- четверта по порядку від Сонця велика планета Сонячної системи. Cp. відстань від Сонця 1,524 а. е. (227,9 млн. км). Ексцентриситет орбіти 0,0934, нахил площини орбіти до екліптики екватор M. нахилений до площини його орбіти на,
що викликає сезонні зміни на планеті. Період обертання M. навколо Сонця 686,98 добу (сидеричний період обертання). Cp. швидкість руху на орбіті 24,13 км / с. Екваторіальний радіус 3394 км, полярний - 3376,4 км, динамічний. полярне стиснення Знайдена значить, асиметрія M. уздовж полярної осі: рівень поверхні майже в усьому південній півкулі лежить на 3-4 км вище, ніж у північному. Період обертання M. навколо своєї осі 24 год 37 хв 22,58 с. Відстань в перигелії 207 млн. Км, в афелії 249 млн. Км. Кількість сонячної енергії, одержуваної M. при наиб, і найм. відстанях від Сонця, різниться на 20- 30%. Маса M. 6,44-10 23 кг (0,108 земної), пор. щільність 3950 кг / м 3. прискорення вільного падіння на екваторі 3,76 м / с 2. перша космічна швидкість 3,6 км / с, друга - 5 км / с. Болометріч. сферич. альбедо пор. ефективна темп-pa поверхні 216 К.
Сприятливі умови для дослідження M. наземними і космічних. засобами виникають під час протистоянь, що відбуваються з інтервалом 779,94 добу (пор. сінодіч. період обертання). Відстані між M. та Землею в протистояннях не однакові і змінюються циклами тривалістю в 15 -17 років. Протистояння при знаходженні M. поблизу перигелію наиб, сприятливі, т. К. В цей період відстань між планетами стає найменшим, вони відбуваються один раз за цикл і зв. великими протистояннями.
При спостереженні із Землі на M. виділяються світлі області червоно-оранжевого кольору, що займають бл. 75% його поверхні, к-які історично отримали назв. "Материки", і темні області сіро-зеленого відтінку - "моря". Потужність. Залежно в відносному висотному розташуванні "материків" і "морів" не виявлено. Перепади висот в планетарному масштабі, вперше виявлені радіолокації. дослідженнями приекваторіальній області M. досягають 14 -16 км.
Наїб, прогрес в ісследрваніях M. досягнутий завдяки польотам космічних. апаратів (сов. "Марс-1-7", "Фобос-2", амер. "Маринер-4, -6, -7, -9", "Вікінг-1, -2"). Відзнята поверхню M. з дозволом менше 1 км. Сильно кратеріров. ділянки поверхні M. з діаметрами кратерів від дек. км до сотень км характерні в осн. для середньо- і високоширотних районів південної півкулі. Сглаженность кратерів більше, ніж на Місяці і Меркурії, але значно менше, ніж на Венері. Великим кратерів присвоєні імена радянських і зарубіжних вчених, кратерів меншого розміру даються найменування невеликих насів, пунктів на Землі.
Очевидні сліди вулканізму і тектонічних. діяльності на планеті є доказом геологич. активності, що завершилася, мабуть, ок. 1 млрд. Років тому. Величезні згаслі щитові вулкани діаметрами в підставі до 600 км і вис. до 27 км зосереджені в піднесеній області Фарсида в північній півкулі. Про інтенсивну тектонічних. діяльності свідчать багаточисельні. розломи і скиди марсіанської кори - грабени, стрімчаки, великі ущелини з системою розгалужених каньйонів, що досягають неск. км в глибину, десятків км в ширину, сотень км в довжину.
Щодо проявів біол. активності або можливих слідів біосфери на M. нічого певного поки сказати не можна. Експерименти на космічних. апараті "Вікінг" дали суперечливі результати. Можливо, що осн. перешкодою до виявлення до.-л. форм життя стала недостатня чутливість (або неефективність) використаних методів в умовах сільноокісленной середовища в поверхневому шарі планети.
У M. передбачалося магн. поле з напруженістю на екваторі, наведеної до поверхні, (в
10 3 разів слабше земного), проте висновок про належність його самій планеті візьмуть під сумнів вимірами KA "Фобос-2".
У M. є два супутники: Фобос (Страх) і Деймос (Жах). Фобос обертається навколо M. з періодом 7 год 39 хв (сідеріч. Період) на пор. відстані 9350 км, т. е. обганяє планету в її добовому обертанні. Сідеріч. період Деймоса, що звертається на пор. відстані 23 500 км, - 30 год 17 хв. Обидва супутники завжди звернені до M. однією стороною і мають неправильну, Асте-роідоподобную форму з макс, розмірами відповідно Поверхня їх покрита багаточисельних. кратерами (щільність кратерів в 100 разів більше, ніж на M.). Можливо, вони збереглися з часу акреції планети або (що більш ймовірно) захоплені пізніше її гравитац. полем.
Літ .: Мороз В. І. Фізика планети Марс, M. 1978; Mаров M. Я. Планети Сонячної системи, 2 видавництва. M. 1986.