Неоднократно отмечалось, что великие противостояния, когда Марс и Землю разделяют всего 55 млн. км, часто оказываются неблагоприятным временем для наблюдений именно из-за пылевых бурь. Конечно, сближение с Землей здесь не причем. Корреляция периода бурь с великим противостоянием объясняется высокой эксцентричностью марсианской орбиты.
Если Земля находится практически на круговой орбите (среднее её расстояние от Солнца изменяется всего на ± 2,5 млн. км), то эксцентриситет орбиты Марса очень велик, более 0,093. При среднем расстоянии 228 млн. км изменения превышают ± 21 млн.км. Это приводит к заметным колебаниям солнечной постоянной. Энергия, получаемая планетой от Солнца, меняется в 1,45 раза. Это неизбежно вызывает изменения интенсивности и даже характера циркуляции атмосферы. Существенное влияние на эти процессы оказывает также резко ускоряющийся процесс таяния весенней полярной шапки Марса. Лето в южном полушарии, благодаря большей близости к Солнцу, заметно теплее, чем в северном. Разница в средних температурах достигает ±15о. Однако из-за вытянутости орбиты планеты оно короче (156 дней), чем лето в северном полушарии, где оно длится 177 юлианских дней.
Атмосфера Марса чрезвычайно разрежена, среднее давление у поверхности составляет 6,1 мбар, т.е. в 160 меньше, чем на уровне моря для Земли. Впрочем, эта цифра условна: понятия «уровень моря» для Марса не существует. И если в низинах давление может достигать 10 мбар, то на некоторых горных вершинах оно менее 1 мбар.
Детальное знакомство с поверхностью планеты состоялось в 1972 г. после окончания пылевой бури, когда «Маринер-9» приступил к электронному фотографированию. За 10 месяцев работы аппарата была заснята практически вся поверхность, но снимки ряда районов, изображение которых было получено еще сквозь пылевую бурю, требовали уточнения. Повторную съемку этих районов с очень высоким разрешением выполнили «Марс-4» и «Марс-5» (последний аппарат стал четвертым по счету и третьим советским искусственным спутником Марса).
Рельеф Марса резко различен в разных частях планеты. Характерные области с большим количеством охватывает зону от экватора до широты 40о на севере (кроме двух обширных равнин Амазония и Утопия) и до широты 80о на юге. Загадочное отсутствие кратеров в зоне от 40о – 50о до северного полюса и на двух упомянутых равнинах связано с резким различием между северным и южным полушариями планеты. Природа гравитационных неоднородностей Марса не похожа на лунные масконы – застывшие протяженные и глубокие лавовые поля. По характеру они ближе к довольно прочным и массивным плитам, соответствующим отдельным геологическим провинциям.
В формировании поверхности Марса геологи различают множество периодов, которые значительно перекрывались, а некоторые даже появлялись периодически. Наиболее характерные районы Марса – это обширные кратерированные области, пустынные равнины, вулканические зоны и, наконец, районы особого рельефа, которые не укладываются в одну группу.
Как мы видим, «каналов», о которых писал Лоуэлл, в этой классификации нет.
Сейчас каналами принято называть естественные формы марсианского рельефа. Некоторые из них очень своеобразны. В Море Сирен (Mare Sirenum) имеется система узких, параллельно расположенных трещин – риллей. Рилли вытянуты в линию и тянутся на огромные расстояния, до 1800 км. Их ширина не превосходит 1 км, а глубина достигает нескольких сот метров. Таким образом, в «великом споре о каналах» были правы обе стороны.
Метки: эксцентричность марсианской орбиты, каналы Марса, природа Марса, юлианские дни, поверхность марса, планета Марс, атмосфера марса, Марс, астроном Лоуэлл