# data[].attributes.body
Солнце – единственная звезда Солнечной системы: описание и характеристика с фото, интересные факты, состав и структура, расположение в галактике, развитие.

Солнце выступает центром и источником жизни для нашей Солнечной системы. Звезда относится к классу желтых карликов и занимает 99.86% всей массы нашей системы, а гравитация по силе преобладает над всеми небесными телами. В древности люди сразу поняли, какое значение имеет Солнце для земной жизни, поэтому упоминание о яркой звезде встречается в самых первых текстах и наскальных рисунках. Это было центральное божество, правящее над всеми.

# data[].attributes.headline
Мерку́рий — ближайшая к Солнцу планета Солнечной системы, наименьшая из планет земной группы. Названа в честь древнеримского бога торговли — быстрого Меркурия, поскольку она движется по небесной сфере быстрее других планет. 

# data[].attributes.subject
Мерку́рий — ближайшая к Солнцу планета Солнечной системы, наименьшая из планет земной группы. Названа в честь древнеримского бога торговли — быстрого Меркурия, поскольку она движется по небесной сфере быстрее других планет. 

# data[].attributes.headline
Вене́ра — вторая по удалённости от Солнца планета Солнечной системы, наряду с Меркурием, Землёй и Марсом принадлежащая к семейству планет земной группы. Названа в честь древнеримской богини любви Венеры. По ряду характеристик — например, по массе и размерам — Венера считается «сестрой» Земли.

# data[].attributes.subject
Вене́ра — вторая по удалённости от Солнца планета Солнечной системы, наряду с Меркурием, Землёй и Марсом принадлежащая к семейству планет земной группы. Названа в честь древнеримской богини любви Венеры. По ряду характеристик — например, по массе и размерам — Венера считается «сестрой» Земли.

# data[].attributes.headline
Земля́ — третья по удалённости от Солнца планета Солнечной системы. Самая плотная, пятая по диаметру и массе среди всех планет и крупнейшая среди планет земной группы, в которую входят также Меркурий, Венера и Марс.Иногда упоминается как Мир, Голубая планета, иногда Терра (от лат. Terra). Единственное известное человеку на данный момент тело Солнечной системы в частности и Вселенной вообще, населённое живыми организмами.

# data[].attributes.subject
Земля́ — третья по удалённости от Солнца планета Солнечной системы. Самая плотная, пятая по диаметру и массе среди всех планет и крупнейшая среди планет земной группы, в которую входят также Меркурий, Венера и Марс.Иногда упоминается как Мир, Голубая планета, иногда Терра (от лат. Terra). Единственное известное человеку на данный момент тело Солнечной системы в частности и Вселенной вообще, населённое живыми организмами.

# data[].attributes.attachment_link.title
Документальный фильм | Секреты Солнца,как устроено солнце

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
В Древнем Риме Меркурий считался богом торговли, причём вполне обоснованно. В те далёкие времена, коммерсанты большую часть своей жизни проводили вдали от родных стен и берегов. Торговые пути отличались значительной протяжённостью, и человека, посвятившего себя подобной деятельности, родные видели очень редко. Именно поэтому, далёкой звезде, которую можно было разглядеть у линии горизонта только от случая к случаю, и присвоили именно этот почётный титул.

В наши дни Меркурий считается не богом, а первой планетой Солнечной системы. Ещё совсем недавно, по своим размерам, она занимала предпоследнее месте среди девяти планет, вращающихся вокруг Солнца. Но, как известно, ничто не вечно под Луной. В 2006 году, далёкий Плутон, в силу своих отнюдь не богатырских габаритов, потерял почётный статус планеты. Его переименовали в карликовую планету, а Меркурий оказался в самом конце дружного ряда космических тел, нарезающих бессчетные круги вокруг жёлтой звезды.

Но это что касается размеров. Зато по отношению к светилу Меркурий ближе всех. Он отстоит от Солнца на расстоянии всего в 57,91 млн. километров. Данная величина является средней. Малыш вращается по очень вытянутой орбите (её длина равна 360 млн. километров), поэтому то отдаляется от пышущей жаром звезды, то приближается к ней.

В перигелии (самая ближайшая точка орбиты по отношению к Солнцу) маленькая планета приближается к огромному раскалённому газовому шару на расстояние в 45,9 млн. километров. Зато в афелии (самая дальняя точка орбиты по отношению к Солнцу) космическая бездна до жёлтой звезды значительно увеличивается и становится равной 69,82 млн. километров.

Что же касается Земли, то здесь масштабы несколько другие. Меркурий то сближается с голубой планетой до 82 млн. километров, то расходится до 217 млн. километров. Наименьшая цифра вовсе не означает, что такого близкого земного соседа можно долго и тщательно рассматривать в телескоп.

Дело осложняется тем, что планета Меркурий отклоняется от Солнца на угловое расстояние всего в 28°. К тому же, орбита её вращения наклонена к плоскости эклиптики (мнимая плоскость, совпадающая с плоскостью орбиты Земли) на целых 7°.

Всё это приводит к тому, что данное небесное тело доступно для наблюдателя с Земли, только, сразу после заката или перед рассветом. Причём найти его можно почти у самой линии горизонта, да ещё лицезреть не весь далёкий диск, а лишь его половину, так как угол освещения Солнцем относительно голубой планеты равен примерно 90°.

По своей орбите Меркурий несётся со средней скоростью 48 км/с, а полный оборот вокруг светила делает за 88 земных суток. Эксцентриситет орбиты (величина, показывающая, насколько орбита отличается от окружности) равен 0,205, а разбег между плоскостью экватора и плоскостью орбиты составляет угол в 3°. Последняя величина говорит о том, что на планете Меркурий сезонные изменения очень незначительные.

Данное космическое тело относится к планетам земной группы. В неё входят, кроме Меркурия, Земля, Марс, Венера. У всей этой дружной компании очень высокая плотность. У нашего малыша она равна 5,49 г/см³.

Размеры же у него действительно подкачали. Планета Меркурий имеет диаметр всего в 4880 километров. Стыдно сказать, но по данному параметру его обошли не только другие планеты, но даже некоторые их спутники.

Самый крупный спутник Солнечной системы Ганимед, вращающийся вокруг Юпитера, имеет диаметр в 5262 километра. Не менее солидно выглядит и спутник Сатурна Титан. Здесь данная величина равна 5150 километров. Зато спутник Юпитера Каллисто уже уступает нашему герою. Его диаметр соответствует 4820 километрам. Самый же популярный в космической бездне спутник Луна имеет диаметр всего в 3474 километра. А вот карликовая планета Плутон вообще плетётся в хвосте. Её диаметр составляет лишь 2390 километров.

Планета Меркурий
и Земля

Так что не такой уж Меркурий невзрачный и непрезентабельный - ведь всё познаётся в сравнении. К тому же, как говорится, мал золотник да дорог.

Маленькая планета здорово проигрывает по своим габаритам матушке-земле и выглядит, как хрупкое создание, рядом с почтенной и представительной обитательницей космических просторов. Масса Меркурия в 18 раз меньше земной, а объём соответственно в 17,8 раз. Площадь его поверхности отстаёт от площади поверхности голубой планеты в 6,8 раз.

Особенности орбиты планеты Меркурий

Как уже упоминалось, Меркурий делает полный оборот вокруг Солнца за 88 земных суток. А вот вокруг своей оси малыш вращается со скоростью, равной 59 земным суткам. Его средняя скорость движения по орбите - 48 км/с. Но это, именно, средняя скорость. На одних участках орбиты планета движется быстрее, на других медленнее.

Максимально малыш разгоняется в перигелии. Здесь его скорость достигает 59 км/с. Меркурий старается проскочить этот, самый близкий к светилу участок, как можно быстрее. Зато в афелии он сама неторопливость. Здесь скорость планеты подает до минимума и равна всего 39 км/с. А вот скорость вращения вокруг оси - на всём протяжении орбиты величина постоянная.

Взаимодействие скорости движения по орбите со скоростью вращения вокруг оси даёт поразительный эффект. Любой участок местности на планете находится в одном и том же положении по отношению к звёздному небу в течении 59 дней. А вот к Солнцу данная местность возвращается, только, через 176 дней или через два меркурианских года. Таким образом солнечные сутки (отрезок времени от одного положения Солнца в зените до другого) на Меркурии равны 176 земным суткам.

Интересный эффект наблюдается в перигелии. На этом участке космического пути скорость движения Меркурия по орбите становится больше скорости вращения вокруг оси. В связи с этим, на повёрнутых к светилу долготах возникает так называемый эффект Иисуса Навина (предводитель еврейского народа, по преданию остановил движение Солнца).

Восход на планете
Меркурий

Солнце останавливается, как бы задумавшись, а затем начинает двигаться в обратную сторону. Оно неуклонно стремится на восток, напрочь игнорируя предначертанное ему силами Космоса западное направление. Такая вольность продолжается семь земных суток, пока планета Меркурий не проходит ближайший к жёлтой звезде участок орбиты.

Затем орбитальная скорость маленького космического тела начинает падать, а движение светила замедляться. В точке, где скорость вращения уравнивается с орбитальной скоростью, Солнце останавливается. Проходит немного времени, и оно меняет направление движения на противоположное, то есть двигается уже как и положено - с востока на запад.

Что же касается долгот, "отстоящих" от залитой солнечным светом местности на 90° к востоку, то здесь картина ещё более удивительная. Если бы в этих краях оказались земные наблюдатели, то они стали бы очевидцами двух восходов и двух закатов.

Вначале Солнце, как ему и предначертано, взошло бы на востоке и устремилось к зениту. В какой-то момент времени светило прекратило бы своё движение и остановилось. Затем начало бы неуклонный ход назад и исчезло за линией горизонта. По прошествию семи земных суток оно бы опять засияло на востоке и уже без помех проделало бы свой путь к высшей точке на меркурианском небе.

О таких поразительных особенностях орбиты Меркурия стало известно только в 60-е годы XX столетия. До этого исследователи считали, что первая планета Солнечной системы повёрнута к светилу всегда одной и той же стороной, а вокруг собственной оси вращается с той же скоростью, что и обращается вокруг Солнца. Истинное положение вещей стало достоянием людей только после того, как планету исследовали при помощи методов радиолокации.

Строение планеты Меркурий

О строении планеты Меркурий люди знали очень мало до первой половины 70-х годов прошлого века. В последних числах марта 1974 года, всего в 703 километрах от поверхности одного из ближайших соседей Земли, пролетела американская автоматическая межпланетная станция "Маринер-10". Она повторила свой манёвр в сентябре 1974 года. В этот раз её расстояние до планеты составляло всего 48 тысяч километров. Очередной виток станция сделала в марте 1975 года, находясь от Меркурия в 327 километрах.

Примечательным здесь является то, что космическая аппаратура зафиксировала магнитное поле. Оно вовсе не представляло из себя мощное силовое образование, но в сравнении с Венерой выглядело очень значительно. Марс также остался на вторых ролях со своей неустойчивой магнитной структурой.

Магнитное поле планеты Меркурий в сто раз уступает по величине земному, его магнитная ось не совпадает с осью вращения на 2°. Наличие же этого образования говорит о том, что у данного космического объекта присутствует ядро, в котором это самое поле и создаётся.

На сегодняшний день существует следующая схема устройства первой планеты Солнечной системы. Она имеет горячее железно-никелевое ядро и окружающую его силикатную оболочку. Температура ядра составляет порядка 730° по Цельсию, плотность равна 9,8 г/см³. Ядро большое. Оно содержит в себе 70% массы планеты, а его диаметр равен 3600 километров. Соответственно толщина силикатного слоя колеблется в пределах 650 километров.

Поверхность планеты Меркурий

Поверхность планеты Меркурий усеяна кратерами. На некоторых участках эти образования располагаются очень густо, на других же их совсем немного. Самый крупный кратер имеет в диаметре 625 километров и носит название Бетховен.

Предполагается, что равнинная местность моложе по возрасту, нежели усеянная многочисленными воронками. Она образовалась в результате выбросов лавы, которая накрыла собой ударные кратеры и сделала ландшафт ровным.

Поверхность
планеты Меркурий

На Меркурии присутствует величайшее образование, именуемое Равниной Жары. Это огромный древний кратер с диаметром 1300 километров. Он окружён гористым кольцом, внутри же поверхность сглаженная, без видимых выступов. Видимо многочисленные извержения лавы залили эту огромную рану в теле планеты и сделали её практически незаметной для стороннего наблюдателя.

С оборотной стороны многострадального космического тела, как раз напротив Равнины Жары, наблюдается большое количество возвышенностей, перемежающихся с длинными извилистыми низменностями. Возвышенности достигают в высоту два километра, низины же узкие и как бы зажаты между нависающими над ними величественными холмами.

Видимо, в своё время, гигантский астероид, впечатавшийся в Меркурий, спровоцировал сдвиг недр планеты. В одном месте он пробуравил огромную вмятину, а на противоположной стороне кора вздыбилась, образовав глубокие разломы и значительные смещения горных пород.

Нечто подобное наблюдается и на других участках поверхности. Только данные образования имеют совсем иную геологическую историю. По своей форме они напоминают клиноподобные выступы. Ширина их доходит до десятков километров. Создаётся впечатление, что это выдавленная из глубинных недр под огромным давлением горная порода.

Существует вполне серьёзная обоснованная теория, что данные геологические творения возникли в то время, когда пошли процессы уменьшения температурных режимов Меркурия. Ядро планеты, охлаждаясь, начало сжиматься. Это привело к тому, что верхний твёрдый слой также стал уменьшать свою площадь. Всё это спровоцировало сдвиги коры, следствием которых, в конце концов, и стал столь своеобразный ландшафт на поверхности.

В наши дни температурные режимы на поверхности Меркурия также имеют свою определённую специфику. Учитывая то, что рассматриваемое космическое тело расположено очень близко от жёлтой звезды, можно без труда сделать вывод: обращённая к Солнцу поверхность имеет очень высокую температуру.

Её максимум (в перигелии) достигает 430° по Цельсию. В афелии попрохладнее. Здесь температура доходит только до 290° по Цельсию. На остальных участках длинной орбиты, средние температурные величины колеблются в пределах 320-340° по Цельсию.

Как нетрудно догадаться, ночью обстановка совсем иная. Температура в это время меркурианских суток держится на отметке в минус 180° по Цельсию. То есть получается, что одна половина планеты "изнывает" от ужасной жары, а другая, в это же самое время, "страдает" от страшного холода.

Довольно неожиданно звучит утверждение, что, не смотря на высокие температурные режимы, планета Меркурий обладает запасами водяного льда. Найти его можно в полярных точках и на дне глубоких кратеров. В эти места не попадают всепроникающие солнечные лучи, а потому ледяная масса "чувствует себя" вполне комфортно.

Откуда же берётся вода на планете Меркурий? К тому же, в атмосфере её содержится немало - целых три с половиной процента. Ответ лежит, можно сказать, на поверхности. Воду на данное космическое тело доставляют кометы. Некоторые из них, подлетая к Солнцу, сталкиваются с малышом и навсегда остаются в его горячих объятиях.

Лёд, из которых состоят подобные образования, тает, превращается в воду, а та, в свою очередь, испаряется в атмосферу. Она начинает путешествовать по планете в виде паров, а в холодное время суток оседает на поверхность и опять превращается в лёд. Оказавшись на дне кратеров или на полюсах, вода замерзает и уже никогда не возвращается в газообразное состояние. Она навечно остаётся скованной страшным холодом ледяной массой.

Раз на планете наблюдаются большие перепады температур, то легко сделать вывод: у рассматриваемого космического тела атмосфера отсутствует. Если быть совсем точным: газовая подушка в наличии имеется, но она очень разреженная. Давление её ничтожно и составляет миллиардные доли атмосферного давления Земли.

Основной химический элемент атмосферы Меркурия - это гелий. Заносит его на планету солнечный ветер (поток плазмы, истекающий из солнечной короны). Главные его составляющие: гелий и водород. Так что последний также присутствует в атмосфере, но в гораздо меньшем процентном соотношении.

Исследования планеты Меркурий

Хоть планета Меркурий и находится совсем недалеко от Земли и известна с древнейших времён, её изучение представляет довольно сложную задачу. В этом, естественно, виноваты особенности орбиты маленького космического объекта. Малыша очень трудно увидеть, а тем более тщательно рассмотреть в ночном небе.

Полное представление о планете можно получить, только, наблюдая её с близкого расстояния. Такая возможность появилась у людей в 1974 году, когда вблизи Меркурия оказалась американская автоматическая межпланетная станция "Маринер-10". Именно благодаря снимкам, которые она сделала, была составлена подробная карта почти половины поверхности второй планеты.

Затем наступил более чем 30-летний перерыв, прежде чем очередная американская автоматическая межпланетная станция "Мессенджер" почтила Меркурий своим вниманием. Она появилась в его небе в середине января 2008 года. После этого ей было осуществлено ещё два облёта маленькой планеты в первой декаде октября 2008 года и 30 сентября 2009 года.

На меркурианскую орбиту станция вышла 17 марта 2011 года. Её наименьшая высота составила 200 километров. Были исследованы ландшафт планеты, её атмосфера. В 2015 году "Мессенджер" упал на Меркурий и образовал кратер с диаметром 15 метров.

Такие сложные манипуляции с выходом на постоянную орбиту объясняются невозможностью прямого перелёта к Меркурию. Связано это с тем, что межпланетной станции необходимо погасить орбитальную скорость Земли. Осуществляется подобное посредством различных гравитационных маневров, позволяющих придать космическому аппарату соответствующее ускорение.

Не захотели отставать от американцев в изучении Меркурия и японцы с европейцами. Они организовали совместную миссию на маленькую планету в 2013 году, создав для этого два космических аппарата: "Меркурий Планета Орбита" и "Меркурий Магнитосфера Орбита". Первый из них занялся изучением поверхности, а второй тщательным ознакомлением с магнитным полем и магнитосферой данного объекта.

Дальнейшие фундаментальные научные исследования планеты Меркурий ещё впереди. Какие малыш преподнесёт сюрпризы - неизвестно, но никто не сомневается, что они несомненно будут. Ведь Космос так непредсказуем, а его обитатели скрытны, загадочны и обладают поразительной способностью надёжно хранить свои тайны.

Статью написал ridar-shakin

Источники: Издание "Планеты Солнечной системы"

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
планета меркурий

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
силикатная оболочка

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
магнитное поле

# data[].attributes.attachment_link.keywords[]
температурные режимы

# data[].attributes.attachment_link.title
Планета Меркурий

# data[].attributes.attachment_link.description
В Древнем Риме Меркурий считался богом торговли, причём вполне обоснованно. В те далёкие времена, коммерсанты большую часть своей жизни проводили вдали от родных стен и берегов. Торговые пути отличались значительной протяжённостью, и человека, посвятившего себя подобной деятельности, родные видели очень редко.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Венера

Планета

Венера в видимом и ультрафиолетовом свете, снимок сделан АМС Маринер-10 7 февраля 1974 года

Эпоха: J2000.0

Перигелий

107 476 259 км
0,71843270 а.е.

Афелий

108 942 109 км
0,72823128 а.е.

108 208 930 км
0,723332 а.е.

0,0068

Сидерический период обращения

224,701 сут[1]

Синодический период обращения

583,92 сут

35,02 км/с

3,86° (относительно солнечного экватора);
3,39458° (относительно эклиптики);
2,5° (относительно инвариантной плоскости)

Долгота восходящего узла (Ω)

76,67069°

Аргумент перицентра (ω)

54,85229°

Чей спутник

Солнце

Спутники

нет

Полярное сжатие

0

Средний радиус

6051,8 ± 1,0 км[2]
0,9499 земных

Площадь поверхности (S)

4,60⋅10 ⁸ км²
0,902 земных

Объём (V)

9,38⋅10 ¹¹ км³
0,857 земных

Масса (m)

4,8675⋅10 ²⁴ кг[3]
0,815 земных

Средняя плотность (ρ)

5,24 г/см³[3]

8,87 м/с²
0,904 g

Первая космическая скорость (v ₁)

7,328 км/с

Вторая космическая скорость (v ₂)

10,363 км/с

Экваториальная скорость вращения

6,52 км/ч

243,023±0,002 дней[4]

Наклон оси

177,36°[3]

Прямое восхождение северного полюса (α)

18 ч 11 мин 2 с
272,76°[2]

Склонение северного полюса (δ)

67,16°[2]

Альбедо

0,67 (геометрическое),
0,77 (Бонда)[3]

Видимая звёздная величина

−4,6[3]

Угловой диаметр

9,7"-66,0" [3]

На поверхности

737 К[3][5]
(464 °C)

Атмосферное давление

9,3 МПа (93 бар)

Состав:

~96,5 % углекислый газ (CO ₂)
~3,5 % азот (N ₂)
0,018 % диоксид серы (SO ₂)
0,007 % аргон (Ar)
0,003 % водяной пар (H ₂O)
0,0017 % угарный газ (CO)
0,0012 % гелий (He)
0,0007 % неон (Ne)
следы хлороводорода (HCl), фтороводорода (HF), криптона (Kr), ксенона (Xe) и др.

Медиафайлы на Викискладе

Информация в Викиданных

Вене́ра - вторая по удалённости от Солнца и шестая по размеру планета Солнечной системы, наряду с Меркурием, Землёй и Марсом принадлежащая к семейству планет земной группы. Названа в честь древнеримской богини любви Венеры. По ряду характеристик - например, по массе и размерам - Венера считается "сестрой" Земли. Венерианский год составляет 224,7 земных суток. Она имеет самый длинный период вращения вокруг своей оси (около 243 земных суток, в среднем 243,0212 ± 0,00006 сут) среди всех планет Солнечной системы и вращается в направлении, противоположном направлению вращения большинства планет.

Венера не имеет естественных спутников. На земном небе Венера является третьим по яркости светилом после Солнца и Луны. Её яркость достигает видимой звёздной величины −4,6 m и является достаточной, чтобы ночью отбрасывать различимые тени. Изредка Венера видна невооружённым глазом и в светлое время суток.

Венера имеет плотную атмосферу, состоящую более чем на 96 % из углекислого газа. Атмосферное давление на поверхности планеты в 92 раза больше, чем на поверхности Земли, и примерно равно давлению воды на глубине 900 метров. Из-за высокого давления углекислый газ в приповерхностной части атмосферы по агрегатному состоянию является уже не газом, а сверхкритической жидкостью, поэтому эта часть атмосферы представляет собой "полужидкий-полугазообразный" океан из сверхкритического углекислого газа. Средняя температура поверхности Венеры - 735 К (462 °C), что делает её самой горячей планетой в Солнечной системе, несмотря на то, что Меркурий находится ближе к Солнцу. Венера покрыта непрозрачным слоем облаков из серной кислоты с высокой отражающей способностью, что закрывает поверхность планеты от прямой видимости. Высокая температура поверхности обусловлена действием парникового эффекта.

В качестве одного из наиболее ярких объектов в небе Венера стала важным элементом в человеческой культуре. Это первая планета, для которой в начале второго тысячелетия до нашей эры было зафиксировано движение по небу. Как ближайшая к Земле планета, Венера была главной целью для ранних межпланетных исследований. Это также первая планета, окрестности которой посетил земной космический аппарат (" Маринер-2" в 1962 году), и на поверхность которой была совершена посадка (" Венера-7" в 1970 году). Плотные облака Венеры делают невозможным наблюдение её поверхности в видимом свете, поэтому подробные карты её поверхности появились только после выхода в 1991 году на околовенерианскую орбиту космического аппарата "Магеллан", осуществившего радиолокационное исследование поверхности Венеры с высоким разрешением. Существуют проекты по реализации более сложных задач на поверхности Венеры, в том числе с использованием планетоходов, но им мешают тяжёлые условия на поверхности Венеры.

Среднее расстояние Венеры от Солнца - 108 млн км (0,723 а. е.). Расстояние от Венеры до Земли меняется в пределах от 38 до 261 млн км. Её орбита очень близка к круговой - эксцентриситет составляет всего 0,0067. Период обращения вокруг Солнца равен 224,7 земных суток; средняя орбитальная скорость - 35 км/с. Наклон орбиты к плоскости эклиптики равен 3,4°. По размерам Венера довольно близка к Земле. Радиус планеты равен 6051,8 км (95 % земного), масса - 4,87⋅10 ²⁴ кг (81,5 % земной), средняя плотность - 5,24 г/см³. Ускорение свободного падения равно 8,87 м/с², вторая космическая скорость - 10,36 км/с.

Венера классифицируется как землеподобная планета, и иногда её называют "сестрой Земли", потому что обе планеты похожи размерами и составом. Однако условия на двух планетах очень разнятся. Атмосфера Венеры, самая плотная среди землеподобных планет, состоит главным образом из углекислого газа. Поверхность планеты полностью скрывают облака серной кислоты, непрозрачные в видимом свете. Споры о том, что находится под густой облачностью Венеры, продолжались до XX века. В то же время атмосфера Венеры прозрачна для дециметровых радиоволн, с помощью которых впоследствии и был исследован рельеф планеты:554.

Сравнительные размеры (слева направо) Меркурия, Венеры, Земли и Марса

Атмосферное давление на поверхности Венеры в 92 раза больше, чем на Земле. Подробное картографирование поверхности Венеры проводилось в течение последних 22 лет - в частности, проектом "Магеллан". Поверхность Венеры носит яркие признаки вулканической деятельности, а атмосфера содержит серу. Есть некоторые признаки того, что вулканическая деятельность на Венере продолжается и сейчас. Удивительно низкое число ударных кратеров говорит в пользу того, что поверхность Венеры относительно молода: ей приблизительно 500 миллионов лет. Тектоники плит на Венере нет (вероятно, потому, что её литосфера из-за отсутствия воды слишком вязкая и, следовательно, недостаточно подвижна), но есть много следов менее масштабных тектонических движений.

Венера вращается вокруг своей оси, наклонённой к плоскости орбиты на 177,36°, из-за чего при наблюдении со стороны северного полюса эклиптики планета вращается с востока на запад, то есть в направлении, противоположном направлению вращения большинства планет. Один оборот вокруг оси по продолжительности равен 243 земным суткам. Комбинация этих движений даёт величину солнечных суток на планете 116,8 земных суток. Один оборот вокруг своей оси по отношению к Земле Венера совершает за 146 суток, а синодический период составляет 584 суток, то есть ровно вчетверо дольше. Поэтому в каждом нижнем соединении (то есть во время максимального сближения с Землёй) Венера обращена к Земле одной и той же стороной. Пока неизвестно, является ли это совпадением, или же здесь действует приливное взаимодействие Земли и Венеры.

Венера - третий по яркости объект на небе Земли после Солнца и Луны и достигает видимой звёздной величины −4,6 m. Поскольку Венера ближе к Солнцу, чем Земля, она никогда не удаляется от Солнца более чем на 47,8° (для земного наблюдателя). Поэтому обычно Венера видна незадолго до восхода или через некоторое время после захода Солнца, традиционно называясь при этом, соответственно, "утренняя звезда" и "вечерняя звезда".

Венеру легко распознать, так как по блеску она намного превосходит самые яркие звёзды. Отличительным признаком планеты является её ровный белый цвет. Венера, так же как и Меркурий, не отходит на небе на большое расстояние от Солнца. В моменты элонгаций Венера может удалиться от нашей звезды максимум на 47°. Как и у Меркурия, у Венеры есть периоды утренней и вечерней видимости: в древности считали, что утренняя и вечерняя "Венеры" - разные звёзды.

В телескоп, даже небольшой, можно без труда наблюдать изменение видимой фазы диска планеты. Его впервые наблюдал в 1610 году Галилей.

Венера на диске Солнца. Видео

Анимация. Смоделирована поверхность Венеры. Затем - визуальное удаление от Венеры вплоть до Земли. Окончание - прохождение Венеры по диску Солнца

Так как Венера расположена ближе к Солнцу, чем Земля, с Земли можно наблюдать прохождение Венеры по диску Солнца. При этом планета предстаёт в виде маленького чёрного диска на фоне огромного светила. Однако это очень редкое явление: в течение примерно двух с половиной столетий случается четыре прохождения - два декабрьских и два июньских. Последнее произошло 6 июня 2012 года. Следующее прохождение будет 11 декабря 2117 года.

Впервые прохождение Венеры по диску Солнца наблюдали 4 декабря 1639 года английский астроном Иеремия Хоррокс (он же предвычислил дату явления) и его друг и коллега Уильям Крабтри. Наблюдения позволили им уточнить оценку размера Венеры и с наилучшей для своего времени точностью определить расстояние от Земли до Солнца.

Следующее прохождение было предвычислено на 6 июня 1761 года и с нетерпением ожидалось астрономами всего мира. Наблюдение его из разных точек земного шара было необходимо для определения параллакса, позволявшего уточнить расстояние от Земли до Солнца по методу, разработанному английским астрономом Эдмундом Галлеем.

Наблюдения этого прохождения производились в 40 пунктах при участии 112 человек. На территории России организатором их был Михаил Васильевич Ломоносов. Результатом его усилий стало направление экспедиции Никиты Ивановича Попова в Иркутск и Степана Яковлевича Румовского - в Селенгинск. Он также добился организации наблюдений при участии Андрея Дмитриевича Красильникова и Николая Гавриловича Курганова в Академической обсерватории Санкт-Петербурга вопреки нежеланию её директора Франца Эпинуса допускать к наблюдению русских учёных. Задачей наблюдателей было точно отметить время контактов Венеры и Солнца - зрительного касания краёв их дисков.

Сам Ломоносов, более всего интересовавшийся физической стороной явления, вёл самостоятельные наблюдения в своей домашней обсерватории. Он обратил особое внимание на сопровождавшие контакты оптические эффекты и описал их в работе "Явление Венеры на Солнце, наблюденное в Санктпетербургской императорской Академии Наук майя 26 дня 1761 года", опубликованной на русском языке 4 июля 1761 года и в августе того же года переведённой на немецкий язык.

Один эффект возник незадолго до первого контакта диска Венеры с диском Солнца: "...солнечный край чаемого вступления стал неявственен и несколько будто стушеван". Эффект повторился и при сходе Венеры с солнечного диска: "...последнее прикосновение Венеры заднего края к Солнцу при самом выходе было также с некоторым отрывом и с неясностию солнечного края". Сам Ломоносов приписал этот эффект вступлению "Венериной атмосферы в край солнечный", однако Александр Иванович Лазарев в 1978 году высказал мнение, что его причиной является зеркальное отражение Солнца от атмосферы Венеры, возникающее при малом угле скольжения[]. Другой эффект наблюдался сначала словно "тонкое, как волос, сияние", возникшее в момент близкий к полному вступлению Венеры на диск Солнца. Ломоносову показалось, что сияние отделило ещё не вступившую на Солнце часть диска Венеры, но это впечатление оказалось ошибочным (аналогичную ошибку допускали некоторые наблюдатели и при следующих прохождениях Венеры по Солнцу в 1874 и 1882 годах). Более правильное наблюдение этого эффекта удалось сделать в начале схождения Венеры с солнечного диска. Ломоносов описал выступивший при приближении Венеры изнутри к краю солнечного диска "на краю Солнца пупырь, который тем явственнее учинился, чем ближе Венера к выступлению приходила". Этот эффект был верно истолкован Ломоносовым как следствие преломления солнечного света в атмосфере Венеры, не уступающей по величине атмосфере Земли. Впоследствии он был назван " явлением Ломоносова ".

Оптические эффекты, сопровождавшие моменты контактов Венеры и Солнца, отмечали во время прохождения 1761 года и другие наблюдатели, в частности, Степан Румовский, Шапп д'Отерош, Тоберн Бергман. Однако именно Ломоносов первым определённо объяснил их наличием у Венеры плотной атмосферы.

Венера, наряду с Меркурием, является планетой, не имеющей естественных спутников.

В XIX веке существовала гипотеза, что в прошлом спутником Венеры являлся Меркурий, который впоследствии был ею "потерян". В 1976 году Том ван Фландерн и Р. С. Харрингтон при помощи численного моделирования показали, что эта гипотеза хорошо объясняет большие отклонения ( эксцентриситет) орбиты Меркурия, его резонансный характер обращения вокруг Солнца и потерю вращательного момента как у Меркурия, так и у Венеры. Также объясняется приобретение Венерой вращения, обратного основному в Солнечной системе, разогрев поверхности планеты и возникновение плотной атмосферы.

В прошлом было сделано много заявлений о наблюдении спутников Венеры, но они всегда оказывались основанными на ошибке. Первые такие заявления относятся к XVII веку. Всего за 120-летний период до 1770 года о наблюдении спутника сообщалось более 30 раз, как минимум 20 астрономами. К 1770 году поиски спутников Венеры были почти прекращены - в основном, из-за того, что не удавалось повторить результаты предыдущих наблюдений, а также в результате того, что никаких признаков наличия спутника не было обнаружено при наблюдении прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769 году.

У Венеры (как и у Марса и Земли) существует квазиспутник, астероид , обращающийся вокруг Солнца таким образом, что между ним и Венерой существует орбитальный резонанс, в результате которого на протяжении многих периодов обращения он остаётся вблизи планеты.

Внутреннее строение Венеры

Исследование поверхности Венеры стало возможным с развитием радиолокационных методов. Наиболее подробную карту составил американский аппарат " Магеллан", заснявший 98 % поверхности планеты. Картографирование выявило на Венере обширные возвышенности. Крупнейшие из них - Земля Иштар и Земля Афродиты, сравнимые по размерам с земными материками. Ударных кратеров на Венере относительно немного. Значительная часть поверхности планеты геологически молода (порядка 500 млн лет). 90 % поверхности планеты покрыто застывшей базальтовой лавой.

В 2009 году была опубликована карта южного полушария Венеры, составленная с помощью аппарата " Венера-экспресс ". На основе данных этой карты возникли гипотезы о наличии в прошлом на Венере океанов воды и сильной тектонической активности.

Предложено несколько моделей внутреннего строения Венеры. Согласно наиболее реалистичной из них, на Венере есть три оболочки. Первая - кора толщиной примерно 16 км. Далее - мантия, силикатная оболочка, простирающаяся на глубину порядка 3300 км до границы с железным ядром, масса которого составляет около четверти всей массы планеты. Поскольку собственное магнитное поле планеты отсутствует, то следует считать, что в железном ядре нет перемещения заряженных частиц - электрического тока, вызывающего магнитное поле, следовательно, движения вещества в ядре не происходит, то есть оно находится в твёрдом состоянии. Плотность в центре планеты достигает 14 г/см³.

Подавляющее большинство деталей рельефа Венеры носит женские имена, за исключением высочайшего горного хребта планеты, расположенного на Земле Иштар близ плато Лакшми и названного в честь Джеймса Максвелла.

Радар АМС " Пионер-Венера-1" в 1970-х годах снимал поверхность Венеры с разрешением 150-200 км. Советские АМС " Венера-15" и " Венера-16" в 1983-1984 годах с помощью радара закартировали большую часть северного полушария с разрешением 1-2 км, впервые засняв тессеры и венцы. Американский "Магеллан" с 1989 по 1994 год произвёл более детальное (с разрешением 300 м) и почти полное картографирование поверхности планеты. На ней обнаружены тысячи древних вулканов, извергавших лаву, сотни кратеров, арахноиды, горы. Поверхностный слой (кора) очень тонок; ослабленный высокой температурой, он слабо препятствует прорыванию лавы наружу. Два венерианских континента - Земля Иштар и Земля Афродиты - по площади не меньше Европы каждый, однако по протяжённости их несколько превосходят каньоны Парнгэ, названные в честь хозяйки леса у ненцев, которые являются самой большой деталью рельефа Венеры. Низменности, похожие на океанские впадины, занимают на Венере только одну шестую поверхности. Горы Максвелла на Земле Иштар возвышаются на 11 км над средним уровнем поверхности. Горы Максвелла, а также области Альфа и Бета являются единственными исключениями из правила о наименованиях, принятого МАС. Всем остальным районам Венеры даны женские имена, в том числе русские: на карте можно найти Землю Лады, равнину Снегурочки и каньон Бабы-Яги.

Ударные кратеры - редкий элемент венерианского пейзажа: на всей планете их лишь около 1000. На снимке справа - кратер Адывар диаметром около 30 км. Внутренняя область заполнена застывшим расплавом пород. "Лепестки" вокруг кратера образованы раздроблённой породой, выброшенной наружу во время взрыва при его образовании.

Поскольку облака скрывают поверхность Венеры от визуальных наблюдений, её можно изучать только радиолокационными методами. Первые, довольно грубые, карты Венеры были составлены в 1960-е годы на основе радиолокации, проводимой с Земли. Светлые в радиодиапазоне детали величиной в сотни и тысячи километров получили условные обозначения, причём в то время существовало несколько систем таких обозначений, которые не имели всеобщего хождения, а использовались локально группами учёных. Одни применяли буквы греческого алфавита, другие - латинские буквы и цифры, третьи - римские цифры, четвёртые - именования в честь знаменитых учёных, работавших в сфере электро- и радиотехники ( Гаусс, Герц, Попов). Эти обозначения (за отдельными исключениями) ныне вышли из научного употребления, хотя ещё встречаются в современной литературе по астрономии. Исключением являются область Альфа, область Бета и горы Максвелла, которые были удачно сопоставлены и отождествлены с уточнёнными данными, полученными с помощью космической радиолокации.

Схема деления карты Венеры на листы (для каждого указано буквенно-цифровое обозначение и латинское название по примечательной детали рельефа)

Первую карту части венерианской поверхности по данным радиолокации составила Геологическая служба США в 1980 году. Для картографирования была использована информация, собранная радиозондом " Пионер-Венера-1 " ("Пионер-12"), который работал на орбите Венеры с 1978 по 1992 год.

Карты северного полушария планеты (треть поверхности) составлены в 1989 году в масштабе 1:5 000 000 совместно Американской геологической службой и советским Институтом геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского. Использовались данные советских радиозондов " Венера-15" и " Венера-16". Полная (кроме южных полярных областей) и более детальная карта поверхности Венеры составлена в 1997 году в масштабах 1:10 000 000 и 1:50 000 000 Американской геологической службой. При этом были использованы данные радиозонда " Магеллан ".

Правила именования деталей рельефа Венеры были утверждены на XIX Генеральной ассамблее Международного астрономического союза в 1985 году, после обобщения результатов радиолокационных исследований Венеры автоматическими межпланетными станциями. Было решено использовать в номенклатуре только женские имена (кроме трёх приведённых ранее исторических исключений):

Крупные кратеры Венеры получают названия, в которых увековечены фамилии знаменитых женщин, а малые кратеры - женские имена (нередко уменьшительные). Примеры крупных: Ахматова, Барсова, Барто, Волкова, Голубкина, Данилова, Дашкова, Ермолова, Ефимова, Клёнова, Мухина, Обухова, Орлова, Осипенко, Потанина, Руднева, Русланова, Федорец, Яблочкина. Примеры мелких: Аня, Гульнара, Джина, Джоди, Исако, Катя, Оля, Света, Таня, Хадича, Эсмеральда и т. д.

Некратерные формы рельефа Венеры получают имена в честь мифических, сказочных и легендарных женщин: возвышенностям даются имена богинь разных народов, понижениям рельефа - прочих персонажей из различных мифологий:

земли и плато получают название в честь богинь любви и красоты; тессеры - по имени богинь судьбы, счастья и удачи; горы, купола, области называются именами различных богинь, великанш, титанид; холмы - именами морских богинь; уступы - именами богинь домашнего очага, венцы - именами богинь плодородия и земледелия; гряды - именами богинь неба и женских персонажей, связанных в мифах с небом и светом;

борозды и линии получают названия воинственных женщин, а каньоны - имена мифологических персонажей, связанных с Луной, охотой и лесом.

Индуцированная магнитосфера Венеры имеет ударную волну, магнитослой, магнитопаузу и хвост магнитосферы с токовым слоем.

В подсолнечной точке ударная волна находится на высоте 1900 км (0,3R v, где R v - радиус Венеры). Это расстояние измерялось в 2007 году вблизи минимума солнечной активности. Вблизи её максимума эта высота может быть в несколько раз меньше. Магнитопауза расположена на высоте 300 км. Верхняя граница ионосферы ( ионопауза) находится вблизи 250 км. Между магнитопаузой и ионопаузой существует магнитный барьер - локальное усиление магнитного поля, что не позволяет солнечной плазме проникать глубоко в атмосферу Венеры, по крайней мере, вблизи минимума солнечной активности. Значение магнитного поля в барьере достигает 40 нТл. Хвост магнитосферы тянется на расстояние до десяти радиусов планеты. Это наиболее активная часть венерианской магнитосферы - здесь происходит пересоединение силовых линий и ускорение частиц. Энергия электронов и ионов в хвосте магнитосферы составляет около 100 эВ и 1000 эВ, соответственно.

Взаимодействие Венеры с солнечным ветром. Показаны компоненты индуцированной магнитосферы

В связи со слабостью собственного магнитного поля Венеры солнечный ветер проникает глубоко в её экзосферу, что ведёт к небольшим потерям атмосферы. Потери происходят, в основном, через хвост магнитосферы. В настоящее время основными типами ионов, которые уходят из атмосферы, являются O⁺, H⁺ и He⁺. Отношение ионов водорода к кислороду составляет около 2 (то есть почти стехиометрическое), что указывает на непрекращающуюся потерю воды.

Снимок Венеры в условном цвете, инфракрасный спектр и ультрафиолетовый спектр (длина волны 365 и 283 нм), сделан Акацуки в 2016 году

Атмосфера Венеры состоит, в основном, из углекислого газа (96,5 %) и азота (3,5 %). Содержание других газов очень мало: диоксида серы - 0,018 %, аргона - 0,007 %, водяного пара - 0,003 %, у остальных составляющих - ещё меньше. В 2011 году учёные, работающие с аппаратом "Venus Express", обнаружили у Венеры озоновый слой, который располагается на высоте 100 километров. Для сравнения, озоновый слой Земли располагается на высоте 15-20 километров, а концентрация озона в нём на несколько порядков больше.

В структуре строения атмосферы Венеры выделяют следующие оболочки:

экзосфера - верхняя граница атмосферы, внешняя оболочка планеты на высоте 220-350 км;

термосфера - находится на границе между 120 и 220 км;

мезопауза - находится между 95 и 120 км;

верхняя мезосфера - на границе между 73-95 км;

нижняя мезосфера - на границе между 62-73 км;

тропопауза - расположена на границе чуть выше 50 и чуть ниже 65 км; область, где условия наиболее похожи на условия у поверхности Земли

тропосфера - наиболее плотная часть атмосферы Венеры, самая нижняя приповерхностная часть которой представляет собой "полужидкий-полугазообразный" океан из сверхкритического углекислого газа (то есть CO₂, находящегося в агрегатном состоянии сверхкритической жидкости из-за высокого давления и температуры).

Термосфера является разрежённой и сильно ионизированной оболочкой атмосферы. Как и для термосферы Земли, для термосферы Венеры характерны значительные перепады температур. Температура ночной стороны термосферы достигает 100 К (−173 °C). На дневной стороне температура возрастает до 300-400 К (от 27 до 127 °C).

Мезосфера Венеры находится на высотах между 65 и 120 км. В мезосфере Венеры можно выделить два уровня:

В верхнем уровне мезосферы на высоте 95 км температура составляет около 165 К (−108 °C).

В нижнем уровне мезосферы температура почти постоянна и составляет 230 К (−43 °C). Этот уровень совпадает с верхней границей облаков.

Зависимость температуры атмосферы от высоты

Тропопауза - граница между тропосферой и мезосферой - расположена в районе чуть выше 50 и чуть ниже 65 км. По данным советских зондов (от " Венера-4" до " Венера-14") и американских " Пионер-Венера-2", область атмосферного слоя в районе от 52,5 до 54 км имеет температуру между 293 К (+20 °C) и 310 K (+37 °C), а на высоте 49,5 км давление становится таким же, как на Земле на уровне моря.

Тропосфера начинается на поверхности планеты и простирается до 65 км. Ветры у раскалённой поверхности слабые, однако в верхней части тропосферы температура и давление уменьшаются до земных значений, и скорость ветра возрастает до 100 м/с.

Плотность атмосферы у поверхности составляет , то есть 6,5 % от плотности жидкой воды на Земле. Атмосферное давление на поверхности Венеры составляет примерно 90 бар, что равно давлению на глубине около 910 метров под водой на Земле. При столь высоком давлении углекислый газ (критическая точка которого 31 °C, 73,8 бар) по агрегатному состоянию является уже не газом, а сверхкритической жидкостью. Таким образом, нижние 5 км тропосферы представляют собой горячий полужидкий-полугазообразный океан . Температура здесь составляет 740 К (467 °C). Это больше температуры поверхности Меркурия, находящегося вдвое ближе к Солнцу. Причиной столь высокой температуры на Венере является парниковый эффект, создаваемый углекислым газом и густыми кислотными облаками. Несмотря на медленное вращение планеты, перепад температур между дневной и ночной стороной планеты (а также между экватором и полюсами) составляет около 1-2 K - настолько велика тепловая инерция тропосферы.

О нерешённых проблемах, связанных с атмосферой планеты, высказался сотрудник Института исследований Солнечной системы Общества Макса Планка (ФРГ) Дмитрий Титов:

Практически вся её атмосфера вовлечена в один гигантский ураган: она вращается вокруг планеты со скоростью, достигающей 120-140 метров в секунду (432-504 км/ч) у верхней границы облаков. Мы пока совершенно не понимаем, как это происходит, и что поддерживает это мощнейшее движение. Ещё один пример: известно, что основной серосодержащий газ на Венере - это двуокись серы. Но когда мы начинаем моделировать химию атмосферы на компьютере, то выясняется, что двуокись серы должна быть "съедена" поверхностью в течение геологически короткого времени. Этот газ должен исчезнуть, если нет какой-то постоянной подпитки. Её приписывают, как правило, вулканической активности.

Суперротационные ветра приводят к тому, что атмосфера Венеры делает полный оборот за 4 земных дня. На ночной стороне в верхних слоях атмосферы Венеры зондом "Venus Express" обнаружены стоячие волны.

Облачный покров расположен на высотах примерно 48-65 км. Облака Венеры довольно плотны и состоят из сернистого газа и капель серной кислоты. Есть признаки наличия там и других веществ. В частности, известно, что в составе частиц облаков есть хлор. Их желтоватый оттенок может быть вызван примесью серы или хлорного железа.

Толщина облачного покрова такова, что поверхности достигает лишь незначительная часть солнечного света, и во время нахождения Солнца в зените уровень освещённости составляет всего 1000-3000 люкс. Для сравнения, на Земле в пасмурный день освещённость составляет 1000 люкс, а в ясный солнечный день в тени - 10-25 тыс. люкс. Влажность у поверхности составляет менее 0,1 %. Из-за высокой плотности и отражающей способности облаков суммарное количество солнечной энергии, получаемое планетой, меньше, чем у Земли.

Густые облака делают невозможным наблюдение поверхности в видимом свете. Они прозрачны лишь в радио- и микроволновом диапазонах, а также в отдельных участках ближней инфракрасной области.

Во время пролёта "" мимо Венеры была проведена съёмка инфракрасным спектрометром NIMS, и неожиданно выяснилось, что на волнах длиной 1,02, 1,1 и 1,18 мкм сигнал коррелирует с топографией поверхности, то есть для соответствующих частот существуют "окна", через которые видна поверхность Венеры.

В ультрафиолетовом свете облачный покров выглядит как мозаика светлых и тёмных полос, вытянутых под небольшим углом к экватору. Их наблюдения показывают, что облачный покров вращается с востока на запад с периодом 4 суток (на уровне облачного покрова дуют ветры со скоростью 100 м/с).

Углекислый газовый океан и плотные облака из серной кислоты создают сильный парниковый эффект у поверхности планеты. Они делают поверхность Венеры самой горячей в Солнечной системе, хотя Венера расположена вдвое дальше от Солнца и получает на единицу площади вчетверо меньше энергии, чем Меркурий. Средняя температура её поверхности - 740 К (467 °C). Это выше температуры плавления свинца (600 К, 327 °C), олова (505 К, 232 °C) и цинка (693 K, 420 °C). Из-за плотной тропосферы разница температур между дневной и ночной сторонами незначительна, хотя солнечные сутки на Венере очень длинны: в 116,8 раз дольше земных.

Наблюдения с автоматических космических станций зафиксировали в атмосфере Венеры электрическую активность, которую можно описать как грозы и молнии. Впервые эти явления были обнаружены аппаратом " Венера-2" как помехи в радиопередаче. Вспышки в оптическом диапазоне, предположительно, являвшиеся молниями, были зафиксированы станциями " Венера-9 и -10 " и аэростатными зондами "". Аномальные усиления электромагнитного поля и радиоимпульсы, также, возможно, вызванные молниями, были обнаружены ИСВ "Пионер-Венера" и спускаемыми аппаратами "Венера-11 и -12", а в 2006 году аппарат " Венера-Экспресс" обнаружил в атмосфере Венеры геликоны, интерпретированные как результат молний. Нерегулярность их всплесков напоминает характер погодной активности. Интенсивность молний составляет по меньшей мере половину земной.

По мнению учёных, облака Венеры способны создавать молнии по тому же принципу, что и облака на Земле. Но молнии Венеры примечательны тем, что они, в отличие от молний Юпитера, Сатурна и (в большинстве случаев) Земли, не связаны с водяными облаками. Они возникают в облаках из серной кислоты.

Предположительно, в верхних слоях тропосферы Венеры время от времени идут дожди из серной кислоты, которые из-за высокой температуры в нижних слоях атмосферы испаряются, не достигая поверхности (такое явление носит название вирга).

Топографическая карта Венеры

Расчёты показывают, что при отсутствии парникового эффекта максимальная температура поверхности Венеры не превышала бы 80 °C[уточнить ]. В действительности же температура на поверхности Венеры (на уровне среднего радиуса планеты) - около 750 К (477 °C), причём её суточные колебания незначительны. Давление - около 92 атм, плотность газа почти на два порядка выше, чем в атмосфере Земли. Установление этих фактов разочаровало многих исследователей, полагавших, что на этой, так похожей на нашу, планете условия близки к тем, что были на Земле в каменноугольный период, а следовательно, там может существовать похожая биосфера. Первые определения температуры, казалось, могли оправдать такие надежды, но уточнения (в частности, при помощи спускаемых аппаратов) показали, что по причине парникового эффекта возле поверхности Венеры исключена всякая возможность существования жидкой воды.

Этот эффект в атмосфере планеты, приводящий к сильному разогреванию поверхности, создают углекислый газ и водяной пар, которые интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемые нагретой поверхностью Венеры. Температура и давление сначала падают с увеличением высоты. Минимум температуры - 150-170 К (−125... −105 °C) - определён на высоте 60-80 км, а по мере дальнейшего подъёма температура растёт, достигая на высоте 90-120 км 310-345 К (35-70 °C).

Ветер, весьма слабый у поверхности планеты (не более 1 м/с), в районе экватора на высоте свыше 50 км усиливается до 150-300 м/с.

В глубокой древности Венера, как полагают, настолько разогрелась, что подобные земным океаны, которыми, как считается, она обладала, полностью испарились, оставив после себя пустынный пейзаж со множеством плитоподобных скал. Одна из гипотез полагает, что из-за слабости магнитного поля водяной пар (расщеплённый солнечным излучением на элементы) был унесён солнечным ветром в межпланетное пространство. Установлено, что атмосфера планеты и сейчас теряет водород и кислород в соотношении 2:1.

Собственное магнитное поле Венеры очень слабо. Причина этого не установлена, но, вероятно, связана с медленным вращением планеты или отсутствием конвекции в её мантии. Как следствие, Венера имеет только индуцированную магнитосферу, образованную ионизированными частицами солнечного ветра. Этот процесс можно представить в виде силовых линий, обтекающих препятствие - в данном случае, Венеру.

Первые наблюдения Венеры с помощью оптического телескопа были сделаны Галилео Галилеем в 1610 году. Галилей установил, что Венера меняет фазы. С одной стороны, это доказывало, что она светит отражённым светом Солнца (насчёт чего в астрономии предшествующего периода не было ясности). С другой стороны, порядок смены фаз соответствовал гелиоцентрической системе: в теории Птолемея Венера как "нижняя" планета была всегда ближе к Земле, чем Солнце, и "полновенерие" было невозможно.

В 1639 году английский астроном Джереми Хоррокс впервые наблюдает прохождение Венеры по диску Солнца.

Атмосферу на Венере открыл М. В. Ломоносов во время прохождения Венеры по диску Солнца 6 июня 1761 года (по новому стилю).

Венера интенсивно исследовалась советскими и американскими космическими аппаратами в 1960-х - 1980-х годах. Первым аппаратом, предназначавшимся для изучения Венеры, была советская " Венера-1", запущенная 12 февраля 1961 года; эта попытка оказалась неудачной. После этого к планете направлялись советские аппараты серии " Венера", " Вега", американские " Маринер", " Пионер-Венера-1", " Пионер-Венера-2". В 1975 году космические аппараты "Венера-9" и "Венера-10" передали на Землю первые фотографии поверхности Венеры; в 1982 году " Венера-13" и " Венера-14 " передали с поверхности Венеры цветные изображения. Впрочем, условия на поверхности Венеры таковы, что ни один из космических аппаратов не проработал на планете более двух часов.

С 1990-х годов интерес к исследованиям Венеры несколько угас, особенно по сравнению с Марсом. За последние 30 лет у Венеры работали всего 3 космических аппарата (в сравнении с 15 марсианскими): американский " Магеллан" (1989-1994), европейский " Венера-экспресс" (2006-2014) и японский " Акацуки" (с 2015). Кроме этого, Венера регулярно используется для гравитационных манёвров на пути к другим телам Солнечной Системы, как внутренней, так и внешней. В частности, мимо Венеры пролетали и проводили её попутные исследования американские аппараты Галилео (в 1989 на пути к Юпитеру), Кассини (в 1997 на пути к Сатурну), Мессенджер (в 2006 и 2007 на пути к Меркурию) и солнечный зонд Паркер (в 2018 и 2019). Последний будет осуществлять такие пролёты регулярно на протяжении нескольких лет. Кроме этого, в ближайшее время гравитационные манёвры у Венеры с попутными исследованиями будут осуществлять европейско-японский меркурианский спутник BepiColombo (уже осуществил два пролёта Венеры в октябре 2020 года и в августе 2021 года) и европейский солнечный Solar Orbiter (запущен 10 февраля 2020 года, планируются регулярные пролёты Венеры для увеличения наклонения орбиты относительно эклиптики).

В нынешнее время интерес к Венере существует, и несколько космических агентств разрабатывают проекты венерианских космических аппаратов. Например, Роскосмос разрабатывает программу " Венера-Д" с посадочным аппаратом, Индия - орбитальный аппарат Shukrayaan-1, NASA - проекты DAVINCI+ и VERITAS, ESA - аппарат EnVision. Все эти проекты находятся на ранних стадиях разработки, сроки их реализации - не ранее конца 2020-х.

Список успешных запусков космических аппаратов, передавших сведения о Венере:

Страна или
космическое
агентство

Название

Запуск

Примечание

Венера-8
27 марта 1972

Мягкая посадка. Пробы грунта [][77].

ЕКА
Венера-экспресс
9 ноября 2005

Искусственный спутник Венеры, радиолокация южного полюса

Венера занимает второе место среди планет Солнечной системы после Марса по той роли, которую она играет в литературе и других жанрах искусства.

В первой половине/середине XX века условия на поверхности Венеры ещё не были известны даже приблизительно. Невозможность наблюдения в оптический телескоп поверхности планеты, постоянно закрытой облаками, оставляла простор для фантазии писателей и режиссёров. Даже многие учёные того времени, исходя из общей близости основных параметров Венеры и Земли, считали, что условия на поверхности планеты должны быть достаточно близки к земным. С учётом меньшего расстояния до Солнца допускалось, что на Венере будет заметно жарче, но считалось, что там вполне может существовать жидкая вода и, следовательно, биосфера - возможно, даже с высшими животными. В связи с этим, в массовой культуре сложилось представление, что мир Венеры представляет собой аналог " мезозойской эры" Земли - влажный тропический мир, населённый гигантскими ящерами.

Во второй половине XX века, когда Венеры достигли первые АМС, оказалось, что эти представления находятся в разительном несоответствии с реальностью. Как было установлено, условия на поверхности Венеры исключают не только возможность существования жизни, подобной земной, но даже представляют серьёзные затруднения для работы автоматических роботов из титана и стали[нет в источнике ].

У древних семитов термин ˈас̱ тар, обозначал планету Венеру в одном из двух аспектов, передаваемых, соответственно, как ˈАс̱ тар (утренняя звезда, мужской персонаж) и ˈАс̱ тарт (вечерняя звезда, женский персонаж). От этого имени происходит имя аккадской богини Иштар.

Вавилонские астрономы уделяли большое внимание планете Венере.

В астрономических клинописных текстах она именовалась Дилбат и сопоставлялась с богиней Иштар.

В текстах позднего периода она, вместе с Луной и Солнцем, составляет триаду. Согласно некоторым предположениям, вавилонские астрономы знали, что в период своей большой яркости после или до нижнего соединения Венера кажется серпом. Согласно этой версии, вавилонские астрономы уделяли столь большое внимание Венере именно из-за этой её особенности, поскольку эта особенность делала её сестрой Луны. Поэтому в интересах древних культов вавилонские астрономы внимательно наблюдали за Венерой, а в поздний период (1500-1000 годы до н. э.) даже пытались использовать величину периодов её исчезновений и появлений для астрологических предсказаний.

В зависимости от философской школы, в античной древнегреческой культуре можно выделить два основных представления о планетах - как материальный объект природы (небесное светило, укреплённое на небесной сфере), либо как личность божества. Таким образом, планета Венера представлялась в древнегреческой культуре либо как светило, либо как божество.

По Цицерону, древние греки называли утреннюю звезду ( др.-греч. - "несущий свет"), когда она всходила перед Солнцем, и Эосфор ( др.-греч. - "зареносец"), когда она всходила после него. В древности её считали разными планетами. Когда было установлено, что Вечерняя и Утренняя звёзды - одно и то же светило (по Плинию, это открытие принадлежало Пифагору, по другим источникам - Пармениду), Фосфор был отождествлён с Геспером ( др.-греч. ; Вечер) - Венерой, наблюдаемой как Вечерняя звезда.

В античном трактате "Астрономия", авторство которого приписывается Юлию Гигину, Венера названа звездой Юноны, а также Люцифером и Геспером, причём особо подчёркивается, что оба эти имени принадлежат одной планете.

Венера являлась наиболее приоритетным астрономическим объектом для астрономов цивилизации майя. Её календарь можно обнаружить на листах 24 - 29 в Дрезденского кодекса. Они называли планету Нох Эк - "Великая звезда", или Шуш Эк - "Звезда Осы". Они верили, что Венера олицетворяет бога Кукулькана (также известного как Гукумац или Кетцалькоатль в других частях древней Центральной Америки). В рукописях майя описан полный цикл движений Венеры.

В оккультизме Венера соотносится со сфирой Нецах. (См. также Халдейский ряд).

1. Угловая скорость обращения Земли 0,986 град/сутки, а вращение Венеры 1,481 град/сутки. Итоговая угловая скорость 2,467 град/сутки. Или оборот - 145,92 суток.

2. Если из точки внешней окружности провести касательную к внутренней окружности, то r/R=sin(a), где a - угол между касательной к малой окружности, и линии, проходящей через данную точку и центр обеих окружностей. Перигелий земли 147 098 тысяч км, афелий Венеры 108 942 тысяч км. Из этого следует, что максимально возможный угол между Солнцем и Венерой равен arsin(108 942/147 098)=47,8°

3. Об авторе известно только имя, которое может быть не настоящим. Отождествление автора "Астрономии" с Гаем Юлием Гигином, Гигином Громатиком (землемером) или одноимённым автором античного сборника "Басни" (лат. Fabulae) - сомнительно.

1. ↑ Williams, David R. Venus Fact Sheet. NASA (29 февраля 2016). Дата обращения: 10 марта 2016. Архивировано 10 марта 2016 года.

2. Mueller, N. T.; Helbert, J.; Erard, S.; Piccioni, G.; Drossart, P. Rotation period of Venus estimated from Venus Express VIRTIS images and Magellan altimetry (англ.) // Icarus : journal. - Elsevier, 2012. - Vol. 217, no. 2. - P. 474-483. - doi:10.1016/j.icarus.2011.09.026. - Bibcode: 2012Icar..217..474M.

3. Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars (недоступная ссылка - история). Planetary Society. Дата обращения: 12 апреля 2007. Архивировано 21 августа 2011 года.

4. Галкин И. Н. Внеземная сейсмология. - М.: Наука, 1988. - С. 165. - 195 с. - (Планета Земля и Вселенная). - 15 000 экз. - ISBN 502005951X.

5. . NASA Solar System Exploration. Дата обращения: 26 декабря 2021. Архивировано 19 октября 2021 года.

6. Радиолокационная астрономия / Ржига О. Н. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия : [арх. 1 апреля 2022] / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. - 2-е изд. - М. : Советская энциклопедия, 1986. - С. 552-559. - 783 с. - 70 000 экз.

7. Filiberto J., Trang D., Treiman1 A. H., Gilmore M. S. Present-day volcanism on Venus as evidenced from weathering rates of olivine (англ.) // Science Advances. - 2020. - 3 January (vol. 6, no. 1). - doi:10.1126/sciadv.aax7445. Архивировано 25 мая 2020 года.

8. Smrekar S. E., Stofan E. R., Mueller N. Venus: Surface and Interior // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - P. 323-342. - 1336 p. - ISBN 9780124160347.

9. Burkert, Walter. Lore and Science in Ancient Pythagoreanism (англ.). - Harvard University Press, 1972. - P. 307. - ISBN 978-0-674-53918-1.

10. Paul Marston. Jeremiah Horrocks - young genius and first Venus transit observer (англ.). - University of Central Lancashire, 2004. - P. 14-37.

11. Зверева С. В. Явление Ломоносова // В мире солнечного света. - Л.: Гидрометеоиздат, 1988. - С. 115-116. - 160 с. - ISBN 5-286-00078-9.

12. С. А. Язев. "Лекции о Солнечной системе: Учебное пособие", - СПб: Лань, 2011, С. 57-75. ISBN 978-5-8114-1253-2

13. T. C. van Flandern, R. S. Harrington. A Dynamical Investigation of the Conjecture that Mercury is an Escaped Satellite of Venus (англ.) // Icarus. - Elsevier, 1976. - Vol. 28. - P. 435-440. - doi:10.1016/0019-1035(76)90116-0. - Bibcode: 1976Icar...28..435V.

14. Discovery of the first quasi-satellite of Venus Архивная копия от 3 марта 2016 на Wayback Machine (англ.)

15. На Венере в прошлом были океаны и вулканы - учёные. РИА Новости (14 июля 2009). Архивировано 21 августа 2011 года.

16. 2004 Venus Transit information page. Архивировано из [sunearth.gsfc.nasa.gov/sunearthday/2004/vt_venus_planetary_2004.htm оригинала] 29 июня 2012 года., Venus, Earth, and Mars, NASA

17. Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H₂O and HDO (англ.) // Nature : journal. - 2007. - Vol. 450, no. 7170. - P. 646-649. - doi:10.1038/nature05974. - PMID 18046397.Bibcode: 2007Natur.450..646B. -

18. Krasnopolsky, V.A.; Parshev V.A. Chemical composition of the atmosphere of Venus (англ.) // Nature. - 1981. - Vol. 292, no. 5824. - P. 610-613. - doi:10.1038/292610a0. - Bibcode: 1981Natur.292..610K.

19. Koehler, H. W. Results of the Venus sondes Venera 13 and 14 // Sterne und Weltraum. - 1982. - Т. 21. - С. 282. - Bibcode: 1982S&W....21..282K.

20. Shalygin E. Study of the Venus surface and lower atmosphere using VMC images. - Berlin, 2013. - P. 9. - 127 p. - ISBN 978-3-942171-71-7. Архивировано 7 марта 2016 года.

21. Paul Marston. Jeremiah Horrocks - young genius and first Venus transit observer (англ.). - University of Central Lancashire, 2004. - P. 14-37.

22. Shiltsev V., Nesterenko I., Rosenfeld R. Replicating the discovery of Venus's atmosphere // Physics Today. - 2013. - Т. 66, № 2. - С. 64. - doi:10.1063/PT.3.1894. Архивировано 4 июля 2013 года.

23. Solar Orbiter launches on historic mission to study the sun's poles (англ.). www.space.com. Дата обращения: 11 февраля 2020. Архивировано 10 февраля 2020 года.

24. Announcement of Opportunity (AO) for Space Based Experiments to Study Venus. ISRO.gov.in (19 апреля 2017). Дата обращения: 13 сентября 2017. Архивировано 13 сентября 2017 года.

25. Brian Stableford. Venus // Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia. - Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. - P. 381-382. - 758 p. - ISBN 0‐415‐97460‐7.

26. О природе богов II 53 Архивная копия от 7 августа 2019 на Wayback Machine:

звезда Венеры, что называется по-гречески Φωσφόρος; (а по-латыни Lucifer), когда она восходит перед Солнцем, и Ἕσπερος, когда выходит после него.

27. Morley, Sylvanus G. Древние майя = The Ancient Maya. - 5-е изд. - Stanford Univ. Press, 1994. - ISBN 9780804723107.

28. Böhm, Bohumil; Böhm, Vladimir. [[Дрезденский кодекс]] - книга астрономии майя. Дата обращения: 10 января 2009. Архивировано 14 марта 2012 года.

Афанасьева В. К., Дьяконов И. М. Иштар // Мифы народов мира. Энциклопедия в двух томах / С. А. Токарев. - М.: Советская Энциклопедия, 1991. - Т. 1 (А-К). - С. 595. - ISBN 5-85270-016-9.

Астар // Мифы народов мира. Энциклопедия в двух томах / С. А. Токарев. - М.: Советская Энциклопедия, 1991. - Т. 1 (А-К). - С. 115. - ISBN 5-85270-016-9.

Астарта // Мифы народов мира. Энциклопедия в двух томах / С. А. Токарев. - М.: Советская Энциклопедия, 1991. - Т. 1 (А-К). - С. 115-116. - ISBN 5-85270-016-9.

Гигин Юлий. Астрономия / Пер. с латин. и коммент. А. И. Рубана. Вступ. ст. А. В. Петрова.. - М.: Алетейя, 1997. - 220 с. - (Античная библиотека. Античная история). - ISBN 5-89329-017-8.

Кондратьев К.Я., Крупенио Н.Н., Селиванов А.С. Планета Венера. - Л.: Гидрометеоиздат, 1987. - 276 с.

Короновский Н. Н. Морфология поверхности Венеры // Соросовский образовательный журнал. - 2004.

Венера: русская транскрипция названий // Лаборатория сравнительной планетологии ГЕОХИ, май 2005 г. Архивировано 17 декабря 2009 года.

Ван дер Варден. Пробуждающаяся наука. Математика древнего Египта, Вавилона и Греции / Пер. с голл. И. Н. Веселовского. - М., 1959. - 456 с.

Ван дер Варден. Пробуждающаяся наука II. Рождение астрономии. - М.: Наука, 1991.

Ломоносов М. В. Полное собрание сочинений / ред. Т. П. Кравец, В. Л. Ченакал. - М.; Л.: Издательство Академии наук СССР, 1955. - Т. 4: Труды по физике, астрономии и приборостроению. 1744-1765 гг.. - 834 с.

Паннекук, Антон. Часть 1. Астрономия в Древнем Мире // История астрономии / Перевод с английского Невской Н. И., под редакцией Кукаркина Бориса Васильевича и Куликовского Петра Григорьевича. - М.: Наука, 1966.

Панченко Д. В. Фалес, солнечные затмения и возникновение науки в Ионии в начале VI в. до н. э // Hyperboreus. - 1996. - Т. 2, № 1. - С. 47-124. Архивировано 18 февраля 2015 года.

Grant E. A History of Natural Philosophy From the Ancient World to the XIX century. - New York: Cambridge University Press, 2007.

Van der Waerden B. L. The Earliest Form of the Epicycle Theory (англ.) // Journal of the History of Astronomy. - 1974. - Vol. 5. - P. 175-185.

Leick G. A dictionary of Ancient Near Eastern mythology. - New York: Taylor & Francis, 2003. - 241 p. - ISBN 0-203-02852-X.

# data[].attributes.attachment_link.title
Венера - Википедия

# data[].attributes.attachment_link.title
СТОПА ПЛОСКАЯ

# data[].attributes.headline
Марс — четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы; масса планеты составляет 10,7 % массы Земли. Названа в честь Марса — древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Иногда Марс называют «красной планетой» из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей минералом маггемитом — γ-оксидом железа(III).Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.

# data[].attributes.subject
Марс — четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размерам планета Солнечной системы; масса планеты составляет 10,7 % массы Земли. Названа в честь Марса — древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Иногда Марс называют «красной планетой» из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей минералом маггемитом — γ-оксидом железа(III).Марс — планета земной группы с разреженной атмосферой (давление у поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Марс

Планета

Другие названия

Красная планета

Перигелий

2,06655⋅10 ⁸ км[1][2]
1,381 а.e.[1]

Афелий

2,49232⋅10 ⁸ км[1][2]
1,666 а.e.[1]

2,2794382⋅10 ⁸ км[1][2]
1,523662 а.e.[1]
1,524 земной[1]

0,0933941[1][2]

Сидерический период обращения

(продолжительность года)
686,98 земных суток
1,8808476 земного года[1][2]

Синодический период обращения

779,94 земных суток[2]

24,13 км/с (средн.)[2]
24,077 км/с[1]

1,85061° (относительно плоскости эклиптики)[2]

5,65° (относительно солнечного экватора)

Долгота восходящего узла (Ω)

49,57854°

Аргумент перицентра (ω)

286,46230°

Чей спутник

Солнца

Спутники

2

Полярное сжатие

0,00589 (1,76 земного)

Экваториальный радиус

3396,2 ± 0,1 км[3][4]
0,532 земного

Полярный радиус

3376,2 ± 0,1 км[3][4]
0,531 земного

Средний радиус

3389,5 ± 0,2 км[1][2][3]
0,532 земного

Площадь поверхности (S)

1,4437⋅10 ⁸ км²[1]
0,283 земной

Объём (V)

1,6318⋅10 ¹¹ км³[1][2]
0,151 земного

Масса (m)

6,4171⋅10 ²³ кг[5]
0,107 земной

Средняя плотность (ρ)

3,933 г/см³[1][2]
0,714 земной

3,711 м/с²
0,378 g [1]

Первая космическая скорость (v ₁)

3,55 км/с
0,45 земной

Вторая космическая скорость (v ₂)

5,03 км/с
0,45 земной[1][2]

Экваториальная скорость вращения

868,22 км/ч

24 часа 37 минут 22,663 секунды[1] (24,6229 ч) - сидерический период вращения,
24 часа 39 минут 35,244 секунды (24,6597 ч) - длительность средних солнечных суток[6].

Наклон оси

25,1919°[6]

Прямое восхождение северного полюса (α)

317,681°[2]

Склонение северного полюса (δ)

52,887°[2]

Альбедо

0,250 ( Бонд)[2]
0,150 ( геом. альбедо)
0,170[2]

Видимая звёздная величина

−2,94

На поверхности

от −153 °C до +35 °C[7]

по всей планете

Атмосферное давление

0,4-0,87 к Па
(4⋅10 −3-8,7⋅10 −3 атм)

Медиафайлы на Викискладе

Информация в Викиданных

Марс - четвёртая по удалённости от Солнца и седьмая по размеру планета Солнечной системы; масса планеты составляет 10,7 % массы Земли. Названа в честь Марса - древнеримского бога войны, соответствующего древнегреческому Аресу. Также Марс называют красной планетой из-за красноватого оттенка поверхности, придаваемого ей минералом маггемитом - γ- оксидом железа(III).

Марс - планета земной группы с разреженной атмосферой (давление на поверхности в 160 раз меньше земного). Особенностями поверхностного рельефа Марса можно считать ударные кратеры наподобие лунных, а также вулканы, долины, пустыни и полярные ледниковые шапки наподобие земных.

У Марса есть два естественных спутника - Фобос и Деймос (в переводе с древнегреческого - " страх" и " ужас", имена двух сыновей Ареса, сопровождавших его в бою), которые относительно малы (Фобос - 26,8×22,4×18,4 км, Деймос - 15×12,2×10,4 км) и имеют неправильную форму.

Начиная с 1962 года непосредственным исследованием Марса с помощью АМС занимались в СССР (программы " Марс", " Фобос") и США (программы " Маринер", " Викинг", " Mars Global Surveyor" и другие), а также Европейское космическое агентство (программа " Марс-экспресс"), Индия (программа " Мангальян") и Китай ( Тяньвэнь-1, Чжужун). На сегодняшний день Марс - наиболее подробно изученная планета Солнечной системы после Земли.

Марс - четвёртая по удалённости от Солнца (после Меркурия, Венеры и Земли) и седьмая по размеру (превосходит по массе и диаметру только Меркурий) планета Солнечной системы. Масса Марса составляет 0,107 массы Земли, объём - 0,151 объёма Земли, а средний линейный диаметр - 0,53 диаметра Земли.

Рельеф Марса обладает многими уникальными чертами. Марсианский потухший вулкан гора Олимп - самая высокая известная гора на планетах Солнечной системы (самая высокая известная гора в Солнечной системе - на астероиде Веста), а долины Маринер - самый крупный известный каньон на планетах (самый большой каньон в Солнечной системе обнаружен на спутнике Плутона - Хароне). Помимо этого, южное и северное полушария планеты радикально отличаются по рельефу; существует гипотеза, что Великая Северная равнина, занимающая 40 % поверхности планеты, является импактным кратером; в этом случае она оказывается самым крупным известным ударным кратером в Солнечной системе.

Марс имеет период вращения и смену времён года, аналогичные земным, но его климат значительно холоднее и суше земного.

Вплоть до полёта к Марсу автоматической межпланетной станции " Маринер-4" в 1965 году многие исследователи полагали, что на его поверхности есть вода в жидком состоянии. Это мнение было основано на наблюдениях за периодическими изменениями в светлых и тёмных участках, особенно в полярных широтах, которые были похожи на континенты и моря. Тёмные длинные линии на поверхности Марса интерпретировались некоторыми наблюдателями как ирригационные каналы для жидкой воды. Позднее было доказано, что большинство этих тёмных линий являются всего лишь оптической иллюзией.

На самом деле из-за низкого давления вода (без примесей, понижающих точку замерзания) не может существовать в жидком состоянии на большей части (около 70 %) поверхности Марса. Вода в состоянии льда была обнаружена в марсианском грунте космическим аппаратом НАСА " Феникс". В то же время собранные марсоходами " Спирит" и " Opportunity" геологические данные позволяют предположить, что в далёком прошлом вода покрывала значительную часть поверхности Марса. Наблюдения в течение последнего десятилетия позволили обнаружить в некоторых местах на поверхности Марса слабую гейзерную активность. По наблюдениям с космического аппарата " Mars Global Surveyor ", некоторые части южной полярной шапки Марса постепенно отступают.

На 2021 год орбитальная исследовательская группировка на орбите Марса насчитывает восемь функционирующих космических аппаратов: " Марс Одиссей", " Марс-экспресс", " Mars Reconnaissance Orbiter", MAVEN, " Mars Orbiter Mission", " ExoMars Trace Gas Orbiter", " Аль-Амаль" и орбитальный аппарат китайской миссии " Тяньвэнь-1". Это больше, чем около любой другой планеты, не считая Землю. Поверхность же Марса исследует три марсохода - " Кьюриосити", " Персеверанс" и " Чжужун". Кроме того, на поверхности функционирует посадочный модуль миссии " InSight ", а также находятся несколько неактивных посадочных модулей и марсоходов, завершивших исследования.

Марс хорошо виден с Земли невооружённым глазом. Его видимая звёздная величина достигает −2,91 m (при максимальном сближении с Землёй). Марс уступает по яркости лишь Юпитеру (во время великого противостояния Марса он может превзойти Юпитер), Венере, Луне и Солнцу. Противостояние Марса можно наблюдать каждые два года. Последний раз Марс был в противостоянии 8 декабря 2022 года, а следующее противостояние Марса произойдёт 16 января 2025 года. Последнее же великое противостояние Марса произошло 27 июля 2018 года. Тогда он находился на расстоянии 0,386 а. е. от Земли. Как правило, во время великого противостояния (то есть когда противостояние Марса с Землёй происходит близко к прохождению Марсом перигелия своей орбиты) оранжевый Марс становится ярчайшим объектом ночного неба после Луны (не считая Венеру, которая и тогда ярче него, но видна только утром или вечером), но это происходит лишь один раз в 15-17 лет в течение одной-двух недель.

Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,76 млн км (когда Земля находится точно между Солнцем и Марсом), максимальное - 401 млн км (когда Солнце находится точно между Землёй и Марсом).

Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет 228 млн км (), период обращения вокруг Солнца равен 687 земным суткам. Орбита Марса имеет довольно заметный эксцентриситет (0,0934), поэтому расстояние до Солнца меняется от 206,6 до 249,2 млн км. Наклонение орбиты Марса к плоскости эклиптики равно 1,85°.

Марс ближе всего к Земле во время противостояния, когда планета находится на небе в направлении, противоположном Солнцу. Противостояния повторяются каждые 26 месяцев в разных точках орбиты Марса и Земли. Раз в 15-17 лет противостояния приходятся на то время, когда Марс находится вблизи своего перигелия; в этих традиционно называемых великими противостояниях расстояние до планеты минимально (менее 60 млн км), и Марс достигает наибольшего углового размера 25,1″ и яркости −2,88 m.

По линейному размеру Марс практически ровно вдвое меньше Земли. Его средний экваториальный радиус оценивается как 3396,9 ± 0,4 км или 3396,2 ± 0,1 км (53,2 % земного). Средний полярный радиус Марса оценивается в 3374,9 км или 3376,2 ± 0,1 км; полярный радиус у северного полюса - 3376,2 км, у южного - 3382,6 км.

Таким образом, полярный радиус примерно на 20-21 км меньше экваториального радиуса, а относительное полярное сжатие Марса больше земного (соответственно 1/170 и 1/298), хотя период вращения у Земли несколько меньший, чем у Марса; это позволило в прошлом выдвинуть предположение об изменении скорости вращения Марса со временем.

Сравнение размеров Земли (средний радиус 6371,11 км) и Марса (средний радиус 3389,5 км [3])

Ускорение свободного падения на экваторе равно 3,711 м/с² (0,378 земного), что практически столько же, как у планеты Меркурий, который почти вдвое меньше Марса, но обладает массивным ядром и большей плотностью; первая космическая скорость составляет 3,6 км/с, вторая - 5,027 км/с.

Сила тяжести у поверхности Марса составляет 39,4 % от земной (в 2,5 раза слабее). Поскольку неизвестно, является ли такая сила тяжести достаточной, чтобы избежать длительных проблем со здоровьем, для долговременного пребывания человека на Марсе рассматриваются варианты создания искусственной силы тяжести с помощью утяжеляющих костюмов или центрифуг, обеспечивающих схожую с земной нагрузку на скелет.

Период вращения планеты близок к земному - 24 часа 37 минут 22,7 секунды (относительно звёзд), длина средних марсианских солнечных суток составляет 24 часа 39 минут 35,24409 секунды, что всего на 2,7 % длиннее земных суток. Для удобства марсианские сутки именуют "солами". Марсианский год равен 668,59 сола, что составляет 686,98 земных суток.

Марс вращается вокруг своей оси, наклонённой относительно перпендикуляра к плоскости орбиты под углом 25,19°. Наклон оси вращения Марса схож с земным и обеспечивает смену времён года. При этом эксцентриситет орбиты приводит к большим различиям в их продолжительности - так, северная весна и лето, вместе взятые, длятся 371 сол, то есть заметно больше половины марсианского года. В то же время они приходятся на участок орбиты Марса, удалённый от Солнца. Поэтому на Марсе северное лето долгое и прохладное, а южное - короткое и относительно тёплое.

Температура на планете колеблется от −153 °C на полюсах зимой и до +20 °C на экваторе летом (максимальная температура атмосферы, зафиксированная марсоходом "Спирит", составила +35 °C), средняя температура - около 210 К (−63 °C). В средних широтах температура колеблется от −50 °C зимней ночью до 0 °C летним днём, среднегодовая температура - −50 °C.

Атмосфера Марса, состоящая в основном из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного - 6,1 на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы - 110 км.

По данным NASA (2004), атмосфера Марса состоит на 95,32 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,145 % кислорода, водяного пара, 0,08 % угарного газа, оксид азота (NO) - 100 ppm, неон (Ne) - 2,5 ppm, полутяжёлая вода водород-дейтерий-кислород (HDO) 0,85 ppm, криптон (Kr) 0,3 ppm, ксенон (Xe) - 0,08 ppm (состав приведён в объёмных долях).

По данным спускаемого аппарата АМС "1,7⋅10 Викинг" (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1-2% аргона, 2-3% азота, а 95% - углекислый газ. Согласно данным АМС " Марс-2" и " Марс-3", нижняя граница ионосферы находится на высоте 80 км, максимум электронной концентрации 138 км, другие два максимума находятся на высотах 85 и 107 км. ⁵ электронов/см³ расположен на высоте

Радиопросвечивание атмосферы на 4,6⋅10 радиоволнах 8 и 32 см, проведённое АМС " Марс-4" 10 февраля 1974 года, показало наличие ночной ионосферы Марса с главным максимумом ионизации на высоте 110 км и концентрацией электронов км. ³ электронов/см³, а также вторичными максимумами на высоте 65 и 185

Разреженность марсианской атмосферы и отсутствие магнитосферы являются причиной того, что уровень ионизирующей радиации на поверхности Марса существенно выше, чем на поверхности Земли. Мощность 0,7 эквивалентной дозы на поверхности Марса составляет в среднем мЗв/сутки (изменяясь в зависимости от солнечной активности и атмосферного давления в пределах от 0,35 до 1,15 мЗв/сутки) и обусловлена главным образом космическим излучением; для сравнения, в среднем на Земле эффективная доза облучения от естественных источников, накапливаемая за год, равна 2,4 мЗв, в том числе от космических лучей 0,4 мЗв. Таким образом, за один-два дня космонавт на поверхности Марса получит такую же эквивалентную дозу облучения, какую на поверхности Земли он получил бы за год.

По данным NASA на 2004 год, давление атмосферы на среднем радиусе составляет в среднем 636 (6,36), меняясь в зависимости от сезона от 400 до 870 Па. Плотность атмосферы у поверхности - около 0,020 кг/м³, общая масса атмосферы Марса - около 2,5⋅105,2⋅10 ¹⁶ кг (для сравнения: масса атмосферы Земли составляет ¹⁸ кг).

По данным НАСА (2004): от 4,0 до 8,7 мбар на среднем радиусе;

По данным Encarta (2000): от 6 до 10 мбар;

По данным Zubrin и Wagner (1996): от 7 до 10 мбар;

По данным посадочного аппарата "Викинг-1": от 6,9 до 9 мбар;

По данным посадочного аппарата "Mars Pathfinder": от 6,7 мбар.

Область Эллада настолько глубока, что атмосферное давление достигает примерно 12,4 мбар, что выше тройной точки воды (около 6,1 мбар), это значит, что вода теоретически может существовать там в жидком состоянии. Однако при таком давлении, диапазон температур нахождения воды в жидком состоянии очень узок, она замерзает при +0 °C и закипает при +10 °C. Помимо Эллады, есть ещё четыре района Марса, где атмосферное давление поднимается выше тройной точки воды.

На вершине высочайшей горы Марса, 27-километрового вулкана Олимп, атмосферное давление может составлять от 0,5 до 1 мбар, что почти не отличается от технического вакуума.

Попытки определить давление атмосферы Марса методами фотографической фотометрии - по распределению яркости вдоль диаметра диска в разных диапазонах световых волн проводились начиная с 1930-х годов. Французские учёные Б. Лио и О. Дольфюс производили с этой целью наблюдения поляризации рассеянного атмосферой Марса света. Сводку оптических наблюдений опубликовал американский астроном Ж. де Вокулёр в 1951 году, и по ним получалось давление 85 мбар, завышенное почти в 15 раз, поскольку не было отдельно учтено рассеяние света пылью, взвешенной в атмосфере Марса. Вклад пыли был приписан газовой атмосфере.

До высадки на поверхность Марса посадочных модулей, давление атмосферы Марса было измерено за счёт ослабления радиосигналов с АМС " Маринер-4", " Маринер-6", " Маринер-7" и " Маринер-9" при их захождении за марсианский диск и выходе из-за марсианского диска - 6,5 ± 2,0 мбар на среднем уровне поверхности, что в 160 раз меньше земного; такой же результат показали спектральные наблюдения АМС " Марс-3 ". При этом в расположенных ниже среднего уровня областях (например, в марсианской ) давление, согласно этим измерениям, достигает 12 мбар.

В месте посадки зонда АМС "5⋅10 Марс-6" в районе Эритрейского моря было зафиксировано давление у поверхности 6,1 мбар, что на тот момент считалось средним давлением на планете, и от этого уровня было условлено отсчитывать высо́ты и глуби́ны на Марсе. По данным этого аппарата, полученным во время спуска, тропопауза находится на высоте примерно 30 км, где плотность атмосферы составляет км). −7 г/см³ (как на Земле на высоте 57

Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25,1919°; соответственно, на Марсе, так же, как и на Земле, происходит смена времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет орбиты Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий Марс проходит во время разгара зимы в северном полушарии и лета в южном, афелий - во время разгара зимы в южном полушарии и соответственно лета в северном. Вследствие этого климат северного и южного полушарий различается. Для северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето; в южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат " Феникс " зафиксировал снегопад, однако снежинки сублимировали, не достигая поверхности.

По сведениям НАСА (2004 год), средняя температура составляет ~210 K (−63 °C). По данным посадочных аппаратов "Викинг", суточный температурный диапазон составляет от 184 K до 242 K (от −89 до −31 °C) (" Викинг-1 "), а скорость ветра 2-7 м/с (лето), 5-10 м/с (осень), 17-30 м/с (пылевой шторм).

По данным посадочного зонда " Марс-6", средняя температура тропосферы Марса составляет 228 K, в тропосфере температура убывает в среднем на 2,5 градуса на километр, а находящаяся выше тропопаузы (30 км) стратосфера имеет почти постоянную температуру 144 K.

Исследователи из Центра имени Карла Сагана в 2007-2008 годах пришли к выводу, что в последние десятилетия на Марсе идёт процесс потепления. Специалисты НАСА подтвердили эту гипотезу на основе анализа изменений альбедо разных частей планеты. Другие специалисты считают, что такие выводы делать пока рано. В мае 2016 года исследователи из Юго-Западного исследовательского института в Боулдере (Колорадо) опубликовали в журнале Science статью, в которой предъявили новые доказательства идущего потепления климата (на основе анализа данных Mars Reconnaissance Orbiter). По их мнению, этот процесс длительный и идёт, возможно, уже в течение 370 тыс. лет.

Существуют предположения, что в прошлом атмосфера могла быть более плотной, а климат - тёплым и влажным, и на поверхности Марса существовала жидкая вода и шли дожди. Доказательством этой гипотезы является анализ метеорита ALH 84001, показавший, что около 4 миллиардов лет назад температура Марса составляла 18 ± 4 °C.

Главной особенностью общей циркуляции атмосферы Марса являются фазовые переходы углекислого газа в полярных шапках, приводящие к значительным меридиональным потокам. Численное моделирование общей циркуляции атмосферы Марса указывает на существенный годовой ход давления с двумя минимумами незадолго перед равноденствиями, что подтверждается и наблюдениями по программе "Викинг". Анализ данных о давлении выявил годовой и полугодовой циклы. Интересно, что, как и на Земле, максимум полугодовых колебаний зональной скорости ветра совпадает с равноденствиями. Численное моделирование выявляет также и существенный цикл индекса с периодом 4-6 суток в периоды солнцестояний. "Викингом" обнаружено подобие цикла индекса на Марсе с аналогичными колебаниями в атмосферах других планет.

Весеннее таяние полярных шапок приводит к резкому повышению давления атмосферы и перемещению больших масс газа в противоположное полушарие. Скорость дующих при этом ветров составляет 10-40 м/с, иногда до 100 м/с. Ветер поднимает с поверхности большое количество пыли, что приводит к пылевым бурям. Сильные пылевые бури практически полностью скрывают поверхность планеты. Пылевые бури оказывают заметное воздействие на распределение температуры в атмосфере Марса.

22 сентября 1971 года в светлой области Noachis в южном полушарии началась большая пылевая буря. К 29 сентября она охватила двести градусов по долготе от Ausonia до Thaumasia, а 30 сентября закрыла южную полярную шапку. Буря продолжала бушевать вплоть до декабря 1971 года, когда на орбиту Марса прибыли советские станции " Марс-2" и " Марс-3 ". "Марсы" проводили съёмку поверхности, но пыль полностью скрывала рельеф - не видно было даже горы Олимп, возвышающейся на 26 км. В одном из сеансов съёмки была получена фотография полного диска Марса с чётко выраженным тонким слоем марсианских облаков над пылью. Во время этих исследований в декабре 1971 года пылевая буря подняла в атмосферу столько пыли, что планета выглядела мутным красноватым диском. Только примерно к 10 января 1972 года пылевая буря прекратилась, и Марс принял обычный вид.

Начиная с 1970-х годов, в рамках программы "Викинг", а также марсоходом " Спирит" и другими аппаратами были зафиксированы многочисленные пыльные вихри. Это газовые завихрения, возникающие у поверхности планеты и поднимающие вверх большое количество песка и пыли. Вихри часто наблюдаются и на Земле (в англоязычных странах их называют "пыльными демонами" - англ. dust devil), однако на Марсе они могут достигать гораздо больших размеров: в 10 раз выше и в 50 раз шире земных. В марте 2005 года такой вихрь очистил солнечные батареи у марсохода "Спирит".

Две трети поверхности Марса занимают светлые области, получившие название материков, около трети - тёмные участки, называемые морями (см. Список деталей альбедо на Марсе). Моря сосредоточены главным образом в южном полушарии планеты, между 10 и 40° широты. В северном полушарии есть только два крупных моря - Ацидалийское и Большой Сирт.

Характер тёмных участков до сих пор остаётся предметом споров. Они сохраняются несмотря на то, что на Марсе бушуют пылевые бури. В своё время это служило доводом в пользу предположения, что тёмные участки покрыты растительностью. Сейчас полагают, что это просто участки, с которых, в силу их рельефа, легко выдувается пыль. Крупномасштабные снимки показывают, что на самом деле тёмные участки состоят из групп тёмных полос и пятен, связанных с кратерами, холмами и другими препятствиями на пути ветров. Сезонные и долговременные изменения их размера и формы связаны, по-видимому, с изменением соотношения участков поверхности, покрытых светлым и тёмным веществом.

Полушария Марса довольно сильно различаются по характеру поверхности. В южном полушарии поверхность находится на 1-2 км выше среднего уровня и густо усеяна кратерами. Эта часть Марса напоминает лунные материки. На севере большая часть поверхности находится ниже среднего уровня, здесь мало кратеров и основную часть занимают относительно гладкие равнины, вероятно, образовавшиеся в результате затопления лавой и эрозии. Такое различие полушарий остаётся предметом дискуссий. Граница между полушариями следует примерно по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору. Граница широкая и неправильная и образует склон в направлении на север. Вдоль неё встречаются самые эродированные участки марсианской поверхности.

Выдвинуто две альтернативных гипотезы, объясняющих асимметрию полушарий. Согласно одной из них, на раннем геологическом этапе литосферные плиты "съехались" (возможно, случайно) в одно полушарие, подобно континенту Пангея на Земле, а затем "застыли" в этом положении. Другая гипотеза предполагает столкновение Марса с космическим телом размером с Плутон около 4 млрд лет назад. В этом случае Северный Полярный бассейн, занимающий 40 % поверхности планеты, является импактным кратером и оказывается самым крупным известным ударным кратером в Солнечной системе. Его длина - 10,6 тыс. км, а ширина - 8,5 тыс. км, что примерно в четыре раза больше, чем крупнейший ударный кратер Эллада, до того также обнаруженный на Марсе, вблизи его южного полюса.

Большое количество кратеров в южном полушарии предполагает, что поверхность здесь древняя - 3-4 млрд лет. Выделяют несколько типов кратеров: большие кратеры с плоским дном, более мелкие и молодые чашеобразные кратеры, похожие на лунные, кратеры, окружённые валом, и возвышенные кратеры. Последние два типа уникальны для Марса - кратеры с валом образовались там, где по поверхности текли жидкие выбросы, а возвышенные кратеры образовались там, где покрывало выбросов кратера защитило поверхность от ветровой эрозии. Самой крупной деталью ударного происхождения является равнина Эллада (примерно 2100 км в поперечнике).

В области хаотического ландшафта вблизи границы полушарий поверхность испытала разломы и сжатия больших участков, за которыми иногда следовала эрозия (вследствие оползней или катастрофического высвобождения подземных вод), а также затопление жидкой лавой. Хаотические ландшафты часто находятся у истока больших каналов, прорезанных водой. Наиболее приемлемой гипотезой их совместного образования является внезапное таяние подповерхностного льда. На карте Марса выделены 26 областей, имеющих хаотический рельеф (официальное название таких деталей рельефа в планетологии - хаосы). Крупнейший из хаосов на Марсе - хаос Авроры - имеет размеры более 700 км.

В северном полушарии, помимо обширных вулканических равнин, находятся две области крупных вулканов - Фарсида и Элизий. Фарсида - обширная вулканическая равнина протяжённостью 2000 км, достигающая высоты 10 км над средним уровнем. На ней находятся три крупных щитовых вулкана - гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская. На краю Фарсиды находится высочайшая на Марсе и высочайшая известная в Солнечной системе гора Олимп, которая достигает 27 км высоты по отношению к его основанию и 25 км по отношению к среднему уровню поверхности Марса, и охватывает площадь 550 км диаметром, окружённую обрывами, местами достигающими 7 км высоты. Объём Олимпа в 10 раз превышает объём крупнейшего вулкана Земли Мауна-Кеа. Здесь же расположено несколько менее крупных вулканов. Элизий - возвышенность до шести километров над средним уровнем, с тремя вулканами - купол Гекаты, гора Элизий и купол Альбор.

По другим данным, высота Олимпа составляет 21 287 метров над нулевым уровнем и 18 километров над окружающей местностью, а диаметр основания - примерно 600 км. Основание охватывает площадь 282 600 км². Кальдера (углубление в центре вулкана) имеет ширину 70 км и глубину 3 км.

Возвышенность Фарсида также пересечена множеством тектонических разломов, часто очень сложных и протяжённых. Крупнейший из них - долины Маринер - тянется в широтном направлении почти на 4000 км (четверть окружности планеты), достигая ширины 600 и глубины 7-10 км; по размерам этот разлом сравним с Восточноафриканским рифтом на Земле. На его крутых склонах происходят крупнейшие в Солнечной системе оползни. Долина Маринер являются самым большим известным каньоном в Солнечной системе. Каньон, который был открыт космическим аппаратом " Маринер-9" в 1971 году, мог бы занять всю территорию США, от океана до океана.

Панорама поверхности Марса в районе Husband Hill, снятая марсоходом " Спирит " 23-28 ноября 2005 года

Панорама ударного кратера Виктория диаметром около 800 метров, снятая марсоходом " Оппортьюнити " 16 октября-6 ноября 2006 года

Панорама камней и песчаных дюн "Рокнест", лежащих рядом с марсоходом " Кьюриосити " 26 ноября 2012

Панорама поверхности Марса в кратере Езеро, снятая марсоходом " Персеверанс " 8 июля 2021 года

Северная полярная шапка в летний период, фото Марс Глобал Сервейор. Широкий разлом слева - каньон Северный

Внешний вид Марса сильно изменяется в зависимости от времени года. Прежде всего бросаются в глаза изменения полярных шапок. Они разрастаются и уменьшаются, создавая сезонные явления в атмосфере и на поверхности Марса. По мере того, как весной полярная шапка в одном из полушарий отступает, детали поверхности планеты начинают темнеть.

Полярные шапки Марса состоят из двух составляющих: постоянной и сезонной. Постоянная часть сложена водяным льдом с прослойками пыли, принесённой ветром, и замёрзшего углекислого газа. Диаметр постоянной части северной полярной шапки составляет 1100 км, а южной - 400 км. Зимой полярная область планеты покрывается сезонным слоем углекислого льда толщиной около метра. В максимуме разрастания южная полярная шапка достигает широты 50° (на 15° дальше северной). Различия шапок связаны с эллиптичностью орбиты Марса: когда в южном полушарии лето, планета ближе к Солнцу, поэтому южное лето теплее и короче северного, а южная зима холоднее и дольше северной.

Полярные шапки Марса лежат на Северном и Южном плато. Северная полярная шапка возвышается над окрестностями примерно на 3 км, а южная - на 3,5 км. Обе шапки изрезаны долинами, расходящимися по спирали (в Южном полушарии - по часовой стрелке, в Северном - против). Эти долины могли быть прорезаны катабатическими ветрами. Кроме того, в каждую шапку врезается по одному большому каньону: каньон Северный и каньон Южный.

Аппарат " Марс Одиссей" обнаружил на южной полярной шапке Марса действующие гейзеры. Как считают специалисты НАСА, струи углекислого газа с весенним потеплением вырываются вверх на большую высоту, унося с собой пыль и песок.

В 1784 году астроном Уильям Гершель обратил внимание на сезонные изменения размера полярных шапок, по аналогии с таянием и намерзанием льдов в земных полярных областях. В 1860-х годах французский астроном Эммануэль Ляи наблюдал волну потемнения вокруг тающей весенней полярной шапки, что тогда было истолковано как растекание талых вод и развитие растительности. Спектрометрические измерения, которые были проведены в начале XX века в обсерватории Ловелла во Флагстаффе В. Слайфером, однако, не показали наличия линии хлорофилла - зелёного пигмента земных растений.

По фотографиям " Маринера-7" удалось определить, что сезонная часть полярных шапок имеет толщину в несколько метров, а измеренная температура 115 K (−158 °C) подтвердила возможность того, что она состоит из замёрзшей углекислоты - " сухого льда ".

Значительные объёмы льда (десятки тысяч км ³) были обнаружены путём радиолокации и в средних широтах Марса (40-45°), на восточном краю равнины Эллада. Скрытый грунтом ледник толщиной в сотни метров занимает площадь в тысячи квадратных километров.

В 2018 году радар MARSIS, установленный на аппарате Марс-экспресс, показал наличие подлёдного озера на Марсе, расположенного на глубине 1,5 км подо льдом Южной полярной шапки, шириной около 20 км. Однако повторный анализ радарных данных аппарата Mars Express и лабораторные эксперименты показали, что так называемые "озёра" могут быть гидратированными и холодными отложениями, включающими глину (смектиты), минералы, содержащие металлы, и солёный лёд.

Микрофотография конкреции гематита в марсианском грунте, снятая марсоходом "Оппортьюнити" 2 марта 2004 года (поле зрения 1,3 см), что свидетельствует о присутствии в геологическом прошлом воды в жидком состоянии[86]

Так называемая "чёрная дыра" (колодец) диаметром более 150 м на поверхности Марса. Видна часть боковой стенки. Склон горы Арсия (фото "Марсианского разведывательного спутника")

На Марсе имеется множество геологических образований, напоминающих водную эрозию, в частности, высохшие русла рек. Согласно одной из гипотез, эти русла могли сформироваться в результате кратковременных катастрофических событий и не являются доказательством длительного существования речной системы. Однако последние данные свидетельствуют о том, что реки текли в течение геологически значимых промежутков времени. В частности, обнаружены инвертированные русла (то есть русла, приподнятые над окружающей местностью). На Земле подобные образования формируются благодаря длительному накоплению плотных донных отложений с последующим высыханием и выветриванием окружающих пород. Кроме того, есть свидетельства смещения русел в дельте реки при постепенном поднятии поверхности.

В юго-западном полушарии, в кратере Эберсвальде обнаружена дельта реки площадью около 115 км². Намывшая дельту река имела длину более 60 км.

Данные марсоходов НАСА " Спирит" и " Оппортьюнити" также свидетельствуют о наличии воды в прошлом (найдены минералы, которые могли образоваться только в результате длительного воздействия воды). Аппарат " Феникс " обнаружил залежи льда непосредственно в грунте.

Кроме того, обнаружены тёмные полосы на склонах холмов, свидетельствующие о появлении жидкой солёной воды на поверхности в наше время. Они появляются вскоре после наступления летнего периода и исчезают к зиме, "обтекают" различные препятствия, сливаются и расходятся. "Сложно представить, что подобные структуры могли сформироваться не из потоков жидкости, а из чего-то иного", - заявил сотрудник НАСА Ричард Зурек. Дальнейший спектральный анализ показал присутствие в указанных областях перхлоратов - солей, способных обеспечить существование жидкой воды в условиях марсианского давления.

28 сентября 2012 года на Марсе обнаружены следы пересохшего водного потока. Об этом объявили специалисты американского космического агентства НАСА после изучения фотографий, полученных с марсохода " Кьюриосити ", на тот момент работавшего на планете лишь семь недель. Речь идёт о фотографиях камней, которые, по мнению учёных, явно подвергались воздействию воды.

На вулканической возвышенности Фарсида обнаружено несколько необычных глубоких колодцев. Судя по снимку аппарата " Марсианский разведывательный спутник ", сделанному в 2007 году, один из них имеет диаметр 150 метров, а освещённая часть стенки уходит в глубину не менее чем на 178 метров. Высказана гипотеза о вулканическом происхождении этих образований.

На Марсе имеется необычный регион - Лабиринт Ночи, представляющий собой систему пересекающихся каньонов. Их образование не было связано с водной эрозией, и вероятная причина появления - тектоническая активность. Когда Марс находится вблизи перигелия, над лабиринтом Ночи и долинами Маринера появляются высокие (40-50 км) облака. Восточный ветер вытягивает их вдоль экватора и сносит к западу, где они постепенно размываются. Их длина достигает нескольких сотен (до тысячи) километров, а ширина - нескольких десятков километров. Состоят они, судя по условиям в этих слоях атмосферы, тоже из водяного льда. Они довольно густые и отбрасывают на поверхность хорошо заметные тени. Их появление объясняют тем, что неровности рельефа вносят возмущения в газовые потоки, направляя их вверх. Там они охлаждаются, а содержащийся в них водяной пар конденсируется.

Согласно анализу данных аппарата Mars Reconnaissance Orbiter гидросфера Марса ещё существовала около 2-2,5 миллиардов лет назад.

Элементный состав поверхностного слоя грунта, определённый по данным посадочных аппаратов, неодинаков в разных местах. Основная составляющая почвы - кремнезём (20-25 %), содержащий примесь гидратов оксидов железа (до 15 %), придающих почве красноватый цвет. Имеются значительные примеси соединений серы, кальция, алюминия, магния, натрия (единицы процентов для каждого).

Согласно данным зонда НАСА " Феникс" (посадка на Марс 25 мая 2008 года), соотношение pH и некоторые другие параметры марсианских почв близки к земным, и на них теоретически можно было бы выращивать растения. "Фактически мы обнаружили, что почва на Марсе отвечает требованиям, а также содержит необходимые элементы для возникновения и поддержания жизни как в прошлом, так и в настоящем и будущем", сообщил ведущий исследователь-химик проекта Сэм Кунейвс. Также, по его словам, данный щелочной тип грунта (pH = 7,7) многие могут встретить на "своём заднем дворе", и он вполне пригоден для выращивания спаржи.

Орбитальный зонд " Марс Одиссей" в 2002 году обнаружил (с помощью спектрометра, регистрирующего гамма-излучение), что под поверхностью красной планеты есть значительные залежи водяного льда. Позже это предположение было подтверждено и другими аппаратами, но окончательно вопрос о наличии воды на Марсе был решён в 2008 году, когда зонд " Феникс ", севший вблизи северного полюса планеты, получил воду из марсианского грунта.

Данные, полученные марсоходом " Кьюриосити " и обнародованные в сентябре 2013 года, показали, что содержание воды под поверхностью Марса гораздо выше, чем считалось ранее. В породе, из которой брал образцы марсоход, её содержание может достигать 2 % по весу.

В прошлом на Марсе, как и на Земле, происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле, и достигать гигантских размеров, говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов и, возможно, не позволяло достичь им такой высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом. Возможно, на планете имеется слабая тектоническая активность, приводящая к образованию наблюдаемых с орбиты пологих каньонов. По данным сейсмометра SEIS на Марсе имеется небольшая сейсмическая активность, самое сильное зафиксированное марсотрясение (событие S1222a) имело магнитуду 4,7, самое сильное сейсмическое событие, вызванное падением метеорита на поверхность Марса в горной местности Темпе-Терра, имело магнитуду 4,1 ± 0,2 и позволило определить структуру скоростей P-волн в нижней мантии.

Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что он состоит из коры со средней толщиной 50 км (максимальная оценка - не более 125 км), силикатной мантии и ядра радиусом, по разным оценкам, от 1480 до 1800 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14-18 % (по массе) серы, причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам, формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит, в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, что фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах - 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества. Для некоторых районов Марса составлена подробная геологическая карта.

Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов, поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычный базальт, и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа.

У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле.

Согласно показаниям магнитометров станций " Марс-2" и " Марс-3", напряжённость магнитного поля на экваторе составляет около 60, на полюсе - 120 гамм, что в 500 раз слабее земного. По данным АМС " Марс-5", напряжённость магнитного поля на экваторе составляла 64 гаммы, а магнитный момент планетарного диполя - .

Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за работу магнитного поля Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля, наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане.

По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции " Марс Глобал Сервейор"), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад - до того, как гидромагнитное динамо планеты прекратило выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо 4 млрд лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50-75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша и разрушился. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты и оспаривается в научном сообществе.

Согласно одной из гипотез, в далёком прошлом в результате столкновения с крупным небесным телом произошла остановка вращения ядра, а также потеря основного объёма атмосферы. Потеря лёгких атомов и молекул из атмосферы - следствие слабого притяжения Марса. Считается, что потеря магнитного поля произошла около 4 млрд лет назад. Вследствие слабости магнитного поля солнечный ветер практически беспрепятственно проникает в атмосферу Марса, и многие из фотохимических реакций под действием солнечной радиации, которые на Земле происходят в ионосфере и выше, на Марсе могут наблюдаться практически у самой его поверхности.

Нойский (названа в честь ): формирование наиболее старой сохранившейся до наших дней поверхности Марса, в частности, бассейна Эллада, плато Фарсида и долин Маринера. Продолжалась в период 4,1-3,8 млрд лет назад. В эту эпоху поверхность была изрубцована многочисленными ударными кратерами и подвергалась эрозии.

Гесперийский (в честь Гесперийского плато): от 3,7 млрд лет назад до 2,5-3 млрд лет назад. Эта эпоха отмечена интенсивным вулканизмом.

Амазонийский (названа в честь плато Амазония): 2,5-3 млрд лет назад до наших дней. Все районы, образовавшиеся в эту эпоху, имеют очень мало метеоритных кратеров, но в остальном они существенно различаются. Постепенно затухают вулканические и эрозионные процессы. В этот период сформирована гора Олимп.

Фобос, снятый 23 марта 2008 года спутником " Mars Reconnaissance Orbiter "

Деймос, снятый 21 февраля 2009 года спутником "Mars Reconnaissance Orbiter"

Прохождение Фобоса по диску Солнца. Снимки марсохода " Оппортьюнити "

Прохождение Деймоса по диску Солнца. Снимки марсохода "Оппортьюнити"

Марс имеет два естественных спутника: Фобос и Деймос. Оба они открыты американским астрономом Асафом Холлом в 1877 году. Они имеют неправильную форму и очень маленькие размеры. По одной из гипотез, они могут представлять собой захваченные гравитационным полем Марса астероиды наподобие (5261) Эврика из Троянской группы астероидов. Спутники названы в честь персонажей, сопровождающих бога Ареса (то есть Марса), - Фобоса и Деймоса, олицетворяющих страх и ужас, которые помогали богу войны в битвах.

Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду, Фобос (26,8×22,4×18,4 км) несколько крупнее Деймоса (15×12,2×11 км). Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.

Популярная идея, что Марс населён разумными марсианами, широко распространилась в конце XIX века. С тех пор Марс изучался многими учёными.

Наблюдения Скиапарелли так называемых каналов в сочетании с книгой Персиваля Лоуэлла по той же теме сделали популярной идею о планете, климат которой становился всё суше, холоднее, которая умирала и на которой существовала древняя цивилизация, выполняющая ирригационные работы.

Другие многочисленные наблюдения и объявления известных лиц породили вокруг этой темы так называемую "Марсианскую лихорадку" ( англ. Mars Fever). В 1899 году во время изучения атмосферных радиопомех с использованием приёмников в Колорадской обсерватории изобретатель Никола Тесла наблюдал повторяющийся сигнал. Он высказал догадку, что это может быть радиосигнал с других планет, например Марса. В интервью 1901 года Тесла сказал, что ему пришла в голову мысль о том, что помехи могут быть вызваны искусственно. Хотя он не смог расшифровать их значение, для него было невозможным то, что они возникли совершенно случайно. По его мнению, это было приветствие одной планеты другой.

Гипотеза Теслы вызвала горячую поддержку известного британского учёного-физика Уильяма Томсона (лорда Кельвина), который, посетив США в 1902 году, сказал, что, по его мнению, Тесла поймал сигнал марсиан, посланный в США. Однако ещё до отбытия из Америки Кельвин стал решительно отрицать это заявление: "На самом деле я сказал, что жители Марса, если они существуют, несомненно могут видеть Нью-Йорк, в частности, свет от электричества".

Гипотезы о существовании в прошлом жизни на Марсе выдвигаются давно. По результатам наблюдений с Земли и данным космического аппарата " Марс-экспресс" в атмосфере Марса обнаружен метан. Позднее, в 2014 году, марсоход НАСА " Кьюриосити " зафиксировал всплеск содержания метана в атмосфере Марса и обнаружил органические молекулы в образцах, извлечённых в ходе бурения скалы Камберленд.

В условиях Марса этот газ довольно быстро разлагается, поэтому должен существовать постоянный источник его пополнения. Таким источником может быть либо геологическая активность (но действующие вулканы на Марсе не обнаружены), либо жизнедеятельность бактерий. В июле 2021 года учёные с помощью компьютерного моделирования выявили, что один из вероятных источников метана может находиться на дне северо-западного кратера. Интересно, что в некоторых метеоритах марсианского происхождения обнаружены образования, по форме напоминающие клетки, хотя они и уступают мельчайшим земным организмам по размерам. Одним из таких метеоритов является ALH 84001, найденный в Антарктиде в 1984 году.

Важные открытия сделаны марсоходом " Кьюриосити". В декабре 2012 года были получены данные о наличии на Марсе органических веществ, а также токсичных перхлоратов. Те же исследования показали наличие водяного пара в нагретых образцах грунта. Интересным фактом является то, что "Кьюриосити" на Марсе приземлился на дно высохшего озера.

Анализ наблюдений говорит, что планета ранее имела значительно более благоприятные для жизни условия, нежели теперь. В ходе программы "Викинг", осуществлённой в середине 1970-х годов, была проведена серия экспериментов для обнаружения микроорганизмов в марсианской почве. Она дала положительные результаты: например, временное увеличение выделения CO ₂ при помещении частиц почвы в воду и питательную среду. Однако затем данное свидетельство жизни на Марсе было оспорено учёными команды "Викингов". Это привело к их продолжительным спорам с учёным из NASA Гильбертом Левиным, который утверждал, что "Викинг" обнаружил жизнь. После переоценки данных "Викинга" в свете современных научных знаний об экстремофилах было установлено, что проведённые эксперименты были недостаточно совершенны для обнаружения этих форм жизни. Более того, эти тесты могли убить организмы, даже если последние содержались в пробах. Тесты, проведённые в рамках программы " Феникс", показали, что почва имеет очень щелочной pH и содержит магний, натрий, калий и хлориды. Питательных веществ в почве достаточно для поддержания жизни, однако жизненные формы должны иметь защиту от интенсивного ультрафиолетового света.

На сегодняшний день условием для развития и поддержания жизни на планете считается наличие жидкой воды на её поверхности, а также нахождение орбиты планеты в так называемой зоне обитаемости, которая в Солнечной системе начинается за орбитой Венеры и заканчивается большой полуосью орбиты Марса. Вблизи перигелия Марс находится внутри этой зоны, однако тонкая атмосфера с низким давлением препятствует появлению жидкой воды на длительный период. Недавние свидетельства говорят о том, что любая вода на поверхности Марса является слишком солёной и кислотной для поддержания постоянной земноподобной жизни.

Отсутствие магнитосферы и крайне разрежённая атмосфера Марса также являются проблемой для поддержания жизни. На поверхности планеты идёт очень слабое перемещение тепловых потоков, она плохо изолирована от бомбардировки частицами солнечного ветра; помимо этого, при нагревании вода мгновенно сублимирует, минуя жидкое состояние из-за низкого давления. Кроме того, Марс также находится на пороге т. н. "геологической смерти". Окончание вулканической активности, по всей видимости, остановило круговорот минералов и химических элементов между поверхностью и внутренней частью планеты.

Близость Марса и относительное его сходство с Землёй породили ряд фантастических проектов терраформирования и колонизации Марса землянами в будущем.

Марсоход "Кьюриосити" обнаружил сразу два источника органических молекул на поверхности Марса. Помимо кратковременного увеличения доли метана в атмосфере, аппарат зафиксировал наличие углеродных соединений в порошкообразном образце, оставшемся от бурения марсианской скалы. Первое открытие позволил сделать инструмент SAM на борту марсохода. За 20 месяцев он 12 раз измерил состав марсианской атмосферы. В двух случаях - в конце 2013 года и начале 2014-го - "Кьюриосити" удалось обнаружить десятикратное увеличение средней доли метана. Этот всплеск, по мнению членов научной команды марсохода, свидетельствует об обнаружении локального источника метана. Имеет ли он биологическое или же иное происхождение, специалисты утверждать затрудняются вследствие нехватки данных для полноценного анализа.

После посадок автоматических аппаратов на поверхность Марса появилась возможность вести астрономические наблюдения непосредственно с поверхности планеты. Вследствие астрономического положения Марса в Солнечной системе, характеристик атмосферы, периода обращения Марса и его спутников картина ночного неба Марса (и астрономических явлений, наблюдаемых с планеты) отличается от земной и во многом представляется необычной и интересной.

Северный полюс на Марсе, вследствие наклона оси планеты, находится в созвездии Лебедя (экваториальные координаты: прямое восхождение , склонение +52° 53.0′) и не отмечен яркой звездой: ближайшая к полюсу - тусклая звезда шестой величины BD +52 2880 (другие её обозначения - HR 8106, HD 201834, SAO 33185). Южный полюс мира (координаты и −52° 53,0) находится в паре градусов от звезды Каппа Парусов (видимая звёздная величина 2,5) - её, в принципе, можно считать Южной Полярной звездой Марса.

Вид неба похож на наблюдаемый с Земли, с одним отличием: при наблюдении годичного движения Солнца по созвездиям Зодиака оно (как и планеты, включая Землю), выйдя из восточной части созвездия Рыб, будет проходить в течение 6 дней через северную часть созвездия Кита перед тем, как снова вступить в западную часть Рыб.

Во время восхода и захода Солнца марсианское небо в зените имеет красновато-розовый цвет, а в непосредственной близости к диску Солнца - от голубого до фиолетового, что совершенно противоположно картине земных зорь.

В полдень небо Марса жёлто-оранжевое. Причина таких отличий от цветовой гаммы земного неба - свойства тонкой, разреженной, содержащей взвешенную пыль атмосферы Марса. На Марсе рэлеевское рассеяние лучей (которое на Земле и является причиной голубого цвета неба) играет незначительную роль, эффект его слаб, но проявляется в виде голубого свечения при восходе и закате Солнца, когда свет проходит через атмосферу большее расстояние. Предположительно, жёлто-оранжевая окраска неба также вызывается присутствием 1 % магнетита в частицах пыли, постоянно взвешенной в марсианской атмосфере и поднимаемой сезонными пылевыми бурями. Сумерки начинаются задолго до восхода Солнца и длятся долго после его захода. Иногда цвет марсианского неба приобретает фиолетовый оттенок в результате рассеяния света на микрочастицах водяного льда в облаках (последнее - довольно редкое явление).

Угловой размер Солнца, наблюдаемый с Марса, меньше видимого с Земли и составляет от последнего. Меркурий с Марса будет практически недоступен для наблюдений невооружённым глазом из-за чрезвычайной близости к Солнцу. Самой яркой планетой на небе Марса является Венера, на втором месте - Юпитер (его четыре крупнейших спутника часть времени можно наблюдать без телескопа), на третьем - Земля.

Земля по отношению к Марсу является внутренней планетой, так же, как Венера для Земли. Соответственно, с Марса Земля наблюдается как утренняя или вечерняя звезда, восходящая перед рассветом или видимая на вечернем небе после захода Солнца.

Максимальная элонгация Земли на небе Марса составляет 38 градусов. Для невооружённого глаза Земля будет видна как очень яркая (максимальная видимая звёздная величина около −2,5 m) зеленоватая звезда, рядом с которой будет легко различима желтоватая и более тусклая (около +0,9 m) звёздочка Луны. В телескоп оба объекта будут видны с одинаковыми фазами. Обращение Луны вокруг Земли будет наблюдаться с Марса следующим образом: на максимальном угловом удалении Луны от Земли невооружённый глаз легко разделит Луну и Землю: через неделю "звёздочки" Луны и Земли сольются в неразделимую глазом единую звезду, ещё через неделю Луна будет снова видна на максимальном расстоянии, но уже с другой стороны от Земли. Периодически наблюдатель на Марсе сможет видеть прохождение (транзит) Луны по диску Земли либо, наоборот, покрытие Луны диском Земли. Максимальное видимое удаление Луны от Земли (и их видимая яркость) при наблюдении с Марса будет значительно изменяться в зависимости от взаимного положения Земли и Марса, и, соответственно, расстояния между планетами. В эпохи противостояний оно составит около 17 минут дуги (около половины углового диаметра Солнца и Луны при наблюдении с Земли), на максимальном удалении Земли и Марса - 3,5 минуты дуги. Земля, как и другие планеты, будет наблюдаться в полосе созвездий Зодиака. Астроном на Марсе также сможет наблюдать прохождение Земли по диску Солнца; ближайшее такое явление произойдёт 10 ноября 2084 года.

Первые наблюдения Марса проводились до изобретения телескопа. Это были позиционные наблюдения с целью определения положений планеты по отношению к звёздам. Существование Марса как блуждающего объекта в ночном небе было письменно засвидетельствовано древнеегипетскими астрономами в 1534 году до н. э. Ими же было установлено ретроградное (попятное) движение планеты и рассчитана траектория движения вместе с точкой, где планета меняет своё движение относительно Земли с прямого на попятное.

В вавилонской планетарной теории были впервые получены временны́е измерения планетарного движения Марса и уточнено положение планеты на ночном небе. Пользуясь данными египтян и вавилонян, древнегреческие (эллинистические) философы и астрономы разработали подробную геоцентрическую модель для объяснения движения планет. Спустя несколько веков индийскими и персидскими астрономами был оценён размер Марса и расстояние до него от Земли. В XVI веке Николай Коперник предложил гелиоцентрическую модель для описания Солнечной системы с круговыми планетарными орбитами. Его результаты были пересмотрены Иоганном Кеплером, который ввёл более точную эллиптическую орбиту Марса, совпадающую с наблюдаемой.

Голландский астроном Христиан Гюйгенс первым составил карту поверхности Марса, отражающую множество деталей. 28 ноября 1659 года он сделал несколько рисунков Марса, на которых были отображены различные тёмные области, позже сопоставленные с плато Большой Сирт.

Расцвет телескопических наблюдений Марса пришёлся на конец XIX - середину XX века. Во многом он обусловлен общественным интересом и известными научными спорами вокруг наблюдавшихся марсианских каналов. Среди астрономов докосмической эры, проводивших телескопические наблюдения Марса в этот период, наиболее известны Скиапарелли, Персиваль Ловелл, Слайфер, Антониади, Барнард, Жарри-Делож, Л. Эдди, Тихов, Вокулёр. Именно ими были заложены основы ареографии и составлены первые подробные карты поверхности Марса - хотя они и оказались практически полностью неверными после полётов к Марсу автоматических зондов.

Для систематического исследования Марса были использованы возможности космического телескопа " Хаббл" (КТХ или HST - Hubble Space Telescope), при этом были получены фотографии Марса с самым высоким разрешением из когда-либо сделанных на Земле. КТХ может создать изображения полушарий, что позволяет промоделировать погодные системы. Наземные телескопы, оснащённые ПЗС, могут сделать фотоизображения Марса высокой чёткости, что позволяет в противостоянии регулярно проводить мониторинг планетной погоды.

С 1960-х годов к Марсу для подробного изучения планеты с орбиты и фотографирования поверхности были направлены несколько автоматических межпланетных станций (АМС). Кроме того, продолжалось дистанционное зондирование Марса с Земли в большей части электромагнитного спектра с помощью наземных и орбитальных телескопов, например, в инфракрасном - для определения состава поверхности, в ультрафиолетовом и субмиллиметровом диапазонах - для исследования состава атмосферы, в радиодиапазоне - для измерения скорости ветра.

Советские исследования Марса включали в себя программу " Марс", в рамках которой с 1962 по 1973 год были запущены автоматические межпланетные станции четырёх поколений для исследования планеты Марс и околопланетного пространства. Первые АМС (" Марс-1", " Зонд-2 ") исследовали также и межпланетное пространство.

Космические аппараты четвёртого поколения (серия М-71 - " Марс-2", " Марс-3", запущены в 1971 году) состояли из орбитальной станции - искусственного спутника Марса и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией, комплектовавшейся марсоходом " ПрОП-М". Космические аппараты серии М-73С " Марс-4" и " Марс-5" должны были выйти на орбиту вокруг Марса и обеспечивать связь с автоматическими марсианскими станциями, которые несли АМС серии М-73П " Марс-6" и " Марс-7 "; эти четыре АМС были запущены в 1973 году.

Из-за неудач спускаемых аппаратов главная техническая задача всей программы "Марс" - проведение исследований на поверхности планеты с помощью автоматической марсианской станции - не была решена. Тем не менее многие научные задачи, такие как получение фотографий поверхности Марса и различные измерения атмосферы, магнитосферы, состава почвы, являлись передовыми для своего времени. В рамках программы была осуществлена первая мягкая посадка спускаемого аппарата на поверхность Марса (" Марс-3 ", 2 декабря 1971 года) и первая попытка передачи изображения с поверхности.

СССР осуществил также программу " Фобос " - две автоматические межпланетные станции, предназначенные для исследования Марса и его спутника Фобоса.

В 1964-1965 годах в США был осуществлён первый в истории удачный полёт к Марсу в рамках программы " Маринер". " Маринер-4" осуществил в 1965 году первое исследование с пролётной траектории и сделал первые снимки поверхности. " Маринер-6" и " Маринер-7" в 1969 году провели с пролётной траектории первое исследование состава атмосферы с применением спектроскопических методик и определение температуры поверхности по измерениям инфракрасного излучения. В 1971 году " Маринер-9 " стал первым искусственным спутником Марса и осуществил первое картографирование поверхности.

Вторая марсианская программа США " Викинг" включала запуск в 1975 году двух идентичных космических аппаратов " Викинг-1" и " Викинг-2 ", которые провели исследования с околомарсианской орбиты и на поверхности Марса, в частности, поиск жизни в пробах грунта. Каждый "Викинг" состоял из орбитальной станции - искусственного спутника Марса и спускаемого аппарата с автоматической марсианской станцией. Автоматические марсианские станции "Викинг" являются первыми космические аппаратами которые успешно работали на поверхности Марса и передали большой объём научной информации в том числе снимки с места посадки. Жизнь не удалось обнаружить.

Марсианская программа США " Mars Pathfinder" - включала в себя стационарную марсианскую станцию и марсоход " Соджорнер", они работали на поверхности Марса в долина Арес в 1996-1997 годах. Всего было передано 16,5 тыс. снимков камеры марсианской станции и 550 снимков камер марсохода, проведено 15 анализов пород. Научные результаты дали дополнительные подтверждения гипотезы о том, что когда-то Марс был более "влажным и тёплым".

" Mars Global Surveyor " - орбитальный аппарат НАСА, осуществлял картографирование поверхности в 1999-2007 годах.

" Феникс " - посадочный аппарат НАСА, стал первым аппаратом, успешно совершившим посадку в полярном регионе Марса, работал в 2008 году.

В ходе выполнения программы " Mars Exploration Rover " на Марс были успешно доставлены два марсохода-близнеца:

" InSight" - посадочный аппарат НАСА, работал на равнине Элизий в 2018-2022 годах.

В составе миссии " Марс-2020" на Марсе успешно функционировал вертолёт " Ingenuity" (первый полёт состоялся 19 апреля 2021 года, миссия официально завершена 25 января 2024 года; список полётов).

Китайский марсоход "Чжужун" проработал на поверхности планеты с мая 2021 по май 2022. После марсианской зимы не сумел возобновить работу из-за запылённости солнечных батарей.

В данный момент на орбите Марса работают следующие АМС:

На поверхности Марса в данный момент работают следующие аппараты:

Места посадок автоматических станций на Марсе

В 1982 году участки на Марсе начал продавать планетарий в городе Боулдер. В 1988 году проживавший в городе Финикс (штат Аризона) гражданин США Ричард Гриффинг зарегистрировал в местной нотариальной палате право собственности на всю территорию планеты Марс и предложил желающим покупать у него права на владение отдельными участками местности.

Однако реальных прав собственности такие сделки не создают, поскольку права собственности на участки планет не признаются никаким государством и никаким государством не защищаются. Более того, " Договор о принципах деятельности государств по исследованию и использованию космического пространства ", подписанный 133 странами, гласит, что космическое пространство, включая Луну и другие небесные тела, не подлежит национальному присвоению ни путём провозглашения на них суверенитета, ни путём использования или оккупации, ни любыми другими средствами, а государства несут ответственность за национальную деятельность в космическом пространстве, включая небесные тела, и в том случае, когда она осуществляется неправительственными юридическими лицами.

К созданию фантастических произведений о Марсе писателей подталкивали начавшиеся в конце XIX века дискуссии учёных о возможности того, что на поверхности Марса существует не просто жизнь, а развитая цивилизация. В это время был создан, например, знаменитый роман Г. Уэллса " Война миров", в котором марсиане пытались покинуть свою умирающую планету для завоевания Земли. В 1938 году в США радиоверсия этого произведения была представлена в виде новостной радиопередачи, что послужило причиной массовой паники, когда многие слушатели по ошибке приняли этот "репортаж" за правду. В 1966 году писатели Аркадий и Борис Стругацкие написали сатирическое "продолжение" данного произведения под названием " Второе нашествие марсиан ".

В 1917-1964 годах вышло одиннадцать книг о Барсуме. Так называлась планета Марс в фантастическом мире, созданном Эдгаром Райсом Берроузом. В его произведениях планета была представлена как умирающая, жители которой находятся в непрерывной войне всех со всеми за скудные природные ресурсы. В 1938 году К. Льюис написал роман " За пределы безмолвной планеты ".

В числе важных произведений о Марсе также стоит отметить вышедший в 1950 году роман Рэя Брэдбери " Марсианские хроники ", состоящий из отдельных слабо связанных между собой новелл, а также ряд примыкающих к этому циклу рассказов; роман повествует об этапах освоения человеком Марса и контактах с гибнущей древней марсианской цивилизацией.

В вымышленной вселенной Warhammer 40,000 Марс является главной цитаделью Adeptus Mechanicus, первым из миров-кузниц. Фабрики Марса, покрывающие всю поверхность планеты, круглосуточно выпускают оружие и боевую технику для бушующей в Галактике войны.

В творчестве Дэвида Боуи начала 1970-х периодически упоминается Марс. Так, группа, с которой он выступает в это время называется Spiders From Mars, а в альбоме Hunky Dory появляется песня под названием " Life on Mars? ". Текст немалого количества композиций содержит хотя бы само слово "Марс".

Статуя Марса (Бранденбургские ворота, Берлин)

В Вавилонии эта планета ассоциировалась с богом подземного царства Нергалом. Олмстед сообщает, что в древнем Вавилоне планету называли Салбатану.

В римской мифологии Марс первоначально был богом плодородия. Затем Марс был отождествлён с греческим Аресом и стал богом войны, а также стал олицетворять планету Марс.

1. Ближайшую к нему (к Юпитеру) нижнюю орбиту занимает Πυρόεις, называемая также звездой Марса, она обходит тот же круг Зодиака, что и две верхние (Сатурн и Юпитер) за двадцать четыре месяца без шести, если я не ошибаюсь, дней.

2. ПЛАНЕТЫ 42. ... 3. Третья звезда - Марса, другие называют её звездой Геркулеса. Она следует за звездой Венеры, по словам Эратосфена, вот по какой причине: когда Вулкан взял в жены Венеру, то своей бдительностью он не позволил Марсу добиться своего. Поэтому ничего другого тот, кажется, не добился от Венеры, кроме позволения, чтобы его звезда следовала за звездой Венеры. Поэтому Марс, сжигаемый страстной любовью, обнаружил это тем, что назвал звезду Пироэйс.

Номенклатура деталей рельефа Марса. - М.: Наука, 1981. - 85 с. - 1000 экз.

Марс: Великое противостояние. - М.: Физматлит, 2004. - 240 с. - ISBN 5-9221-0454-3.

Комаров И. А., Исаев В. С. Криология Марса и других планет солнечной системы. - М.: Научный мир, 2010. - 296 с. - 500 экз. - ISBN 978-5-91522-138-2.

Маров М. Я. Планеты Солнечной системы. - 2-е изд. - М.: Наука, 1986. - 320 с.

Гребеников Е. А., Рябов Ю. А. Поиски и открытия планет. - М.: Наука, 1975. - 216 с. - (Главная редакция физико-математической литературы). - 65 000 экз.

Солнечная система / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. - М.: Физматлит, 2008. - 400 с. - ISBN 978-5-9221-0989-5.

Бронштэн В. А. Планета Марс. - М.: Наука, 1977.

Faure G., Mensing T. M. Introduction to planetary science: the geological perspective. - Springer, 2007. - 526 p. - ISBN 978-1-4020-5233-0.

Ж. Ф. Родионова, Ю. А. Илюхина. Новая карта рельефа Марса "Земля и Вселенная" № 2/2005 - гипсометрическая карта полушарий Марса, таблицы латинских и русских терминов и названий форм рельефа Марса.

В. Н. Жарков, В. И. Мороз. Почему Марс? "Природа" № 6, 2000

Поиск на планете Аэлиты (28 августа 2006). Архивировано 5 марта 2021 года.

Атлас планет земной группы и их спутников. - М.: Изд. МИИГАиК, 1992. - 208 с. Архивная копия от 19 октября 2011 на Wayback Machine

Космические аппараты серии Марс-71 НПО им. С.А.Лавочкина. laspace.ru (10 мая 2013). Дата обращения: 20 апреля 2017. Архивировано из оригинала 10 мая 2013 года.

# data[].attributes.attachment_link.title
Марс - Википедия

# data[].attributes.headline
Юпи́тер — крупнейшая планета Солнечной системы, пятая по удалённости от Солнца. Наряду с Сатурном, Ураном и Нептуном, Юпитер классифицируется как газовый гигант.Планета была известна людям с глубокой древности, что нашло своё отражение в мифологии и религиозных верованиях различных культур: месопотамской, вавилонской, греческой и других. Современное название Юпитера происходит от имени древнеримского верховного бога-громовержца. Ряд атмосферных явлений на Юпитере: штормы, молнии, полярные сияния, — имеет масштабы, на порядки превосходящие земные. Примечательным образованием в атмосфере является Большое красное пятно — гигантский шторм, известный с XVII века.

# data[].attributes.subject
Юпи́тер — крупнейшая планета Солнечной системы, пятая по удалённости от Солнца. Наряду с Сатурном, Ураном и Нептуном, Юпитер классифицируется как газовый гигант.Планета была известна людям с глубокой древности, что нашло своё отражение в мифологии и религиозных верованиях различных культур: месопотамской, вавилонской, греческой и других. Современное название Юпитера происходит от имени древнеримского верховного бога-громовержца. Ряд атмосферных явлений на Юпитере: штормы, молнии, полярные сияния, — имеет масштабы, на порядки превосходящие земные. Примечательным образованием в атмосфере является Большое красное пятно — гигантский шторм, известный с XVII века.

# data[].attributes.headline
В основном Сатурн состоит из водорода, с примесями гелия и следами воды, метана, аммиака и тяжёлых элементов. Внутренняя область представляет собой относительно небольшое ядро из железа, никеля и льда, покрытое тонким слоем металлического водорода и газообразным внешним слоем. Внешняя атмосфера планеты кажется из космоса спокойной и однородной, хотя иногда на ней появляются долговременные образования. Скорость ветра на Сатурне может достигать местами 1800 км/ч, что значительно больше, чем на Юпитере. У Сатурна имеется планетарное магнитное поле, занимающее промежуточное положение по напряжённости между магнитным полем Земли и мощным полем Юпитера. Сатурн обладает заметной системой колец, состоящей главным образом из частичек льда, меньшего количества тяжёлых элементов и пыли.

# data[].attributes.subject
В основном Сатурн состоит из водорода, с примесями гелия и следами воды, метана, аммиака и тяжёлых элементов. Внутренняя область представляет собой относительно небольшое ядро из железа, никеля и льда, покрытое тонким слоем металлического водорода и газообразным внешним слоем. Внешняя атмосфера планеты кажется из космоса спокойной и однородной, хотя иногда на ней появляются долговременные образования. Скорость ветра на Сатурне может достигать местами 1800 км/ч, что значительно больше, чем на Юпитере. У Сатурна имеется планетарное магнитное поле, занимающее промежуточное положение по напряжённости между магнитным полем Земли и мощным полем Юпитера. Сатурн обладает заметной системой колец, состоящей главным образом из частичек льда, меньшего количества тяжёлых элементов и пыли.

# data[].attributes.attachment_link.title
Путешествие на Сатурн. Планета Сатурн, кольца Сатурна. Тайны планеты Сатурн. Космос

# data[].attributes.headline
Ура́н — планета Солнечной системы, седьмая по удалённости от Солнца, третья по диаметру и четвёртая по массе. Была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана. Несмотря на то, что порой Уран различим невооружённым глазом, более ранние наблюдатели принимали его за тусклую звезду.В отличие от газовых гигантов — Сатурна и Юпитера, состоящих в основном из водорода и гелия, в недрах Урана и схожего с ним Нептуна отсутствует металлический водород, но зато много льда в его высокотемпературных модификациях. По этой причине специалисты выделили эти две планеты в отдельную категорию «ледяных гигантов». Основу атмосферы Урана составляют водород и гелий. Кроме того, в ней обнаружены следы метана и других углеводородов, а также облака изо льда, твёрдого аммиака и водорода. Это самая холодная планетарная атмосфера Солнечной системы с минимальной температурой в 49 К (−224 °C). Полагают, что Уран имеет сложное слоистое строение облаков, где вода составляет нижний слой, а метан — верхний[10]. Недра Урана состоят в основном изо льдов и горных пород.

# data[].attributes.subject
Ура́н — планета Солнечной системы, седьмая по удалённости от Солнца, третья по диаметру и четвёртая по массе. Была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана. Несмотря на то, что порой Уран различим невооружённым глазом, более ранние наблюдатели принимали его за тусклую звезду.В отличие от газовых гигантов — Сатурна и Юпитера, состоящих в основном из водорода и гелия, в недрах Урана и схожего с ним Нептуна отсутствует металлический водород, но зато много льда в его высокотемпературных модификациях. По этой причине специалисты выделили эти две планеты в отдельную категорию «ледяных гигантов». Основу атмосферы Урана составляют водород и гелий. Кроме того, в ней обнаружены следы метана и других углеводородов, а также облака изо льда, твёрдого аммиака и водорода. Это самая холодная планетарная атмосфера Солнечной системы с минимальной температурой в 49 К (−224 °C). Полагают, что Уран имеет сложное слоистое строение облаков, где вода составляет нижний слой, а метан — верхний[10]. Недра Урана состоят в основном изо льдов и горных пород.

# data[].attributes.attachment_link.authors[].name
Астролог - Абдраимова Ирина

# data[].attributes.attachment_link.title
Планета Уран. Школа астрологии Virgo в Астане

# data[].attributes.headline
Непту́н — восьмая и самая дальняя от Земли планета Солнечной системы. По диаметру находится на четвёртом месте, а по массе — на третьем. Масса Нептуна в 17,2 раза, а диаметр экватора в 3,9 раза больше земных. Планета была названа в честь римского бога морей. Обнаруженный 23 сентября 1846 года, Нептун стал первой планетой, открытой благодаря математическим расчётам. Обнаружение непредвиденных изменений в орбите Урана породило гипотезу о неизвестной планете, гравитационным возмущающим влиянием которой они и обусловлены. Нептун был найден в пределах предсказанного положения. Вскоре был открыт и его спутник Тритон, однако остальные 13 спутников, известные ныне, были неизвестны до XX века. Нептун был посещён лишь одним космическим аппаратом, «Вояджером-2», который пролетел вблизи от планеты 25 августа 1989 года.

# data[].attributes.subject
Непту́н — восьмая и самая дальняя от Земли планета Солнечной системы. По диаметру находится на четвёртом месте, а по массе — на третьем. Масса Нептуна в 17,2 раза, а диаметр экватора в 3,9 раза больше земных. Планета была названа в честь римского бога морей. Обнаруженный 23 сентября 1846 года, Нептун стал первой планетой, открытой благодаря математическим расчётам. Обнаружение непредвиденных изменений в орбите Урана породило гипотезу о неизвестной планете, гравитационным возмущающим влиянием которой они и обусловлены. Нептун был найден в пределах предсказанного положения. Вскоре был открыт и его спутник Тритон, однако остальные 13 спутников, известные ныне, были неизвестны до XX века. Нептун был посещён лишь одним космическим аппаратом, «Вояджером-2», который пролетел вблизи от планеты 25 августа 1989 года.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Нептун

Планета

Нептун с "
Вояджера-2 ".

Первооткрыватель

Урбен Леверье
Иоганн Галле
Генрих д'Арре

Место открытия

Берлин

Дата открытия

23 сентября 1846[1]

Способ обнаружения

расчёт

Перигелий

4 452 940 833 км
29,76607095 а. е.

Афелий

4 553 946 490 км
30,44125206 а. е.

4 503 443 661 км
30,10366151 а. е.

0,011214269

Сидерический период обращения

60 190,03[3] дня
164,79 года

Синодический период обращения

367,49 дня[4]

5,4349 км/с[4]

Средняя аномалия (Mo)

267,767281°

1,767975°
6,43° относительно солнечного экватора

Долгота восходящего узла (Ω)

131,794310°

Аргумент перицентра (ω)

265,646853°

Чей спутник

Солнца

Спутники

14

Полярное сжатие

0,0171 ± 0,0013

Экваториальный радиус

24 764 ± 15 км[5][6]

Полярный радиус

24 341 ± 30 км [5][6]

Средний радиус

24 622 ± 19 км [7]

Площадь поверхности (S)

7,6408⋅10 ⁹ км²[3][6]

Объём (V)

6,254⋅10 ¹³ км³[4][6]

Масса (m)

1,0243⋅10 ²⁶ кг[4]
17,147 земных

Средняя плотность (ρ)

1,638 г/см³[4][6]

11,15 м/с²[4][6] (1,14 g)

Вторая космическая скорость (v ₂)

23,5 км/c[4][6]

Экваториальная скорость вращения

2,68 км/с
9648 км/ч

0,6653 дня[8]
15 ч 57 мин 59 с

Наклон оси

28,32°[4]

Прямое восхождение северного полюса (α)

19 ч 57 м 20 с[5]

Склонение северного полюса (δ)

42,950°[5]

Альбедо

0,29 ( Бонд)
0,41 ( геом.)[4]

Видимая звёздная величина

8,0-7,78 m[4][9]

Угловой диаметр

2,2"-2,4"[4][9]

уровень 1 бара

0,1 бара (тропопауза)

Информация в Викиданных

Непту́н - восьмая и самая дальняя от Земли планета Солнечной системы. По диаметру находится на четвёртом месте, а по массе - на третьем. Масса Нептуна в 17,2 раза, а диаметр экватора в 3,9 раза больше земных[10]. Планета была названа в честь римского бога морей. Её астрономический символ - стилизованная версия трезубца Нептуна.

Обнаруженный 23 сентября 1846 года, Нептун стал первой планетой, открытой благодаря математическим расчётам. Обнаружение непредвиденных изменений в орбите Урана породило гипотезу о неизвестной планете, гравитационным возмущающим влиянием которой они и обусловлены. Нептун был найден в пределах предсказанного положения. Вскоре был открыт и его спутник Тритон, однако остальные 13 спутников, известные ныне, были неизвестны до XX века. Нептун был посещён лишь одним космическим аппаратом, " Вояджером-2", который пролетел вблизи от планеты 25 августа 1989 года.

Нептун по составу близок к Урану, и обе планеты отличаются по составу от более крупных планет-гигантов - Юпитера и Сатурна. Иногда Уран и Нептун помещают в отдельную категорию " ледяных гигантов". Атмосфера Нептуна, подобно атмосфере Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия, наряду со следами углеводородов и, возможно, азота, однако содержит более высокую долю льдов: водного, аммиачного, метанового. Недра Нептуна, как и Урана, состоят главным образом изо льдов и камня. Следы метана во внешних слоях атмосферы являются причиной синего цвета планеты.

В атмосфере Нептуна бушуют самые сильные ветры среди планет Солнечной системы; по некоторым оценкам, их скорости могут достигать 600 м/с. Во время пролёта " Вояджера-2" в 1989 году в южном полушарии Нептуна было обнаружено так называемое Большое тёмное пятно, аналогичное Большому красному пятну на Юпитере. Температура Нептуна в верхних слоях атмосферы близка к −220 °C. В центре Нептуна температура составляет по различным оценкам от около 5000 K до 7000-7100 °C, что сопоставимо с температурой на поверхности Солнца и сравнимо с внутренней температурой большинства известных планет. У Нептуна есть слабая и фрагментированная система колец, возможно, обнаруженная ещё в 1960-е годы, но достоверно подтверждённая "Вояджером-2" лишь в 1989 году.

12 июля 2011 года исполнился ровно один нептунианский год - или 164,79 земного года - с момента открытия Нептуна 23 сентября 1846 года.

Согласно зарисовкам, Галилео Галилей наблюдал Нептун 27 и 28 декабря 1612 года, а затем 28 января 1613 года. Однако в обоих случаях Галилей принял планету за неподвижную звезду в соединении с Юпитером на ночном небе. Поэтому Галилей не считается первооткрывателем Нептуна.

В 1821 году Алексис Бувар опубликовал астрономические таблицы орбиты Урана. Более поздние наблюдения показали существенные отклонения реального движения Урана от таблиц. В частности, английский астроном Т. Хасси на основе собственных наблюдений обнаружил аномалии в орбите Урана и предположил, что они могут быть вызваны наличием внешней планеты. В 1834 Хасси посетил Бувара в Париже и обсудил с ним вопрос об этих аномалиях. Бувар согласился с гипотезой Хасси и обещал провести расчёты, необходимые для поиска гипотетической планеты, если найдёт время для этого, но в дальнейшем не занимался этой проблемой. В 1843 Джон Куч Адамс вычислил орбиту гипотетической восьмой планеты для объяснения изменения в орбите Урана. Он послал свои вычисления сэру Джорджу Эйри, королевскому астроному, а тот в ответном письме попросил разъяснений. Адамс начал набрасывать ответ, но почему-то так и не отправил его и в дальнейшем не настаивал на серьёзной работе по данному вопросу.

Урбен Леверье независимо от Адамса в 1845-1846 годах провёл свои собственные расчёты, но астрономы Парижской обсерватории не разделяли его энтузиазма и проводить поиски предполагаемой планеты не стали. В июне, ознакомившись с первой опубликованной Леверье оценкой долготы планеты и убедившись в её схожести с оценкой Адамса, Эйри убедил директора Кембриджской обсерватории Д. Чэллиса начать поиски планеты, которые безуспешно продолжались в течение августа и сентября. Чэллис дважды наблюдал Нептун, но, вследствие того, что он отложил обработку результатов наблюдений на более поздний срок, ему не удалось своевременно идентифицировать искомую планету.

Тем временем Леверье удалось убедить астронома Берлинской обсерватории Иоганна Готтфрида Галле заняться поисками планеты. Генрих д'Арре, студент обсерватории, предложил Галле сравнить недавно нарисованную карту неба в районе предсказанного Леверье местоположения с видом неба на текущий момент, чтобы заметить передвижение планеты относительно неподвижных звёзд. Планета была обнаружена в первую же ночь примерно после одного часа поисков. Вместе с директором обсерватории Иоганном Энке в течение двух ночей они продолжили наблюдение участка неба, где находилась планета, в результате чего им удалось обнаружить её передвижение относительно звёзд и убедиться, что это действительно новая планета. Нептун был обнаружен 23 сентября 1846 года, в пределах 1° от координат, предсказанных Леверье, и примерно в 12° от координат, предсказанных Адамсом.

Вслед за открытием последовал спор между англичанами и французами за право считать открытие Нептуна своим. В конечном счёте консенсус был найден и было принято решение считать Адамса и Леверье сооткрывателями. В 1998 году были вновь найдены так называемые "бумаги Нептуна" (имеющие историческое значение бумаги из Гринвичской обсерватории), которые были незаконно присвоены астрономом Олином Дж. Эггеном, хранились у него в течение почти трёх десятилетий и были найдены в его владении только после его смерти. После пересмотра документов некоторые историки теперь полагают, что Адамс не заслуживает равных с Леверье прав на открытие Нептуна (что, впрочем, подвергалось сомнениям и ранее: например Деннисом Роулинсом ещё с 1966 года). В 1992 году в статье в журнале "Dio" он назвал требования британцев признать равноправие Адамса на открытие воровством. "Адамс проделал некоторые вычисления, но он был немного не уверен в том, где находится Нептун", - сказал Николас Коллеструм из Университетского колледжа Лондона в 2003 году.

Утверждая, что имеет право дать наименование открытой им планете, Леверье предложил назвать её Нептуном, ложно утверждая, что такое название одобрено французским бюро долгот. В октябре он пытался назвать планету по своему имени - "Леверье" - и был поддержан директором обсерватории Франсуа Араго, однако эта инициатива натолкнулась на существенное сопротивление за пределами Франции. Французские альманахи очень быстро вернули название Гершель для Урана, в честь её первооткрывателя Уильяма Гершеля, и Леверье для новой планеты.

Директор Пулковской обсерватории Василий Струве отдал предпочтение названию "Нептун". В римской мифологии Нептун - бог моря и соответствует греческому Посейдону. О причинах своего выбора он сообщил на съезде Императорской Академии наук в Петербурге 29 декабря 1846 года. Это название получило поддержку за пределами России и вскоре стало общепринятым международным наименованием планеты.

С момента открытия и до 1930 года Нептун оставался самой далёкой от Солнца известной планетой. После открытия Плутона Нептун стал предпоследней планетой, за исключением 1979-1999 годов, когда Плутон находился ближе к Солнцу внутри орбиты Нептуна. Открытие в поясе Койпера начиная с 1992 года новых транснептуновых объектов привело к обсуждению вопроса о том, следует ли считать ли Плутон планетой или стоит признать его частью пояса Койпера. В 2006 году Международный астрономический союз принял новое определение термина "планета" и классифицировал Плутон как карликовую планету, и, таким образом, вновь сделал Нептун самой дальней планетой Солнечной системы.

В некоторых моментах разночтения были и позже. Первоначально, до полёта Вояджера-2, предполагалось, что магнитное поле Нептуна имеет такую же конфигурацию, как поля Земли и Сатурна. По последним представлениям, поле Нептуна имеет вид т. н. "наклонного ротатора". Географические и магнитные "полюса" Нептуна (если представить его поле дипольным эквивалентом) оказались под углом друг к другу более 45°. Таким образом, при вращении планеты её магнитное поле описывает конус.

Обладая массой в , Нептун является промежуточным звеном между Землёй и большими газовыми гигантами. Его масса в 17 раз превосходит земную, но составляет лишь от массы Юпитера. Экваториальный радиус Нептуна равен 24 764 км, что почти в 4 раза больше земного. Нептун и Уран часто считаются подклассом газовых гигантов, который называют " ледяными гигантами" из-за их меньшего размера и иного состава (меньшей концентрации летучих веществ). При поиске экзопланет Нептун используется как метоним: обнаруженные экзопланеты со схожей массой часто называют "нептунами", также часто астрономы используют как метоним "юпитеры".

Среднее расстояние между Нептуном и Солнцем - 4,55 млрд км (около 30,1 средних расстояний между Солнцем и Землёй, или 30,1 а. е.), и полный оборот вокруг Солнца у него занимает 164,79 года. Расстояние между Нептуном и Землёй составляет от 4,3 до 4,6 млрд км. 12 июля 2011 года Нептун завершил свой первый с момента открытия планеты в 1846 году полный оборот. С Земли он был виден иначе, чем в день открытия, в результате того, что период обращения Земли вокруг Солнца (365,25 дня) не является кратным периоду обращения Нептуна. Эллиптическая орбита планеты наклонена на 1,77° относительно орбиты Земли. Вследствие наличия эксцентриситета 0,011, расстояние между Нептуном и Солнцем изменяется на 101 млн км - разница между перигелием и афелием, то есть ближайшей и самой отдалённой точками положения планеты вдоль орбитального пути. Осевой наклон Нептуна - 28,32°, что похоже на наклон оси Земли и Марса. В результате этого планета испытывает схожие сезонные изменения. Однако из-за длинного орбитального периода Нептуна сезоны длятся около сорока лет каждый.

Период вращения Нептуна вокруг своей оси составляет около 16 часов. Вследствие осевого наклона, сходного с Земным (23°), изменения в сидерическом периоде вращения в течение его длинного года не являются значимыми. Поскольку Нептун не имеет твёрдой поверхности, его атмосфера подвержена дифференциальному вращению. Широкая экваториальная зона вращается с периодом приблизительно 18 часов, что медленнее, чем 16,1-часовое вращение магнитного поля планеты. В противоположность экватору, полярные области вращаются за 12 часов. Среди всех планет Солнечной системы такой вид вращения наиболее ярко выражен именно у Нептуна. Это приводит к сильному широтному сдвигу ветров.

Орбитальные резонансы

Нептун оказывает большое влияние на весьма отдалённый от него пояс Койпера. Пояс Койпера - кольцо из ледяных малых планет, подобное поясу астероидов между Марсом и Юпитером, но намного протяжённее. Он располагается в пределах от орбиты Нептуна (30 а. е.) до 55 астрономических единиц от Солнца. Гравитационная сила притяжения Нептуна оказывает наиболее существенное влияние на пояс Койпера (в том числе в плане формирования его структуры), сравнимое по доле с влиянием силы притяжения Юпитера на пояс астероидов. За время существования Солнечной системы некоторые области пояса Койпера были дестабилизированы гравитацией Нептуна, и в структуре пояса образовались промежутки. В качестве примера можно привести область между 40 и 42 а. е..

Орбиты объектов, которые могут удерживаться в этом поясе в течение достаточно долгого времени, определяются т. н. вековыми резонансами с Нептуном. Для некоторых орбит это время сравнимо с временем всего существования Солнечной системы. Эти резонансы появляются, когда период обращения объекта вокруг Солнца соотносится с периодом обращения Нептуна как небольшие натуральные числа, например, 1:2 или 3:4. Таким образом объекты взаимостабилизируют свои орбиты. Если, к примеру, объект будет совершать оборот вокруг Солнца в два раза медленнее Нептуна, то он пройдёт ровно половину пути, тогда как Нептун вернётся в своё начальное положение.

Наиболее плотно населённая часть пояса Койпера, включающая в себя более 200 известных объектов, находится в резонансе 2:3 с Нептуном. Эти объекты совершают один оборот каждые 1½ оборота Нептуна и известны как "плутино", потому что среди них находится один из крупнейших объектов пояса Койпера - Плутон. Хотя орбиты Нептуна и Плутона подходят очень близко друг к другу, резонанс 2:3 не позволит им столкнуться. В других, менее "населённых", областях существуют резонансы 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5.

В своих точках Лагранжа (L ₄ и L ₅) - зонах гравитационной стабильности - Нептун удерживает множество астероидов-троянцев, как бы таща их за собой по орбите. Троянцы Нептуна находятся с ним в резонансе 1:1. Троянцы очень устойчивы на своих орбитах, и поэтому гипотеза их захвата гравитационным полем Нептуна сомнительна. Скорее всего, они сформировались вместе с ним.

Внутреннее строение Нептуна напоминает внутреннее строение Урана. Атмосфера составляет примерно 10-20 % от общей массы планеты, и расстояние от поверхности до конца атмосферы составляет 10-20 % расстояния от поверхности до ядра. Вблизи ядра давление может достигать 10 ГПа. Большие концентрации метана, аммиака и воды найдены в нижних слоях атмосферы.

Постепенно эта более тёмная и более горячая область уплотняется в перегретую жидкую мантию, где температуры достигают 2000-5000 К. Масса мантии Нептуна превышает земную в 10-15 раз, по разным оценкам, и богата водой, аммиаком, метаном и прочими соединениями. По общепринятой в планетологии терминологии эту материю называют ледяной, даже при том, что это горячая, очень плотная жидкость. Эту жидкость, обладающую высокой электропроводимостью, иногда называют океаном водного аммиака. На глубине 7000 км условия таковы, что метан разлагается на алмазные кристаллы, которые "падают" на ядро. Согласно одной из гипотез, имеется целый океан "алмазной жидкости". Ядро Нептуна состоит из железа, никеля и силикатов и, как полагают, имеет массу в 1,2 раза больше, чем у Земли. Давление в центре достигает 7 мегабар, то есть примерно в 7 млн раз больше, чем на поверхности Земли. Температура в центре, возможно, достигает 5400 К.

И своей магнитосферой, и магнитным полем, сильно наклонённым на 47° относительно оси вращения планеты и распространяющимся на 0,55 от её радиуса (приблизительно 13 500 км), Нептун напоминает Уран. До прибытия к Нептуну " Вояджера-2" учёные полагали, что наклонённая магнитосфера Урана была результатом его "бокового вращения". Однако теперь, после сравнения магнитных полей этих двух планет, учёные полагают, что такая странная ориентация магнитосферы в пространстве может быть вызвана приливами во внутренних областях. Такое поле может появиться благодаря конвективным перемещениям жидкости в тонкой сферической прослойке электропроводных жидкостей этих двух планет (предполагаемая комбинация из аммиака, метана и воды), что приводит в действие гидромагнитное динамо. Магнитное поле на экваториальной поверхности Нептуна оценивается в 1,42 μ T при магнитном моменте 2,16⋅10 ¹⁷ Tm³. Магнитное поле Нептуна имеет сложную геометрию с относительно большими небиполярными компонентами, включая сильный квадрупольный момент, который по мощности может превышать дипольный. В противоположность этому - у Земли, Юпитера и Сатурна относительно небольшой квадрупольный момент, и их поля менее отклонены от полярной оси. Головная ударная волна Нептуна, где магнитосфера начинает замедлять солнечный ветер, проходит на расстоянии в 34,9 радиусов планеты. Магнитопауза, где давление магнитосферы уравновешивает солнечный ветер, находится на расстоянии в 23-26,5 радиусов Нептуна. Хвост магнитосферы тянется до расстояния в 72 радиуса Нептуна, а возможно и гораздо дальше.

В верхних слоях атмосферы обнаружен водород и гелий, которые составляют там 80 и 19 % соответственно. Также наблюдаются следы метана. Заметные полосы поглощения метана встречаются на длинах волн выше 600 нм (в красной и инфракрасной части спектра). Как и в случае с Ураном, поглощение красного света метаном является важнейшим фактором, придающим атмосфере Нептуна синий оттенок, хотя яркая лазурь Нептуна отличается от более умеренного аквамаринового цвета Урана. Так как содержание метана в атмосфере Нептуна не сильно отличается от такового в атмосфере Урана, предполагается, что существует также некий, пока неизвестный, компонент атмосферы, способствующий появлению синей окраски. Атмосфера Нептуна подразделяется на 2 основные области: более низкая тропосфера, где температура снижается вместе с высотой, и стратосфера, где температура с высотой, наоборот, увеличивается. Граница между ними, тропопауза, находится на уровне давления в 0,1 бар. Стратосфера сменяется термосферой на уровне давления ниже, чем 10 −4 - 10 −5 микробар. Термосфера постепенно переходит в экзосферу. Модели тропосферы Нептуна позволяют полагать, что в зависимости от высоты, она состоит из облаков переменных составов. Облака верхнего уровня находятся в зоне давления ниже одного бара, где температура способствует конденсации метана.

При давлении между одним и пятью барами формируются облака аммиака и сероводорода. При давлении более 5 бар облака могут состоять из аммиака, сульфида аммония, сероводорода и воды. Глубже, при давлении в приблизительно 50 бар, могут существовать облака из водяного льда, при температуре, равной 0 °C. Также, не исключено, что в данной зоне могут быть найдены облака из аммиака и сероводорода. Высотные облака Нептуна наблюдались по отбрасываемым ими теням на непрозрачный облачный слой ниже уровнем. Среди них выделяются облачные полосы, которые охватывают планету на постоянной широте. У данных периферических групп ширина достигает 50-150 км, а сами они находятся на 50-110 км выше основного облачного слоя. Изучение спектра Нептуна позволяет предполагать, что его более низкая стратосфера затуманена из-за конденсации продуктов ультрафиолетового фотолиза метана, таких как этан и ацетилен. В стратосфере также обнаружены следы циановодорода и угарного газа. Стратосфера Нептуна более тёплая, чем стратосфера Урана из-за более высокой концентрации углеводородов. По невыясненным причинам термосфера планеты аномально горячая: около 750 К. Для столь высокой температуры планета слишком далека от Солнца, чтобы оно могло так разогреть термосферу ультрафиолетовым излучением. Возможно, этот нагрев - следствие взаимодействия атмосферы с ионами, движущимися в магнитном поле планеты. Согласно другой версии, основой механизма разогревания являются волны гравитации из внутренних областей планеты, которые рассеиваются в атмосфере. Термосфера содержит следы угарного газа и воды, которая попала туда, возможно, из внешних источников, таких как метеориты и пыль.

Одно из различий между Нептуном и Ураном - уровень метеорологической активности. " Вояджер-2 ", пролетавший вблизи Урана в 1986 году, зафиксировал крайне слабую активность атмосферы. В противоположность Урану, на Нептуне были отмечены заметные перемены погоды во время съёмки с "Вояджера-2" в 1989 году.

Погода на Нептуне характеризуется чрезвычайно динамической системой штормов, с ветрами, достигающими почти сверхзвуковых скоростей (около 600 м/с). В ходе отслеживания движения постоянных облаков было зафиксировано изменение скорости ветра от 20 м/с в восточном направлении к 325 м/с на западном. В верхнем облачном слое скорости ветров разнятся от 400 м/с вдоль экватора до 250 м/с на полюсах. Большинство ветров на Нептуне дуют в направлении, обратном вращению планеты вокруг своей оси. Общая схема ветров показывает, что на высоких широтах направление ветров совпадает с направлением вращения планеты, а на низких широтах противоположно ему. Различия в направлении воздушных потоков, как полагают, являются поверхностным эффектом, а не проявлением каких-то глубинных атмосферных процессов. Содержание в атмосфере метана, этана и ацетилена в области экватора в десятки и сотни раз выше, чем в области полюсов. Это наблюдение может считаться свидетельством в пользу существования апвеллинга на экваторе Нептуна и опускания газов ближе к полюсам. В 2007 году было замечено, что верхняя тропосфера южного полюса Нептуна была на 10 °C теплее, чем остальная часть Нептуна, где температура в среднем составляет −200 °C. Такая разница в температуре достаточна, чтобы метан, который в других областях верхней части атмосферы Нептуна находится в замороженном виде, просачивался в космос на южном полюсе. Эта "горячая точка" - следствие осевого наклона Нептуна, южный полюс которого уже четверть нептунианского года, то есть примерно 40 земных лет, обращён к Солнцу. По мере того, как Нептун будет медленно продвигаться по орбите к противоположной стороне Солнца, южный полюс постепенно уйдёт в тень, и Нептун подставит Солнцу северный полюс. Таким образом, высвобождение метана в космос переместится с южного полюса на северный. Из-за сезонных изменений облачные полосы в южном полушарии Нептуна, как наблюдалось, увеличились в размере и альбедо. Эта тенденция была замечена ещё в 1980 году, и, как ожидается, продлится до 2020 года с наступлением на Нептуне нового сезона. Сезоны меняются каждые 40 лет.

В 1989 году аппаратом НАСА "Вояджер-2" было открыто Большое Тёмное Пятно, устойчивый сверхзвуковой шторм-антициклон размерами 13 000 × 6600 км. Этот атмосферный шторм напоминал Большое красное пятно Юпитера, однако 2 ноября 1994 года космический телескоп "Хаббл" не обнаружил его на прежнем месте. Вместо него новое похожее образование было обнаружено в северном полушарии планеты. Скутер - это другой шторм, обнаруженный южнее Большого тёмного пятна. Его название - следствие того, что ещё за несколько месяцев до сближения " Вояджера-2" с Нептуном было ясно, что эта группка облаков перемещалась гораздо быстрее Большого тёмного пятна. Последующие изображения позволили обнаружить ещё более быстрые, чем "скутер", группы облаков. Малое Тёмное Пятно, второй по интенсивности шторм, наблюдавшийся во время сближения "Вояджера-2" с планетой в 1989 году, расположено ещё южнее. Первоначально оно казалось полностью тёмным, но при сближении яркий центр Малого тёмного пятна стал виднее, что можно заметить на большинстве чётких фотографий с высоким разрешением. "Тёмные пятна" Нептуна, как полагают, находятся в тропосфере на более низких высотах, чем более яркие и заметные облака. Таким образом, они кажутся своеобразными дырами в верхнем облачном слое. Поскольку эти штормы носят устойчивый характер и могут существовать в течение нескольких месяцев, они, как считается, имеют вихревую структуру. Часто связываются с тёмными пятнами более яркие, постоянные облака метана, которые формируются в тропопаузе. Постоянство сопутствующих облаков показывает, что некоторые прежние "тёмные пятна" могут продолжить своё существование как циклон, даже при том что они теряют тёмный окрас. Тёмные пятна могут рассеяться, если они движутся слишком близко к экватору или через некий иной неизвестный пока механизм. В 2017 году астрономы с помощью телескопа Обсерватории Кека (Гавайские острова) сфотографировали ураган вблизи экватора Нептуна размером ~ 9 000 км в поперечнике или около 3/4 от диаметра Земли.

Более разнообразная погода на Нептуне, по сравнению с Ураном, как полагают, - следствие более высокой внутренней температуры. При этом Нептун в полтора раза удалённее от Солнца, чем Уран, и получает лишь 40 % от того количества солнечного света, которое получает Уран. Поверхностные же температуры этих двух планет примерно равны. Верхние области тропосферы Нептуна достигают весьма низкой температуры в −221,4 °C. На глубине, где давление равняется 1 бару, температура достигает −201,15 °C. Глубже идут газы, однако температура устойчиво повышается. Как и с Ураном, механизм нагрева неизвестен, но несоответствие большое: Уран излучает в 1,1 раза больше энергии, чем получает от Солнца. Нептун же излучает в 2,61 раза больше, чем получает, его внутренний источник тепла добавляет 161 % к энергии, получаемой от Солнца. Хотя Нептун - самая далёкая от Солнца планета, его внутренней энергии оказывается достаточно, чтобы породить самые быстрые ветры в Солнечной системе. Предлагается несколько возможных объяснений, включая радиогенный нагрев ядром планеты (подобно разогреву Земли радиоактивным калием-40), образование из метана других углеводородов с последующим всплытием выделяющегося водорода, а также конвекция в нижней части атмосферы, которая приводит к торможению гравитационных волн над тропопаузой.

Для формирования ледяных гигантов - Нептуна и Урана - оказалось трудно создать точную модель. Современные модели полагают, что плотность материи во внешних регионах Солнечной системы была слишком низкой для формирования таких крупных тел традиционно принятым методом аккреции материи на ядро. Чтобы объяснить эволюцию Урана и Нептуна, было выдвинуто множество гипотез.

Одна из них считает, что оба ледяных гиганта не сформировались методом аккреции, а появились из-за нестабильностей внутри изначального протопланетного диска, и позднее их атмосферы были "сдуты" излучением массивной звезды класса O или B.

Другая концепция заключается в том, что Уран и Нептун сформировались ближе к Солнцу, где плотность материи была выше, и впоследствии переместились на нынешние орбиты. Гипотеза перемещения Нептуна пользуется популярностью, потому что позволяет объяснить текущие резонансы в поясе Койпера, в особенности, резонанс 2:5. Когда Нептун двигался наружу, он сталкивался с объектами прото-пояса Койпера, создавая новые резонансы и хаотично меняя существующие орбиты. Считается, что объекты рассеянного диска оказались в своём нынешнем положении из-за взаимодействия с резонансами, созданными миграцией Нептуна.

Предложенная в 2004 году компьютерная модель Алессандро Морбиделли из обсерватории Лазурного берега в Ницце предположила, что перемещение Нептуна к поясу Койпера могло быть вызвано возникновением резонанса 1:2 орбит Юпитера и Сатурна, который послужил своего рода гравитационным рычагом, заставившим Уран и Нептун изменить своё местоположение и вытолкнувшим их на более высокие орбиты. Выталкивание объектов из пояса Койпера в результате этой миграции может также объяснить " Позднюю тяжёлую бомбардировку", произошедшую через 600 миллионов лет после формирования Солнечной системы, и появление у Юпитера троянских астероидов.

Астроном Дэвид Несворны из Юго-Западного исследовательского института в Боулдере (Колорадо, США) опубликовал в журнале " The Astronomical Journal" статью о том, что 4 млрд лет назад пятая планета-гигант силой своей гравитации вытолкнула Нептун c занимаемой им тогда орбиты рядом с Юпитером и Сатурном, на новое место на самой периферии Солнечной системы, за Ураном. Во время этой одиссеи Нептуна гравитационными силами были выброшены со своих орбит и малые планеты, сформировавшие затем сердцевину нынешнего пояса Койпера. Сама пятая планета-гигант по модели Несворны была выброшена из Солнечной системы навсегда.

У Нептуна известно 14 спутников, причём одному из них принадлежит более 99,5 % их суммарной массы, и лишь он массивен настолько, чтобы стать сфероидальным. Это Тритон, открытый Уильямом Ласселом всего через 17 дней после открытия Нептуна. В отличие от всех остальных крупных спутников планет в Солнечной системе, Тритон обладает ретроградной орбитой. Возможно, он был захвачен гравитацией Нептуна, а не сформировался на месте, и, возможно, когда-то был карликовой планетой в поясе Койпера. Он достаточно близок к Нептуну, чтобы постоянно находиться в синхронном вращении. Из-за приливного ускорения Тритон медленно двигается по спирали к Нептуну, и, в конечном счёте, будет разрушен при достижении предела Роша, в результате чего образуется кольцо, которое может быть более мощным, чем кольца Сатурна (это произойдёт через относительно небольшой в астрономических масштабах период времени: от 10 до 100 миллионов лет). В 1989 году была проведена оценка температуры Тритона, которая составила −235 °C (38 К). На тот момент это было наименьшее измеренное значение для объектов в Солнечной системе, обладающих геологической активностью. Тритон - один из трёх спутников планет Солнечной системы, имеющих атмосферу (наряду с Ио и Титаном). Не исключено существование под ледяной корой Тритона жидкого океана, подобного океану Европы.

Второй (по времени открытия) известный спутник Нептуна - Нереида, спутник неправильной формы с одним из самых высоких эксцентриситетов орбиты среди прочих спутников Солнечной системы. Эксцентриситет в 0,7512 даёт ей апоапсиду, в 7 раз большую её периапсиды[неавторитетный источник? ].

С июля по сентябрь 1989 года "Вояджер-2" обнаружил 6 новых спутников Нептуна. Среди них примечателен спутник Протей неправильной формы. Он интересен тем, что являет собой пример, насколько крупными могут быть небесные тела, которые несмотря на свои размеры и массу, не стянуты в шар собственной гравитацией. Второй по массе спутник Нептуна составляет лишь четверть процента от массы Тритона.

Четыре самые внутренние спутника Нептуна - Наяда, Таласса, Деспина и Галатея. Их орбиты так близки к Нептуну, что находятся в пределах его колец. Следующая за ними, Ларисса, была первоначально открыта в 1981 году при покрытии звезды. Сначала покрытие было приписано дугам колец, но когда "Вояджер-2" посетил Нептун в 1989 году, выяснилось, что покрытие было произведено спутником. Между 2002 и 2003 годом было открыто ещё 5 спутников Нептуна неправильной формы, что было опубликовано в 2004 году. 14-й спутник, позже получивший название Гиппокамп, был открыт на снимках телескопа "Хаббл" от 2009 года в 2013 году; его размер оценивают в 16-20 км. Поскольку Нептун был римским богом морей, его спутники называют в честь меньших морских божеств.

У Нептуна есть кольцевая система, хотя гораздо менее существенная, чем, к примеру, у Сатурна. Кольца могут состоять из ледяных частиц, покрытых силикатами, или основанным на углероде материалом, - наиболее вероятно, это он придаёт им красноватый оттенок. В систему колец Нептуна входит 5 компонентов.

Нептун не виден невооружённым глазом, так как его звёздная величина находится между +7,7 и +8,0. Таким образом, Галилеевы спутники Юпитера, карликовая планета Церера и астероиды (4) Веста, (2) Паллада, (7) Ирида, (3) Юнона и (6) Геба ярче его на небе. Для уверенного наблюдения планеты необходим телескоп c увеличением от 200× и выше и диаметром не менее 200-250 мм.. В этом случае можно увидеть Нептун как небольшой голубоватый диск, похожий на Уран. В бинокль 7×50 его можно заметить как слабую звезду.

Из-за большой отдалённости Нептуна от Земли его угловой диаметр меняется лишь в пределах 2,2-2,4 угловых секунд. Это наименьшее значение среди планет Солнечной системы, поэтому визуальное наблюдение деталей поверхности Нептуна затруднено. Поэтому телескопических данных о нём было очень мало до появления космического телескопа " Хаббл" и крупных наземных телескопов с адаптивной оптикой. В 1977 году, к примеру, не был достоверно известен даже период вращения Нептуна.

Наблюдения за Нептуном в диапазоне радиоволн показывают, что планета является источником непрерывного излучения и нерегулярных вспышек. И то и другое объясняют вращающимся магнитным полем планеты. В инфракрасной части спектра на более холодном фоне чётко видны волнения в глубине атмосферы Нептуна (т. н. "штормы"), порождённое теплом от сжимающегося ядра. Наблюдения позволяют с высокой долей достоверности установить их форму и размер, а также отслеживать их передвижения .

Ближе всего к Нептуну " Вояджер-2" подошёл 25 августа 1989 года. Так как Нептун был последней крупной планетой, которую мог посетить космический аппарат, было решено совершить близкий пролёт вблизи Тритона, не считаясь с последствиями для траектории полёта. Схожая задача стояла и перед " Вояджером-1" - пролёт вблизи Сатурна и его крупнейшего спутника - Титана. Изображения Нептуна, переданные на Землю "Вояджером-2", стали основой для появления в 1989 году в Публичной телевещательной службе программы на всю ночь под названием "Нептун всю ночь".

Во время сближения сигналы с аппарата шли до Земли 246 минут. Поэтому, по большей части, миссия "Вояджера-2" опиралась на предварительно загруженные команды для сближения с Нептуном и Тритоном, а не на команды с Земли. "Вояджер-2" совершил достаточно близкий проход вблизи от Нереиды, прежде чем прошёл всего в 4400 км от атмосферы Нептуна 25 августа. Позднее в тот же день "Вояджер" пролетел вблизи Тритона.

"Вояджер-2" подтвердил существование магнитного поля планеты и установил, что оно наклонено, как и поле Урана. Вопрос о периоде вращения планеты был решён измерением радиоизлучения. "Вояджер-2" также показал необычно активную погодную систему Нептуна. Было открыто 6 новых спутников планеты и кольца, которых, как оказалось, было несколько.

Планета Нептун фигурирует в ряде художественных произведений, в литературе, кино и мультипликации.

1. Оскулирующие орбиты, совпадающие с реальными в эпохе ↑ J2000.0, даны по отношению к центру тяжести системы Нептуна. Параметры центра тяжести используются, потому, что они, в отличие от параметров центра планеты, не испытывают ежедневные изменения от движения лун Нептуна.

2. Масса Земли составляет 5,9736⋅10↑ ²⁴ кг, что даёт соотношение масс :

Масса Урана составляет 8,6810⋅10²⁵ кг, что даёт соотношение масс:

Масса Юпитера составляет 1,8986⋅10²⁷ кг, что даёт соотношение масс:

Смотрите тут:

3. Масса Тритона: 2,14⋅10↑ ²² кг. Совокупная масса остальных спутников - 7,53⋅10¹⁹ кг, или 0,35 %. Масса колец и вовсе незначительна

Использованная литература и источники

1. ↑

2. ↑

3. ↑

4. P. Kenneth, Seidelmann; Archinal, B. A.; A'Hearn, M. F. et al. Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006 (англ.) // Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. - Springer Nature, 2007. - Vol. 90. - P. 155-180. - ISSN (Print) 0923-2958 (Print). - DOI:10.1007/s10569-007-9072-y. - Bibcode: 2007CeMDA..98..155S.

5. Радиус газовой планеты условен, так как саму планету трудно отделить от её атмосферы. Поэтому за поверхность планеты условно принята область, где давление составляет 1 бар.

6. ↑ Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements: 2009, page 23

7. ↑ Erich Karkoschka. Neptune's Rotational Period Suggested by the Extraordinary Stability of Two Features (англ.) // Icarus. - 2011. - Vol. 215, no. 1. - P. 439-448. - DOI:10.1016/j.icarus.2011.05.013. - Bibcode: 2011Icar..215..439K.

8. ↑ Espenak, Fred Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995-2006 (недоступная ссылка). NASA (20 июля 2005). Дата обращения 1 марта 2008. Архивировано 5 декабря 2012 года.

9. Саймон Миттон, Жалкин Миттон. Астрономия. - М.: Росмэн, 1998. - С. 78-79. - 160 с. - (OXFORD). - ISBN 5-257-00345-7.

10. ↑ В структуре ледяных гигантов должен быть мощный слой суперионной воды, Компьюлента (3 сентября 2010). Архивировано 5 сентября 2010 года. Дата обращения 9 октября 2011.

11. Джанлука Радзини. Космос. - М.: АСТ, Астрель, 2002. - С. 124-125. - 320 с. - ISBN 5-17-005952-3.

12. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. Comparative models of Uranus and Neptune (англ.) // Planetary and Space Science. - Elsevier, 1995. - Vol. 43, no. 12. - P. 1517-1522. - DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5. - Bibcode: 1995P&SS...43.1517P.

13. Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha. Neptune overview. Solar System Exploration. NASA (13 ноября 2007). Дата обращения 20 февраля 2008. Архивировано 17 августа 2011 года.

14. Hubbard, W. B. Neptune's Deep Chemistry (англ.) // Science. - 1997. - Vol. 275, no. 5304. - P. 1279-1280. - DOI:10.1126/science.275.5304.1279. - PMID 9064785.

15. ↑ В. Л. Пантелеев. Физика Земли и планет. Курс лекций. - М.: Московский государственный университет им. М.В.Ломоносова, Физический факультет, 2001.

16. ↑ Жарков Владимир Наумович. Глава 2. Модели планет-гигантов и роль Юпитера в формировании планет // Геофизические исследования планет и спутников. - М.: ОИФЗ РАН, 2002.

17. ↑

18. Нептуний // ↑ Серебро-Нильсборий и далее / Ред.: Петрянов-Соколов И. В. - 3-е изд. - М.: "Наука", 1983. - Т. 2. - 570 с. - (Популярная библиотека химических элементов). - 50 000 экз.

19. ↑ Hubble's Neptune Anniversary Pictures (англ.). NASA (12 July 2011). Дата обращения 18 июля 2011.

20. ↑

21. ↑ Standish E. M., Nobili A. M. Galileo's observations of Neptune // Baltic Astronomy. - Vol. 6. - P. 97-104. - DOI:10.1515/astro-1997-0117. - Bibcode: 1997BaltA...6...97S.

22. ↑ Littmann, Mark. Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. - Courier Dover Publications, 2004. - ISBN 0-4864-3602-0.

23. ↑ Bouvard, A. Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. - Paris : Bachelier, 1821.

24. ↑

25. ↑

26. ↑

27. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 64. - (The Solar System). - ISBN 0-8160-5197-6.

28. ↑ Rawlins, Dennis. The Neptune Conspiracy: British Astronomy's PostDiscovery Discovery // Dio & The Journal for Hysterical Astronomy. - 1992. - Vol. 2, № 3. Архивировано 28 сентября 2018 года.

29. ↑ McGourty, Christine. Lost letters' Neptune revelations. BBC News (2003). Дата обращения 10 марта 2008. Архивировано 16 ноября 2018 года.

30. Обзор документов о Нептуне: 1998 recovery appeared in ↑ DIO 9.1 (1999) and William Sheehan, Nicholas Kollerstrom, Craig B. Waff (December 2004), The Case of the Pilfered Planet - Did the British steal Neptune? Scientific American

31. ↑ Gingerich, Owen. The Naming of Uranus and Neptune (англ.) // Astronomical Society of the Pacific Leaflets. - 1958. - Vol. 8, no. 352. - P. 9-15.

32. ↑ Hind, J. R. Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune) (англ.) // Astronomische Nachrichten. - Wiley-VCH, 1847. - Vol. 25. - P. 309. - DOI:10.1002/asna.18470252102. - Bibcode: 1847AN.....25..309.. Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS)

33. ↑ Tony Long. Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit. wired.com (21 января 2008). Дата обращения 13 марта 2008. Архивировано 14 августа 2017 года.

34. ↑ Weissman, Paul R. The Kuiper Belt // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Vol. 33. - P. 327-358. - DOI:10.1146/annurev.aa.33.090195.001551. - Bibcode: 1995ARA&A..33..327W.

35. ↑ The Status of Pluto: A clarification (недоступная ссылка). International Astronomical Union, Press release (3 февраля 1999). Дата обращения 25 мая 2006. Архивировано 16 февраля 2006 года.

36. ↑ IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6 (PDF), IAU (24 августа 2006).

37. ↑ Б. А. Воронцов-Вельяминов. Астрономия. Учебник для 10 класса. - М.: Просвещение, 1970. - С. 140-141. - 145 с.

38. ↑ Lovis, C.; Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W. Trio of Neptunes and their Belt (недоступная ссылка). ESO (18 мая 2006). Дата обращения 25 февраля 2008. Архивировано 1 марта 2008 года.

39. ↑ Движение планет и искусственных спутников Земли, раздел Нептун

40. ↑

41. ↑ Max, C. E.; Macintosh, B. A.; Gibbard, S. G.; Gavel, D. T.; Roe, H. G.; de Pater, I.; Ghez, A. M.; Acton, D. S.; Lai, O.; Stomski, P.; Wizinowich, P. L. Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics (англ.) // The Astronomical Journal. - IOP Publishing, 2003. - Vol. 125, no. 1. - P. 364-375. - DOI:10.1086/344943. - Bibcode: 2003AJ....125..364M.

42. ↑ Petit J.-M., Morbidelli A., Valsecchi G. B. Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts // Icarus. - 1999. - Vol. 141, № 2. - DOI:10.1006/icar.1999.6166. - Bibcode: 1999Icar..141..367P.

43. ↑

44. ↑

45. ↑ John Davies. Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. - Cambridge University Press, 2001. - P. 104.

46. ↑ Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune? (англ.) // Geophysical Research Abstracts. - 2006. - Vol. 8. - P. 05179.

47. ↑ Kerr, Richard A. Neptune May Crush Methane Into Diamonds (англ.) // Science. - 1999. - Vol. 286, no. 5437. - P. 25. - DOI:10.1126/science.286.5437.25a. - PMID 10532884.

48. ↑ J. H. Eggert, D. G. Hicks, P. M. Celliers, D. K. Bradley, R. S. McWilliams, R. Jeanloz, J. E. Miller, T. R. Boehly & G. W. Collins. Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure (англ.) // Nature Physics. - 2010. - DOI:10.1038/nphys1438. - Bibcode: 2010NatPh...6...40E.

49. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. Comparative models of Uranus and Neptune (англ.) // Planetary and Space Science. - Elsevier, 1995. - Vol. 43, no. 12. - P. 1517-1522. - DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5.

50. ↑ Nettelmann, N.; French, M.; Holst, B.; Redmer, R. Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune (PDF) (недоступная ссылка). University of Rostock. Дата обращения 25 февраля 2008. Архивировано 27 февраля 2008 года.

51. Elkins-Tanton (2006): 79-83.

52. ↑ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy. Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields (англ.) // Nature. - 2004. - 11 March (vol. 428, no. 6979). - P. 151-153. - DOI:10.1038/nature02376. - Bibcode: 2004Natur.428..151S.

53. Lunine J. A. The Atmospheres of Uranus and Neptune // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - 1993. - Vol. 31. - P. 217-263. - DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. - Bibcode: 1993ARA&A..31..217L.

54. ↑

55. ↑ Hammel, H. B.; Beebe, R. F.; De Jong, E. M.; Hansen, C. J.; Howell, C. D.; Ingersoll, A. P.; Johnson, T. V.; Limaye, S. S.; Magalhaes, J. A.; Pollack, J. B.; Sromovsky, L. A.; Suomi, V. E.; Swift, C. E. Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images (англ.) // Science. - 1989. - Vol. 245. - P. 1367-1369. - DOI:10.1126/science.245.4924.1367. - PMID 17798743.Bibcode: 1989Sci...245.1367H. -

56. Burgess (1991): 64-70.

57. ↑ Orton, G. S., Encrenaz T., Leyrat C., Puetter, R. and Friedson, A. J. Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures // Astronomy and Astrophysics. - Vol. 473, № 1. - P. L5-L8. - DOI:10.1051/0004-6361:20078277. - Bibcode: 2007A&A...473L...5O.

58. ↑ Hammel, H. B.; Lockwood, G. W.; Mills, J. R.; Barnet, C. D. Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994 (англ.) // Science. - 1995. - Vol. 268, no. 5218. - P. 1740-1742. - DOI:10.1126/science.268.5218.1740. - PMID 17834994.Bibcode: 1995Sci...268.1740H. -

59. ↑ S. G., Gibbard; de Pater, I.; Roe, H. G.; Martin, S.; Macintosh, B. A.; Max, C. E. The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra (англ.) // Icarus. - Elsevier, 2003. - Vol. 166, no. 2. - P. 359-374. - DOI:10.1016/j.icarus.2003.07.006. - Bibcode: 2003Icar..166..359G.

60. ↑ Stratman, P. W.; Showman, A. P.; Dowling, T. E.; Sromovsky, L. A. EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune's Great Dark Spots (англ.) // Icarus. - Elsevier, 2001. - Vol. 151, no. 2. - P. 275-285. - DOI:10.1006/icar.1998.5918. - Bibcode: 2001Icar..151..275S.

61. ↑ Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Dowling, T. E.; Baines, K. H. The unusual dynamics of new dark spots on Neptune (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society, 2000. - Vol. 32. - P. 1005.

62. ↑

63. ↑ Williams, Sam. Heat Sources within the Giant Planets. University of California, Berkeley (24 ноября 2004). Дата обращения 10 марта 2008.

64. ↑ Class 12 - Giant Planets - Heat and Formation. 3750 - Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder (2004). Дата обращения 13 марта 2008. Архивировано 17 августа 2011 года.

65. ↑

66. ↑ Scandolo, Sandro; Jeanloz, Raymond. The Centers of Planets (англ.) // American Scientist. - Sigma Xi, 2003. - Vol. 91, no. 6. - P. 516. - DOI:10.1511/2003.6.516. - Bibcode: 2003AmSci..91..516S.

67. ↑ McHugh, J. P. Computation of Gravity Waves near the Tropopause // American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07. - 1999. - Сентябрь. - Bibcode: 1999DPS....31.5307M.

68. ↑ McHugh, J. P.; Friedson, A. J. Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society, 1996. - September. - P. 1078.

69. ↑ Thommes E. W., Duncan M. J., Levison H. F. The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn // The Astronomical Journal. - 2001. - Vol. 123, № 5. - P. 2862-2883. - DOI:10.1086/339975. - Bibcode: 2002AJ....123.2862T. - arXiv:astro-ph/0111290.

70. ↑ Hahn J. M., Malhotra R. Neptune's Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations // The Astronomical Journal. - 2005. - Vol. 130, № 5. - P. 2392-2414. - DOI:10.1086/452638. - Bibcode: 2005AJ....130.2392H. - arXiv:astro-ph/0507319v1.

71. ↑ Nola Taylor. Our early solar system may have been home to a fifth giant planet. Aug. 11, 2015.

72. ↑ Agnor, Craig B.; Hamilton, Douglas P. Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter (англ.) // Nature. - Nature Publishing Group, 2006. - May (vol. 441, no. 7090). - P. 192-194. - DOI:10.1038/nature04792. - Bibcode: 2006Natur.441..192A.

73. ↑ Chyba, Christopher F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P. D. Tidal evolution in the Neptune-Triton system (англ.) // Astronomy and Astrophysics. - EDP Sciences, 1989. - July (vol. 219, no. 1-2). - P. L23-L26.

74. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 92. - (The Solar System). - ISBN 0-8160-5197-6.

75. ↑

76. ↑

77. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 95. - (The Solar System). - ISBN 0-8160-5197-6.

78. ↑

79. ↑

80. ↑ Five new moons for planet Neptune. BBC News (18 августа 2004). Дата обращения 6 августа 2007.

81. ↑ Showalter M. R., de Pater I., Lissauer J. J., French R. S. Bibcode: 2013CBET.3586....1S.New Satellite of Neptune: S/2004 N 1 (CBET 3586) (англ.) (недоступная ссылка). Central Bureau for Astronomical Telegrams, International Astronomical Union (15 July 2013). Архивировано 3 августа 2016 года.

82. ↑ Cruikshank, D. P. On the rotation period of Neptune // The Astrophysical Journal. - University of Chicago Press, 1978. - Vol. 220. - P. L57-L59. - DOI:10.1086/182636. - Bibcode: 1978ApJ...220L..57C.

83. ↑ Max, C. Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W. M. Keck Telescope (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society, 1999. - December (vol. 31). - P. 1512.

84. ↑ Gibbard, S. G.; Roe, H.; de Pater, I.; Macintosh, B.; Gavel, D.; Max, C. E.; Baines, K. H.; Ghez, A. High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope (англ.) // Icarus. - Elsevier, 1999. - Vol. 156. - P. 1-15. - DOI:10.1006/icar.2001.6766. - Bibcode: 2002Icar..156....1G.

85. ↑ Cynthia Phillips. Fascination with Distant Worlds (англ.). Solar System. NASA (5 August 2003). Дата обращения 19 апреля 2014.

86. ↑ стратегический план исследования Солнечной системы (англ.) (недоступная ссылка). Архивировано 5 августа 2009 года.

87. ↑ Павел Гремлёв. Ледяные гиганты. Уран и Нептун в фантастике. - М.: Мир фантастики, 2011. - № 93.

88. ↑ Brian Stableford. Neptune // Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia. - Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. - P. 328. - 758 p. - ISBN 0‐415‐97460‐7.

89. ↑ Outer Planets - статья из The Encyclopedia of Science Fiction

Тейфель В. Г. Уран и Нептун - далёкие планеты-гиганты. - М.: Знание, 1982. - 64 с.

Маров М. Я. Планеты Солнечной системы. - 2-е изд. - М.: Наука, 1986. - 320 с.

Гребеников Е.А., Рябов Ю.А. Поиски и открытия планет. - М.: Наука, 1975. - 216 с. - (Главная редакция физико-математической литературы). - 65 000 экз.
Гребеников Е.А., Рябов Ю.А. Поиски и открытия планет. - 2-е изд., перераб и доп. - М.: Наука, 1984. - 224 с. - (Главная редакция физико-математической литературы). - 100 000 экз.

Солнечная система / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. - М.: Физматлит, 2008. - 400 с. - ISBN 978-5-9221-0989-5.

# data[].attributes.attachment_link.description
Нептун Планета Нептун с " Вояджера-2 ". Первооткрыватель Урбен Леверье Иоганн Галле Генрих д'Арре Место открытия Берлин Дата открытия 23 сентября 1846[1] Способ обнаружения расчёт Перигелий 4 452 940 833 км29,76607095 а. е. Афелий 4 553 946 490 км 30,44125206 а. е. 4 503 443 661 км30,10366151 а. е.