1051 Mars 1052 Mars, astron.j en af de sedan gamla tider kända planeterna, den 4:e i ordningen, från solen räknadt, af vårt solsystems stora planeter och sålunda den af dessa, hvars bana ligger närmast utanför jordbanan. På samma gång den tillhör den inre (innanför asteroidzonen belägna) gruppen af de stora planeterna, är denna planet sålunda i förhållande till jorden en "öfre" planet. Den kan därför komma i såväl konjunktion som opposition till solen. Dess medelafstånd från solen är omkr. 228 mill. km. eller 1,523? gånger jordens; på grund af banans rätt stora excentricitet (0,093) varierar solafståndet mellan 207 mill. km. i periheliet och 249 mill. km. i apheliet. M. är näst Merkurius den minsta bland solsystemets åtta hufvudplaneter, i det att dess diameter uppgår till icke fullt 6,800 km., d. v. s. endast något mer än hälften af jordens. Dess massa är mindre än ^777777777777 a^ s°l~ massan eller ungefär ^ ,af jordens massa; medeltätheten är omkr. J af jordens. Planetens afplatt-ning är så ringa, att den ej med full säkerhet kunnat fastställas genom direkta observationer; den torde uppgå till omkr. TT\7j. Omloppstiden är nära 687 dygn, d. v. s. 43 dygn mindre än 2 år. Vore denna omloppstid precis 2 år, skulle planeten fullborda ett omlopp på samma tid som jorden fullbordar två, och oppositionerna skulle inträffa i intervall af två år. Nu rör den sig något hastigare, så att jorden behöfver omkr. 50 dygn öfver 2 år för att upphinna den. Den s. k. synodiska omloppstiden, mellantiden mellan två successiva oppositioner, utgör alltså omkr. 780 dygn. M. visar sig för obeväpnadt öga som en ljusstark stjärna med utprägladt rödaktig färgton. Dess glans är emellertid mycket olika vid olika tillfällen, beroende på de starka variationerna i dess afstånd från jorden och från solen. Den största glansen inträffar naturligtvis, då planeten är på sitt minsta afstånd från jorden, d. v. s. vid oppositionerna, i synnerhet vid sådana, som infalla på tidpunkter, då planeten samtidigt befinner sig nära sitt peri-helium. Dylika särskildt gynnsamma oppositioner inträffa ungefär hvart sjuttonde år. Afståndet mellan jorden och M. kan då i bästa fall vara blott 57 mill. km., och M. är då näst Venus himlens ljusaste stjärna, nära 4 gånger så ljusstark som vid de ogynnsammaste oppositionerna och mer än 50 gånger så ljusstark som vid konjunktionerna. Förr användes observationer af M. vid oppositionerna för bestämningar af solparallaxen. Numera, sedan planeten Eros blifvit upptäckt; har man i observationerna af denna lilla planet, som under större delen af sitt lopp rör sig mellan jordbanan och M:s bana och som kan komma jorden närmare än någon annan planet, det bästa medlet för dessa viktiga bestämningar. Den teleskopiska anblicken af M. (se fig.) erbjuder stort intresse, enär planeten i någon mån erbjuder vissa analogier med jorden. Redan Huygens på 1600-talet iakttog åtskilliga fläckar på Marsytan, och huf-vuddragen af de på hans teckningar återgifna fläck-konturerna kunna ännu i dag identifieras. Häraf kan man sluta, att dessa fläckbildningar i det stora hela äro af en konstant karaktär och icke blott sådana mer eller mindre tillfälliga och föränderliga molnartade företeelser som t. ex. fläckarna på Juppiters yta. Tack vare denna omständighet har man genom sammanställning af observationer på dessa fläckar, utförda under en tidrymd af mer än 200 år, kunnat mycket noggrant bestämma M:s rotationstid. I själfva verket är M. den enda planet utom jorden, hvars rotationstid kunnat fast- Planeten Mars sedd teleskopiskt från Meudonobservatoriet 11 okt. 1909. ställas med fullkomlig skärpa. Denna rotationstid uppgår till 24 t. 37 m. 22,67 s., och detta värde är noggrant på en eller annan hundradels sekund. Rotationstiden (d. v. s. Marsdygnet) är sålunda ganska nära öfverensstämmande med det jordiska dygnet. Äfven rotationsaxelns lutning mot planetbanans axel är mycket nära densamma som hos jorden (omkr. 24°), så att årstidernas växling, försåvidt den beror på denna lutning, bör försiggå på ungefär samma sätt som på vår planet. I närheten af M:s poler, i synnerhet den södra, har man iakttagit hvita fläckar, hvilka, allteftersom ifrågavarande trakt af planeten har sommar eller vinter, af- och tilltaga i storlek. Det har naturligtvis legat nära till hands att jämföra dessa polar-fläckar med is- och snöbildningarna vid jordens poler. Att en stor olikhet dock förefinnes i detta afseende, framgår redan af det faktum, att polar-fläckarna på M. äro underkastade så ofantliga variationer i storlek. Särskildt den södra polar-fläcken af- och tilltar ofta mycket hastigt: vid vissa tider är den öfver 3,000 km. i genomskärning, och 4 eller 5 månader senare kan den vara fullständigt utplånad. Förklaringen till de öfriga ljusa och mörka fläckarna på Marsytan är kanske ännu vanskligare. Vidsträckta områden af ytan, särskildt på den norra hemisfären, ha en gulaktig eller rödgul färgton i olika schatteringar. Dessa områden upptaga sammanlagdt mer än halfva planetytan. Mot dessa kontrastera mörkare fläckar af en blågrå eller grönaktig färgton, täckande sammanlagdt omkr. 3/s af ytan och belägna mest på södra halfklotet och i ekvatorstrakterna. Vanligen antar man de ljusare partierna vara kontinenter och de mörka fläckarna haf och sjöar; somliga iakttagare hålla före, att de förra äro kala