Если не считать Луны и Солнца, то Марс является, несомненно, самым известным небесным светилом. В те годы, когда условия видимости этой планеты особенно благоприятны, Марс привлекает к себе внимание всех, кто посмотрит на звездное небо. Он выделяется среди обычных мерцающих звезд спокойным красноватым блеском. Как и все остальные планеты, Марс перемещается на фоне звезд, переходя из одного созвездия в другое. Эти перемещения происходят так медленно, что заметить их можно, лишь наблюдая Марс в течение нескольких недель.
Если бы мы внимательно стали следить за движением Марса, то нам удалось бы заметить одну любопытную особенность этого движения. Дело в том, что Марс движется по небу как-то странно: медленно перемещаясь среди звезд с запада на восток, он иногда останавливается и начинает идти в противоположную сторону. Но затем, как будто передумав, Марс опять останавливается и снова продолжает двигаться в прежнем направлении, описав таким образом на небе за два с половиной месяца загадочную петлю. Такие петли описывают среди звезд и другие планеты.
Петля, описанная Марсом на небе.
По теории Коперника, Марс описывает на звездном небе петли потому, что мы наблюдаем его с движущейся Земли. Если возможно было бы перенестись на Солнце и оттуда, из центра солнечной системы, наблюдать движение планет, то ни Марс, ни другие планеты никаких петель не описывали бы, а спокойно двигались бы все время в одном направлении.
Казалось, что все загадки, связанные с движением Марса и других планет, были полностью объяснены теорией Коперника. На самом деле получилось иное.
Первые последователи Коперника на основании его теории вычислили таблицы, в которых давались положения планет среди звезд на много лет вперед. Но когда затем эти теоретически вычисленные положения стали сравнивать с наблюдаемыми, неожиданно получились досадные расхождения. Действительные положения планет, хотя и немного, но все же заметно отличались от вычисленных. Особенно непокорным оказался Марс, который никак не хотел двигаться так, как это предсказывала теория Коперника. Враги Коперника торжествовали. Они заявляли, что факты доказывают ложность его теории и что нужно вернуться назад, к прежним церковным представлениям о мире.
Иного мнения держался убежденный сторонник Коперника и тогда еще мало известный астроном Иоганн Кеплер. Он не сомневался в правильности основных положений новой системы мира. Но эта система нуждалась в существенных поправках. Дело в том, что Коперник, подчиняясь авторитету древних, полагал, что планеты движутся вокруг Солнца по окружностям. Но такое утверждение, в сущности, не было ни на чем основано и являлось простым предубеждением. Кеплер был уверен, что планеты движутся вокруг Солнца по другим кривым и именно поэтому теория Коперника и расходится с наблюдениями. Но что это за кривые, как их найти?
В распоряжении Кеплера имелись многочисленные наблюдения Марса, проведенные известным астрономом того времени Тихо Браге. Определения положения Марса среди звезд были сделаны Тихо Браге с большой для тех времен точностью, которая и принесла ему широкую известность.
Иоганн Кеплер рассказывает Тихо Браге о своих наблюдениях планет.
Задача, стоявшая перед Кеплером, заключалась в следующем: надо было подобрать форму орбиты Марса так, чтобы вычисленные затем на основании этой орбиты положения Марса среди звезд совпали с наблюденными.
Задача была весьма трудной. С колоссальным напряжением сил в течение многих лет Кеплер бился над ее решением. Им было испробовано девятнадцать вариантов различных орбит, и лишь спустя восемь лет, в 1609 году, Кеплер пришел к правильному решению. Он нашел, в чем заключалась ошибка Коперника. Планеты движутся вокруг Солнца не по окружностям, а по эллипсам, и притом неравномерно.
Результаты своих открытий Кеплер изложил в книге под названием «Комментарии на движение Марса». В предисловии Кеплер в шутливом тоне писал:
«При всей человеческой изобретательности никому из смертных не удавалось до сих пор одержать над грозным богом войны решительной победы: тщетно пускали в ход все военные средства и выводили на бой свои лучшие войска. Что касается меня, то я прежде всего должен воздать хвалу усердию храброго полководца Тихо Браге, который в продолжение целых двадцати лет каждую ночь неустанно подсматривал все привычки неприятеля, раскрыв наконец план его войны и обнаружив тайну его ходов…
Наконец неприятель стал склоняться к миру и через посредство своей матери — Природы прислал мне заявление о сдаче в качестве военнопленного на известных условиях и под конвоем арифметики и геометрии без сопротивления приведен был в наш лагерь».
Так Марс помог Кеплеру открыть законы движения планет, которые полностью объяснили все данные наблюдений. Тем самым усовершенствованная Кеплером система Коперника окончательно восторжествовала.
Согласно законам Кеплера, орбита Марса представляет собою не окружность, а эллипс. Есть простой способ познакомиться с этой замечательной кривой. Возьмите лист бумаги, две булавки, нитку и карандаш. Воткните булавки на некотором расстоянии друг от друга, охватите их завязанной в кольцо ниткой и ведите карандашом, натягивая им нитку. Ваш карандаш опишет кривую, которая и называется эллипсом. Точки, в которых воткнуты булавки, называются фокусами эллипса, а отрезок, проходящий через них и соединяющий две противоположные точки эллипса, называется большой осью эллипса.
Так вот, первый закон Кеплера гласит, что орбиты всех планет есть эллипсы, с Солнцем в одном из фокусов. Ближайшая к Солнцу точка планетной орбиты называется перигелием, а наиболее удаленная — афелием. Нетрудно сообразить, что перигелий и афелий — это два конца большой оси планетной орбиты. Чем больше расстояние между фокусами эллипса при одной и той же большой оси, тем вытянутее эллипс.
Есть важная величина, характеризующая вытянутость эллипса. Она называется эксцентриситетом и равна отношению расстояния между фокусами эллипса к длине его большой оси. Окружность можно рассматривать как эллипс, у которого фокусы совпадают в одной точке — центре окружности. Большая полуось такого эллипса равна радиусу окружности, а эксцентриситет равен нулю.
Орбиты больших планет очень мало отличаются от окружностей. Ни у одной из них эксцентриситет не превышает 0,25 и лишь для Плутона, Меркурия и Марса он имеет заметную величину. Во времена Кеплера Плутон еще не был открыт, Меркурий, скрываясь в солнечных лучах, был неудобен для наблюдений, и только Марс благодаря большому эксцентриситету своей орбиты обнаруживал наибольшие отклонения от теории Коперника.
Орбита Марса имеет эксцентриситет, равный 0,09334, то-есть близкий к 0,1. Благодаря этому Марс в перигелии на 48 миллионов километров ближе к Солнцу, чем в афелии. Но это расстояние составляет лишь 24 процента от длины большой полуоси его орбиты, или, что то же, среднего расстояния Марса от Солнца. Эта планета обращается вокруг Солнца в среднем на расстоянии 227 миллионов 720 тысяч километров, то-есть почти в полтора раза большем, чем Земля.
Второй закон Кеплера утверждает, что планеты движутся вокруг Солнца неравномерно. Чем ближе планета к Солнцу, тем она движется быстрее, чем дальше — тем медленнее.
Чем дальше планета от Солнца, тем больший путь она описывает вокруг него и тем большее время требуется ей для завершения этого пути.
Третий закон, открытый Кеплером, связывает расстояния планет от Солнца с продолжительностью их года, то-есть периодом обращения вокруг Солнца Год Марса равен шестистам восьмидесяти семи земным суткам. Он почти в два раза продолжительнее земного года.
Благодаря тому что годы Марса и Земли не совпадают, расстояние этих планет друг от друга непрерывно изменяется. Будем в дальнейшем, чтобы не запутаться, вести исчисление времени в земных годах и сутках. Так вот оказывается, что через каждые два года и два месяца Марс и Земля подходят друг к другу на наименьшее расстояние. В этот момент Марс, Земля и Солнце находятся почти на одной прямой, причем Земля расположена между Солнцем и Марсом. Такое положение Марса по отношению к Земле называется противостоянием. Это — самое удобное время для его наблюдений. Марс подходит тогда к Земле в среднем на расстояние 79 миллионов километров.
Орбиты Земли и Марса, на которых указаны даты некоторых противостояний.
Совсем неудобным для наблюдений является другое взаимное расположение Марса и Земли, называемое соединением. В этот момент Марс находится за Солнцем на прямой, проходящей через Землю и Солнце. Его удаление от Земли становится наибольшим и в среднем равным 370 миллионам километров.
Мы все время говорили о расстоянии до Марса «в среднем». Дело в том, что расстояние Марса от Земли и во время противостояния и во время соединения меняется от года к году. А объясняется это тем, что орбиты Земли и Марса — не окружности, а эллипсы, и потому расстояния между орбитами этих планет в разных местах различны. Вот почему противостояния Марса бывают выгодными и невыгодными для наблюдений.
Разумеется, самыми удобными противостояниями будут такие, при которых Марс ближе всего подходит к земной орбите. Они называются великими противостояниями и повторяются через каждые пятнадцать или семнадцать лет. Так например, великие противостояния были в 1909, 1924 и 1939 годах. Ближайшее великое противостояние будет в 1956 году. В эти периоды Марс подходит к Земле на расстояние всего лишь 55 миллионов километров. Для астрономов это большое событие, так как бывают противостояния, при которых Марс удален от Земли более чем на 100 миллионов километров. К сожалению, великие противостояния приходятся всегда на летние месяцы, когда Марс находится в южных созвездиях звездного неба. Поэтому в наших широтах в это время он располагается низко над горизонтом, а потому мало удобен для наблюдений. Зато чем южнее находится обсерватория, тем лучше в этот период виден Марс.
Большинство из тех замечательных открытий, о которых будет идти речь в дальнейшем, были сделаны астрономами в период великих противостояний Марса. Однако даже в эти периоды для невооруженного глаза Марс виден лишь как очень яркая красноватая звезда. Зато в телескоп на Марсе можно рассмотреть много подробностей.
Направив телескоп на Марс, мы обнаруживаем прежде всего, что Марс, как Земля и другие планеты, имеет шарообразную форму. Можно сравнительно легко подсчитать размеры Марса. Для этого достаточно измерить угол, под которым поперечник Марса виден с Земли. Это проделывается с помощью специальных точных угломерных инструментов. Результаты измерений показывают, что даже во время великого противостояния Марс виден под углом в 25 секунд, а во время соединения — еще меньше, под углом в 3,5 секунды. Телескоп увеличивает угол, под которым мы видим небесные тела. Но даже в школьный телескоп с увеличением в семьдесят пять раз Марс виден так же, как Луна невооруженным глазом.
Измерив угол, под которым виден поперечник Марса, и зная расстояние от Земли до Марса в этот момент, можно легко вычислить размеры диаметра Марса в километрах. Подсчеты показали, что Марс меньше Земли. Его поперечник равен 6787 километрам, то-есть почти в два раза меньше поперечника Земли.
Количество вещества, заключенного в Марсе, то-есть его масса, гораздо меньше массы Земли.
Сравнительные размеры Земли и Марса.
Если бы существовали гигантские весы, на чашках которых можно было бы взвешивать планеты, то на таких весах лишь десять шаров, являющихся копией Марса, смогли бы уравновесить одну нашу Землю. Это означает, что вещества в Марсе в десять раз меньше, чем в Земле. А чем меньше масса планеты, тем слабее она притягивает к себе все предметы, тем меньше вес этих предметов. Марс — это мир, где все предметы весят почти в два с половиной раза меньше, чем на Земле.
Человек, весящий на Земле 60 килограммов, перенесясь на поверхность Марса, стал бы весить там лишь 25 килограммов. При такой легкости собственного тела он смог бы без всякого затруднения, даже не будучи спортсменом, побить все земные рекорды прыжков в длину и высоту.
Но снова вернемся к наблюдениям Марса. Если бы мы стали регулярно изо дня в день наблюдать Марс в течение года или двух, то нам удалось бы обнаружить, что эта планета не всегда видна в виде правильного маленького диска. Иногда Марс становится похожим на маленькую, немного ущербленную Луну. Это значит, что Марс, как и наш спутник, меняет свою видимую форму, или, как говорят астрономы, фазы.
Смена лунных фаз доказывает, что Луна — это темный несамосветяшийся шар, обращающийся вокруг Земли. Половина Луны всегда бывает освещена солнечными лучами, но с Земли это освещенное полушарие видно по-разному: то Солнце освещает полностью сторону Луны, обращенную к Земле, — тогда наступает полнолуние, то, наоборот, освещена противоположная половина Луны — тогда нашего спутника мы вовсе не видим, наступает новолуние. В других же положениях Луны мы видим лишь большую или меньшую часть ее освещенной половины, и потому нам кажется, что серп Луны растет, превращаясь в полную Луну, которая затем начинает убывать с противоположной стороны, снова превращаясь в узкий серп.
Марс находится от Солнца дальше, чем Земля. Поэтому он ни при каких условиях не может оказаться между Землей и Солнцем и наблюдаться с Земли в виде узенького серпа. Ущерб Марса всегда невелик и никогда не достигает даже половины его диска.
Однако фазы Марса имеют большое значение для его изучения. Граница фазы, то-есть граница света и тени на диске Марса, называется терминатором. И вот оказывается, что только в этих местах, вблизи терминатора, можно наблюдать некоторые интересные явления, проливающие свет на природу Марса. Но о них у нас будет речь в дальнейшем.
Сейчас же, продолжая наше первое знакомство с Марсом, мы обратим внимание на те детали, которые наблюдаются на его поверхности. В отличие от поверхностей больших планет и Венеры, поверхность Марса имеет устойчивые и постоянно наблюдаемые детали. Прежде всего обращают на себя внимание темные зеленовато-синеватые пятна, выделяющиеся на общем оранжевом фоне остальной поверхности Марса. Эти пятна имеют вполне определенные и постоянные очертания. Наблюдая за ними в течение ночи, можно обнаружить, что они все время смещаются по отношению к краю диска Марса. Появляясь на одном его краю, они постепенно приближаются к середине диска, а затем, продолжая свое движение, скрываются за противоположным краем. Объяснить наблюдаемое весьма легко: Марс, как и Земля, вращается вокруг своей оси.
Вращение Марса вокруг своей оси.
Как и на нашей планете, на Марсе происходит смена дня и ночи. Там, как и в нашем мире, темные звездные ночи сменяются яркими солнечными днями. Сходство этих двух миров усиливается еще и тем, что продолжительность суток на Марсе и на Земле почти одинакова. Но астрономы стремятся к точности, и путем тщательных наблюдений им удалось установить, что сутки на Марсе продолжаются 24 часа 37 минут 22,691 секунды.
Марс похож на Землю не только продолжительностью своих суток. Воображаемая ось, проходящая через полюсы Марса, наклонена к плоскости его орбиты под углом около 65 градусов, то-есть почти так же, как земная ось к плоскости земной орбиты (66,5 градуса). А это означает, что на Марсе происходит смена времен года, как и на нашей Земле. Значит, и там в обоих полушариях бывают зима, весна, лето и осень, но только каждое из времен года на Марсе почти вдвое продолжительнее земного.
Мы окончим на этом наше первое знакомство с Марсом. Оно убедило нас в том, что эта планета в некоторых отношениях напоминает Землю.