­ет­ся так­же и др. сис­те­ма от­счё­та вы­сот, ос­но­ван­ная на ре­зуль­та­тах аль­ти­мет­рии, про­ве­дён­ной ла­зер­ным вы­со­то­ме­ром MOLA (Mars Orbiter Laser Al­timeter) с бор­та стан­ции «Mars Global Surveyor». В этом слу­чае за по­верх­ность от­счё­та при­ни­ма­ет­ся по­верх­ность трёх­ос­но­го эл­лип­сои­да, ко­то­рым опи­сы­ва­ет­ся фор­ма М. Рас­хо­ж­де­ние ме­ж­ду оцен­ка­ми вы­сот в со­от­вет­ст­вии с эти­ми сис­те­ма­ми мо­жет дос­ти­гать не­сколь­ких ки­ло­мет­ров. Вы­со­ты вул­ка­нов, как и глу­би­ны кра­те­ров, час­то оце­ни­ва­ют­ся по от­но­ше­нию к ок­ру­жаю­щей ме­ст­но­сти.

Мо­де­ли внутр. строе­ния пла­не­ты пред­по­ла­га­ют на­ли­чие го­ря­че­го яд­ра, ра­ди­ус ко­то­ро­го со­став­ля­ет поч­ти по­ло­ви­ну ра­диу­са пла­не­ты. Яд­ро со­сто­ит пре­им. из же­ле­за и се­ры, ок­ру­же­но си­ли­кат­ной ман­ти­ей. Тол­щи­на внеш­не­го слоя пла­не­ты (ко­ры) со­став­ля­ет неск. де­сят­ков ки­ло­мет­ров (боль­ше, чем у зем­ной ко­ры).

М. име­ет два ес­те­ст­вен­ных спут­ни­ка, Фо­бос и Дей­мос, от­кры­тых в 1877. Это ма­лень­кие твёр­дые те­ла не­пра­виль­ной фор­мы, воз­мож­но, быв­шие ас­те­рои­ды из Глав­но­го поя­са ас­те­рои­дов, за­хва­чен­ные М. Их осе­вое вра­ще­ние про­ис­хо­дит син­хрон­но с ор­би­таль­ным (т. е. спут­ни­ки все­гда по­вёр­ну­ты к М. од­ной сто­ро­ной). На по­верх­но­сти спут­ни­ков мно­же­ст­во кра­те­ров удар­но­го про­ис­хо­ж­де­ния.

Поверхность Марса

Рис. 1. Изображение Марса, полученное космическим аппаратом «Viking».

Бóльшая часть по­верх­но­сти М. по­кры­та древ­ни­ми кра­те­ра­ми. Вы­де­ля­ют­ся так­же дру­гие (срав­ни­тель­но мо­ло­дые) эле­мен­ты рель­е­фа: хреб­ты, до­ли­ны (тек­то­нич. и эро­зи­он­но­го про­ис­хо­ж­де­ния), рав­ни­ны, ле­жа­щие как вы­ше, так и ни­же по­верх­но­сти ну­ле­во­го уров­ня. По­верх­ность М. об­ла­да­ет гло­баль­ной асим­мет­ри­ей. Бoльшую часть сев. по­лу­ша­рия пла­не­ты за­ни­ма­ют срав­ни­тель­но мо­ло­дые глад­кие низ­мен­ные рав­ни­ны; глу­би­на Ве­ли­кой Сев. рав­ни­ны (Vestitas Borealis), от­счи­ты­вае­мая от по­верх­но­сти ну­ле­во­го уров­ня, дос­ти­га­ет 4–5 км. По­верх­ность б. ч. юж. по­лу­ша­рия пред­став­ля­ет со­бой рав­ни­ны, при­под­ня­тые на выс. 1–4 км и по­кры­тые мно­же­ст­вом кра­те­ров, в осн. древ­них. В юж. по­лу­ша­рии име­ют­ся так­же низ­мен­ные рав­ни­ны при­бли­зи­тель­но круг­лой фор­мы, на­зы­вае­мые бас­сей­на­ми: Эл­ла­да (Hellas Planitia) диа­мет­ром 2300 км и глу­би­ной до 8 км и Ар­гир (Argyre Pla­nitia) диа­мет­ром 800 км и глу­би­ной ок. 3 км. Пред­по­ла­га­ет­ся, что эти рав­ни­ны име­ют удар­ное про­ис­хо­ж­де­ние.

В эк­ва­то­ри­аль­ной об­лас­ти М. рас­по­ло­же­на гор­ная сис­те­ма Фар­си­да (Tharsis) про­тя­жён­но­стью ок. 6000 км со мно­же­ст­вом по­тух­ших вул­ка­нов. В ней вы­де­ля­ет­ся ряд вы­со­ких гор вул­ка­нич. про­ис­хо­ж­де­ния: са­мая вы­со­кая в Сол­неч­ной сис­те­ме го­ра Олимп (Olympus Mons) выс. 28 км и с диа­мет­ром ос­но­ва­ния 600 км, а так­же го­ры Ас­к­рий­ская (Ascraeus Mons), Па­во­нис (Pavonis Mons) и Ар­сия (Arsia Mons), имею­щие диа­мет­ры ос­но­ва­ния 400–500 км и дос­ти­гаю­щие выс. 24–25 км (рис. 1). В низ­ких ши­ро­тах юж. по­лу­ша­рия на­хо­дят­ся до­ли­ны Ма­ри­не­ра (Valles Marineris) – ве­ли­чай­шая в Сол­неч­ной сис­те­ме сеть кань­о­нов глу­би­ной бо­лее 6 км, про­тя­нув­шая­ся с за­па­да на вос­ток бо­лее чем на 4000 км.

Са­мые круп­ные мар­си­ан­ские кра­те­ры: Гюй­генс (диа­метр 470 км, глу­би­на ок. 4 км), Скиа­па­рел­ли (диа­метр 465 км, глу­би­на 2 км), Кас­си­ни (диа­метр 411 км, глу­би­на 1 км). Са­мый глу­бо­кий кра­тер (Нью­тон) име­ет глу­би­ну 5 км. В удар­ных кра­те­рах М. за­мет­ны сле­ды вет­ро­вой и, воз­мож­но, вод­ной эро­зии. Под по­верх­но­стью М. на­хо­дит­ся слой мерз­ло­ты, со­дер­жа­щий во­дя­ной лёд (тол­щи­на и глу­би­на за­ле­га­ния в раз­ных мес­тах пла­не­ты раз­лич­аются). Не­ко­то­рые мо­ло­дые мар­си­ан­ские кра­те­ры ха­рак­те­ри­зу­ют­ся ра­ди­аль­ны­ми вы­бро­са­ми грун­та (по ви­ду на­по­ми­наю­щи­ми по­то­ки) в мес­тах вскры­тия под­по­верх­но­ст­но­го льда.

По­верх­ность Мар­са со­сто­ит гл. обр. из ба­заль­та, мес­та­ми обо­га­щён­но­го си­ли­ка­та­ми, об­на­ру­же­ны так­же кар­бо­на­ты и гли­ни­стые ми­не­ра­лы. Бóльшая часть по­верх­но­сти по­кры­та сло­ем пы­ли. Крас­но­ва­тый цвет по­верх­но­сти объ­яс­ня­ет­ся при­сут­ст­ви­ем ок­си­да же­ле­за (Fe₂O₃). Спектр ИК-из­лу­че­ния разл. об­лас­тей М. по­зво­лил пред­по­ло­жить на­ли­чие оли­ви­на – ми­не­ра­ла, свя­зан­но­го с вул­ка­нич. ак­тив­но­стью и ши­ро­ко рас­про­стра­нён­но­го на Зем­ле.

Полярные шапки

Рис. 2. Остаточная северная полярная шапка Марса. Изображение получено космическим аппаратом «Mars Express».

В по­ляр­ных об­лас­тях М. на­блю­да­ют­ся т. н. по­ляр­ные шап­ки, со­стоя­щие из во­дя­но­го льда и су­хо­го льда (твёр­дой фа­зы ди­ок­си­да уг­ле­ро­да). Раз­мер этих ша­пок за­ви­сит от вре­ме­ни го­да: шап­ки на­чи­на­ют рас­ти осе­нью, дос­ти­гая зи­мой ши­ро­ты 50°. Макс. диа­метр ша­пок со­став­ля­ет ок. 1000 км в сев. по­лу­ша­рии и 350 км – в юж­ном. Тол­щи­на ша­пок в зим­ний пе­ри­од мо­жет пре­вы­шать 1 км. Верх­ний слой ша­пок со­сто­ит из су­хо­го льда тол­щи­ной ок. 1 м в сев. по­лу­ша­рии и неск. мет­ров – в юж­ном. Ле­том раз­ме­ры ша­пок умень­ша­ют­ся. Т. н. ос­та­точ­ные шап­ки (рис. 2), су­ще­ст­вую­щие в лет­нее вре­мя, в сев. по­лу­ша­рии со­сто­ят из во­дя­но­го льда, в юж­ном – из су­хо­го и во­дя­но­го льдов. Ра­дар­ные из­ме­ре­ния, про­ве­дён­ные с КА «Mars Re­connaissance Orbiter», вы­яви­ли под юж. по­ляр­ной шап­кой от­ло­же­ния су­хо­го льда, мас­са ко­то­ро­го, по-ви­ди­мо­му, пре­вы­ша­ет сум­мар­ную мас­су ди­ок­си­да уг­ле­ро­да в ат­мо­сфе­ре.

Атмосфера Марса

Рис. 3. Панорама, полученная марсоходом «Opportunity». Цвета близки к реальным. На поверхности Марса видны дюны, на небе – облака того же типа, что и перистые облака на Земле.

М. име­ет силь­но раз­ре­жен­ную ат­мо­сфе­ру, со­стоя­щую из ди­ок­си­да уг­ле­ро­да (95%), азо­та (3%), ар­го­на (1,6%), ки­сло­ро­да (0,13%), во­дя­но­го па­ра (ок. 0,1%) и ок­си­да уг­ле­ро­да (0,07%). Из-за боль­шо­го пе­ре­па­да вы­сот ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние у по­верх­но­сти пла­не­ты силь­но раз­ли­ча­ет­ся: на ср. уров­не по­верх­но­сти оно со­став­ля­ет 610 Па (при­мер­но в 160 раз мень­ше зем­но­го), макс. зна­че­ние дос­ти­га­ет­ся в бас­сей­не Эл­ла­да (бо­лее 900 Па), ми­ни­маль­ное (ме­нее 50 Па) – на вер­ши­не го­ры Олимп. Ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние на М. под­вер­же­но се­зон­ным ва­риа­ци­ям (осо­бен­но вбли­зи по­лю­сов), что свя­за­но с се­зон­ной кон­ден­са­ци­ей и по­сле­дую­щей суб­ли­ма­ци­ей в по­ляр­ных об­лас­тях при­мер­но чет­вер­ти об­ще­го ко­ли­че­ст­ва ат­мо­сфер­но­го ди­ок­си­да уг­ле­ро­да. Пе­ре­пад дав­ле­ний вы­зы­ва­ет силь­ные вет­ры, воз­ни­каю­щие в пе­ри­од тая­ния по­ляр­ных ша­пок. Се­зон­ным ва­риа­ци­ям под­вер­же­но и со­дер­жа­ние во­дя­но­го па­ра: оно мак­си­маль­но в по­ляр­ных об­лас­тях во вре­мя тая­ния по­ляр­ных ша­пок.

Ат­мо­сфе­ру М. при­ня­то раз­де­лять на сле­дую­щие слои: ниж­няя ат­мо­сфе­ра (тро­по­сфе­ра), сред­няя ат­мо­сфе­ра (ме­зо­сфе­ра), верх­няя ат­мо­сфе­ра (тер­мо­сфе­ра) и эк­зо­сфе­ра. Тро­по­сфе­ра на­гре­ва­ет­ся по­верх­но­стью М. и ат­мо­сфер­ной пы­лью (ко­то­рые, в свою оче­редь, на­гре­ва­ют­ся, по­гло­щая сол­неч­ное из­лу­че­ние); темп-ра здесь по­ни­жа­ет­ся с вы­со­той. В ве­чер­ние ча­сы по­верх­ность ос­ты­ва­ет бы­ст­рее, чем ат­мо­сфе­ра, по­это­му на­блю­да­ют­ся тем­пе­ра­тур­ные ин­вер­сии у по­верх­но­сти. В ме­зо­сфе­ре темп-ра, как пра­ви­ло, так­же по­ни­жа­ет­ся с вы­со­той, хо­тя не­ред­ки и тем­пе­ра­тур­ные ин­вер­сии; здесь пре­об­ла­да­ют круп­но­мас­штаб­ные ат­мо­сфер­ные те­че­ния. В тер­мо­сфе­ре темп-ра по­вы­ша­ет­ся с вы­со­той. Эк­зо­сфе­ра, ле­жа­щая вы­ше 200 км, – наи­бо­лее раз­ре­жен­ная часть ат­мо­сфе­ры, от­ку­да га­зы по­ки­да­ют пла­не­ту. Стра­то­сфе­ра на М. (как и на Ве­не­ре) от­сут­ст­ву­ет.

В ат­мо­сфе­ре М. об­на­ру­жен ме­тан, ко­то­рый в ус­ло­ви­ях М. яв­ля­ет­ся не­ста­биль­ным га­зом (вре­мя жиз­ни – неск. со­тен лет). Сле­до­ва­тель­но, дол­жен су­ще­ст­во­вать по­сто­ян­ный (ли­бо эпи­зо­ди­че­ский) ис­точ­ник его по­пол­не­ния. Пред­по­ло­жи­тель­но в ро­ли та­ко­го ис­точ­ни­ка мо­гут вы­сту­пать вулканич. активность, столк­но­ве­ние с ко­ме­той, жиз­не­дея­тель­ность бак­те­рий, а так­же хи­мич. про­цес­сы небио­ло­гич. ха­рак­те­ра, про­ис­хо­дя­щие в ко­ре.

Аэ­ро­золь в ат­мо­сфе­ре М. пред­став­лен си­ли­кат­ной пы­лью и об­ла­ка­ми из во­дя­но­го и су­хо­го льдов. Ди­ок­сид уг­ле­ро­да мо­жет кон­ден­си­ро­вать­ся в по­ляр­ных рай­онах во вре­мя по­ляр­ной но­чи на вы­со­те ни­же 20 км, гл. обр. в ви­де сне­га. Об­ла­ка из во­дя­но­го льда на­блю­да­ют­ся в по­ляр­ных об­лас­тях от осе­ни до вес­ны; КА «Phoenix» за­фик­си­ро­вал сне­го­пад в сев. по­ляр­ной об­лас­ти осе­нью. В пе­ри­од, ко­гда М. на­хо­дит­ся вбли­зи афе­лия, на нём ви­ден эк­ва­то­ри­аль­ный по­яс об­ла­ков, а так­же оро­гра­фич. об­ла­ка над вул­ка­на­ми (по­след­ние мо­гут на­блю­дать­ся так­же в др. се­зо­ны, но они не та­кие мощ­ные). Ти­пич­ные мар­си­ан­ские об­ла­ка (рис. 3) на­по­ми­на­ют пе­ри­стые об­ла­ка Зем­ли.

В ат­мо­сфе­ре М. все­гда при­сут­ст­ву­ет тон­кая пыль. В пе­ри­од, ко­гда пла­не­та про­хо­дит пе­ри­ге­лий, тая­ние по­ляр­ных ша­пок про­ис­хо­дит наи­бо­лее ин­тен­сив­но и в ат­мо­сфе­ру по­сту­па­ет мно­го пы­ли и па­ров во­ды. В это вре­мя на М. час­то про­ис­хо­дят гло­баль­ные пы­ле­вые бу­ри, ко­то­рые за­хва­ты­ва­ют всю пла­не­ту и де­ла­ют ат­мо­сфе­ру не­про­зрач­ной. В отд. рай­онах воз­ни­ка­ют ло­каль­ные пы­ле­вые бу­ри, а так­же мощ­ные пы­ле­вые смер­чи.

Климат Марса

Рис. 4. Долина Ниргал (Nirgal Vallis) на Марсе. Изображение получено космическим аппаратом «Mars Global Surveyor».

На М., как и на Зем­ле, про­ис­хо­дит сме­на се­зо­нов. Ле­то в сев. по­лу­ша­рии хо­лод­нее, чем в юж­ном, по­сколь­ку в этот пе­ри­од М. про­хо­дит афе­лий. В хо­лод­ное вре­мя го­да иней на по­верх­но­сти мо­жет об­ра­зо­вы­вать­ся да­же вне по­ляр­ных ша­пок. Кли­мат на М. очень су­ров и без­во­ден. Од­на­ко в да­лё­- ком про­шлом на М., по-ви­ди­мо­му, бы­ли бо­лее тё­п­лые пе­рио­ды, ко­гда во­да мог­ла на­хо­дить­ся в жид­ком со­стоя­нии. На это ука­зы­ва­ют, в ча­ст­но­сти, эле­мен­ты рель­е­фа, на­по­ми­наю­щие пе­ре­со­хшие рус­ла (рис. 4), ко­то­рые мог­ли воз­ник­нуть в ре­зуль­та­те вод­ной или гря­зе­вой эро­зии. Та­кие рус­ла час­то на­блю­да­ют­ся в об­лас­тях с боль­шим ко­ли­че­ст­вом древ­них кра­те­ров. Вид по­верх­но­сти в этих мес­тах по­зво­ля­ет пред­по­ло­жить, что пе­ри­од тё­п­ло­го кли­ма­та на пла­не­те был до эры ин­тен­сив­ной ме­тео­рит­ной бом­бар­ди­ров­ки (3,8 млрд. лет на­зад).

В то вре­мя ко­гда Марс на­хо­дит­ся вбли­зи пе­ри­ге­лия (что со­от­вет­ст­ву­ет ле­ту в юж. по­лу­ша­рии), темп-ра по­верх­но­сти М. в эк­ва­то­ри­аль­ной об­лас­ти мо­жет дос­ти­гать 300 К (27 °C), од­на­ко но­чью темп-ра па­да­ет ни­же 200 К (–73 °С). Ми­ним. тем­пе­ра­ту­ры по­верх­но­сти фик­си­ру­ют­ся на по­лю­сах во вре­мя по­ляр­ной но­чи и дос­ти­га­ют 145 К (–128 °С); при та­кой темп-ре (и мар­си­ан­ском ат­мо­сфер­ном дав­ле­нии) ат­мо­сфер­ный ди­ок­сид уг­ле­ро­да пе­ре­хо­дит в твёр­дое со­стоя­ние.

Ионосфера Марса

М. не име­ет гло­баль­но­го маг­нит­но­го по­ля, од­на­ко в юж. по­лу­ша­рии за­ре­ги­ст­ри­ро­ва­ны силь­ные ло­каль­ные маг­нит­ные ано­ма­лии. Мар­си­ан­ская ио­но­сфе­ра рас­по­ло­же­на на вы­со­те бо­лее 110 км над по­верх­но­стью пла­не­ты, при­чём мак­си­мум кон­цен­тра­ции элек­тро­нов (ок. 10⁵ см^–3) на­блю­да­ет­ся на вы­со­те ок. 130 км. Бóльшая часть ио­нов об­ра­зу­ет­ся вслед­ст­вие ио­ни­за­ции га­зов ат­мо­сфе­ры УФ-из­лу­че­ни­ем Солн­ца. В от­сут­ст­вие гло­баль­но­го маг­нит­но­го по­ля пла­не­ты сол­неч­ный ве­тер взаи­мо­дей­ст­ву­ет не­по­сред­ст­вен­но с ио­но­сфе­рой. За­хват ат­мо­сфер­ных ио­нов по­то­ком сол­неч­но­го вет­ра при­во­дит к по­те­ре ат­мо­сфе­рой час­ти га­зов, в ча­ст­но­сти ки­сло­ро­да. На ноч­ной сто­ро­не пла­не­ты си­ло­вые ли­нии меж­пла­нет­но­го маг­нит­но­го по­ля вы­тя­ги­ва­ют­ся вдоль на­прав­ле­ния Солн­це – Марс и фор­ми­ру­ют маг­нит­ный шлейф М., в цен­тре ко­то­ро­го на­блю­да­ют­ся ин­тен­сив­ные по­то­ки ус­ко­рен­ных ио­нов.