Nagyon valószínű, hogy a Mars volt az első bolygó, amelynek elmozdulását – szó szerint a „bolyongását” – a csillagokhoz képest már az emberi kultúra hajnalán, valamikor a késői kőkorszakban felfedezték. A szembenállások körüli erős fénye, és ugyan ekkor a gyors látszó mozgása, bizonyára feltűnt és töprengésre késztette az első égboltnézőket Nagy pálya excentrumossága és viszonylag jelentős pályahajlása meglehetősen nehéz feladat elé állította a bolygómozgások táblázatainak összeállítóit. Végül is éppen a Mars mozgásának elemzése vezette Keplert három törvényének felismerésére (1609, 1619). Ugyancsak a Mars helyzeteinek növekvő pontosságú megfigyelése tette lehetővé, hogy Jean Dominique Cassini, a párizsi Királyi Obszervatórium első igazgatója, 1672-ben először számítsa ki, megközelítőleg helyes értékkel a Nap távolságát (pontosabban a napparallaxist), amelyre 138 370 000 km-t kapott. Ebből kiindulva viszont – a Mars távolságának ismeretében kiszámíthatták a bolygó méreteit, amelyet a Földnél jelentősen kisebbnek találtak. (Valóságos átmérőjének – 6794 km – kb. a felére becsülték.)
Észlelés és fantáziaCassini és munkatársai már távcsővel észlelték a bolygókat, és voltaképpen ő volt az, aki először adott hozzávetőleges leírást a Mars felszínéről. Az első távcsöves észlelést a Marsról már Galileo Galilei közölte, barátjához, Benedetto Castellihez 1610. december 30-án kelt levelében. Ebben azt írja, hogy megfigyelte a Mars fázisát. Nem bizonyos azonban, hogy Galilei valóban látta is a Mars-fázist, amelynek a legnagyobb értéke is csupán 15 % (vagyis ebben a helyzetben – a bolygó un. kvadraturái idején -, a Naptól megvilágított korongnak csak mintegy 85 %-t látjuk). Kétséges, hogy Galilei akkori távcsöve, alkalmas lehetett a bolygókorong kör alaktól való elérésének érzékelésére. A Mars-fázisok azonban bizonyítékként szolgálhattak a napközpontú rendszer mellett, ezért Galilei számára fontos volt ez a jelenség. Feltételezhető, hogy a nagy olasz tudós az óhajtott jelenséget valóságnak látta.
A Mars fázisát azonban Galilei életében 1636-ban biztosan megfigyelte honfitársa, Francesco Fontana (1580-1656). A Marsról készített rajzán még egy „kúp alakú” foltot is feljegyzett, de erről utólag megállapítható, hogy valójában a távcső leképezési hibája keltette. Két évvel későbbi rajzán semmilyen alakzatot sem ábrázolt. Az olasz jezsuita Nicola Zucchi (1586-1670) még 1640. május 23-án is teljesen „folttalannak láttaa Mars rőt korongját. Pedig megfigyelése a Mars egyik nagy oppozíciója idején történt, amikor a bolygó korong átmérője 20’’-nél nagyobb volt.
Végül is a zseniális holland Christian Huygens (1629-1695) örökített meg egy lefelé forduló Y alakú sötét foltot, 1659. november 28-án, este 7 órakor. (Bár ekkor a bolygó már nem volt olyan kedvező helyzetben, mint a korábbi észlelők megfigyelése idején.) Ezt az alakzatot manapság a Syrtis Maior elnevezésű résszel azonosítják, de kiterjedése arra utal, hogy a hozzá csatlakozó Libyá-t is megörökítette. A sötét háromszög aránylag gyors elfordulását kihasználva azonban megbecsülte a tengelyforgás idejét is, és december 1-én ezeket jegyezte fel naplójába:
Huygens továbbra is figyelemmel kísérte a Mars felszínét. 1672. augusztus 13-án sikerült a fehér, fényes pólussapkát is megpillantania. Ebben az időben azonban már többen is látták, és megfigyelték a Mars sötétebb foltjait. A sokoldalú angol Robert Hooke (1635-1703) 1666 tavaszán – bár a marskorong a kisoppozíció alkalmából csak 15’’ átmérőjű volt – kimutatta, hogy a tengelyforgás „valamivel több mint 24 óra”. A párizsi Királyi Obszervatórium első igazgatója, Jean Dominique Cassini (1625-1712) a bolygó tengelyforgását is pontosabban állapította meg 1666-ban: 24 óra 40 percet kapott, két percnél kissé többet a valóságos értéknél. (24h 37m22,6s).
Meglepőnek tűnik, hogy abban az időben, amikor már a Jupiter felhősávjainak nagyobb részleteit, sőt a Szaturnusz gyűrűjét is megfigyelték – igaz, az utóbbi mibenlétét éppen Huygens csak 1655-ben ismerte fel -, a Mars felszín alakzatait alig sikerült még észrevenni. Ennek egyik oka kétségtelenül az, hogy a Mars korongja jóval kisebb a két óriásbolygónál, még az aránylag kedvező helyzetekben is kb. fele akkora, mint a Jupiter. Ehhez járul az is, hogy a felszín egyes részletei közt sokkal kevésbé szembeötlő az árnyalat különbség, mint pl. a Jupiter világos és sötét övezetei közti eltérés esetében. (Vagyis a különböző árnyalatú foltok egybemosódnak.)
Másrészt a kezdetleges, egyszerű lencséjű távcsövek objektívjének üveganyaga gyakran szennyezett volt. Ezért a távcsőben látott kép nem csak erősen színezet, de sokat rontott még a kontraszton a nagy mértékű fényszóródás. A leképezés egyébként is eléggé gyenge lehetett a korai távcsöveknél. Az első távcsövek objektív nyílása 2,5—5 cm között mozgott, 2—4 méteres gyújtótávolsággal. Huygens pl. 1656-ban egy 12 láb hosszú, vagyis 3,3 méter fókuszú távcsövet használt, 57 mm-es objektív átmérővel. A legtöbb korabeli teleszkóp lencséje azonban ennél kisebb volt, és még ezeket is szűkítették a képtorzítás csökkentése érdekében.
Christian Huyghens, és öccse, Constantin, az újabb kutatások szerint a maguk korának legjobb leképezésű lencse-alakját dolgozták ki. Legnagyobb objektívjeik átmérője (1686 után) elérte a 119, 213 és 232 mm-t gyújtótávolságaik rendre 37 méter, 52, m és 64 m volt, ezért igen nehézkes felállítással lehetett csak használni az „óriás teleszkópokat”. A rendszeres észlelésekre ezeknél kisebb műszereket alkalmaztak.
A 17. sz. végéig Cassini és veje, Giacomo Filippo Maraldi (1665-1729) Mars-rajzai a leggazdagabbak részletekben. Ám ezek sem sok fényt derítettek a bolygó arculatának természetére vonatkozóan. Az enciklopédikus ismeretű, de misztikus lelkű Athanasius Kircher (1601-1680) fantasztikus Mars-utazásról szóló regényében „nyúlós kénmocsár”-nak láttatja a Syrtis Maior vidékét, amelynek talaja:
Ezt a szó szoros értelmében vett pokoli képet a korabeli, homályos foltokat bemutató rajzok sem alátámasztani, sem megcáfolni nem tudták. Némi csalódást is kelthetett, hogy a Mars sem olyan részletes tájképet nem mutatott, mint a Hold, sem a Jupiter változékony arcához nem hasonlítható. A bizonytalan sötét foltok mellett a fényes pólussapkák keltettek figyelmet, amelyek egyikét Cassini már 1666-ban megpillantotta. Maraldi 1702-ben azt is észrevette, hogy a déli pólussapka kiterjedése változik. Sőt felfigyelt arra, hogy a sarki sapka mértani közepe nem esik egybe a bolygó forgási pólusával. 1719-ben, egy igen kedvező, nagy oppozíció idején, megfigyelte hogy a felszín foltjai változékonyak, amit a pólussapkák változásaival hozott kapcsolatba.
Az „évszakos” változás lehetőségét már Cassini és Ole Rømer (1644-1710) alátámasztotta azzal, hogy kimutatni vélték a Mars légkörét. Észlelték, hogy amikor a Mars elfed egy csillagot, annak fénye fokozatosan halványodik el. Az általuk eléggé vitathatóan megfigyelt jelenséget az angol Sir James South megerősítette, amikor 1832-ben megfigyelte egy 8. magnitúdós csillag eltűnését és kibukkanását a Mars mögött. A fokozatos elhalványodás a korong közelében meglehetősen sűrű légkör létezésére utaltak, amelynek azonban más megfigyelések ellentmondtak. Végső soron a marsbeli atmoszféra kérdését csak a 20. sz-ban sikerült tisztázni.
Bizonyára ez a szerény ismeretanyag késztette a 18. sz. elején a tudós-filozófus, Bernard le Bovier de Fontanellet (1657-1757) arra, hogy „Beszélgetések a világok sokaságáról” című, széles körben olvasott tudomány-népszerűsítő művében eléggé szűkszavúan írjon a Marsról:
A 18. sz. elejéig lényegesen többet nem sikerült biztosan megállapítani a Marsról. Különös módon, bár a térképezés elvei már eléggé kidolgozottak voltak, sőt a Holdról több térképet is készítettek, a Mars-foltok térképi ábrázolására nem gondolt senki. Erre a 19. sz. első harmadában került csak sor. A 18. sz. második felében már használták a kéttagú akromatikus objektíveket, de a korabeli műszerek nem nyújtottak több lehetőséget a Mars megismerésére.
Észlelők és térképrajzolók
A 18. sz. derekán alig bukkanunk érdemleges Hold és bolygó megfigyelésekre. (Ezt az időszakot nevezte el igen találóan az amerikai Joseph Ashbrook „a holdtérképezés hosszú éjszakájá”-nak; de ugyan ez vonatkozik a bolygómegfigyelésekre is.) A hivatásos asztronómusok elsősorban a pozíciós csillagászati mérésekre, és a bonyolult pályaszámításokra összpontosították figyelmüket. A század végén elsősorban néhány műkedvelő vette fel a rendszeres bolygó megfigyelések fonalát. A felsőbb matematikában kevésbé járatos amatőrök, a javuló minőségű távcsövekkel a Nap, a Hold és a bolygók felszínének észleléséhez fogtak hozzá.
Mint a csillagászat több más ágában, e téren is a németországi származású angliai William Herschel (1738-1822) volt az újabb észlelési sorozat kezdeményezője, a 18. sz. végén. Herschel 1777-ben kezdte meg vizsgálatait. Bár ezekben az években a Mars nem volt a legkedvezőbb helyzetben rajzai jóval részletgazdagabbak elődei észleléseinél. Ezt saját csiszolású, kitűnő minőségű tükreinek, és éles szemének, jó megfigyelő készségének tudhatjuk be.
Az 1781-83 közti megfigyelései igazolták, hogy a világos pólussapkák az évszakoknak megfelelően változnak. Mivel nem egészen logikátlanul úgy vélte, hogy a pólussapkák központjai egybe esnek a Mars pólusaival, ezek, ezek helyzetéből megpróbálta meghatározni a bolygó egyenlítőjének hajlását a keringési síkhoz. A ténylegesnél (23° 59’) nagyobb, 28° 42’-et kapott, de ebből is levonhatta azt a következtetést, hogy a bolygón az évszakok változása a Földéhez hasonló. Az eltérés magyarázata az, hogy a Mars sarki sapkái nem esnek egybe a forgási pólusokkal. A tengelyforgás időtartamát azonban – a sötét foltok elmozdulásából – elődeinél pontosabban állapította meg (24h 37m 23,7s , 1 mp-el több mint a tényleges). Elsőként próbálta megállapítani a Mars sarki lapultságát, de a ténylegesnél jóval nagyobb 1/16,3 értéket nyert a sarki és az egyenlítői sugár arányára. (Ma elfogadott értéke 1/108.)
Herschel volt az első, aki – immár az egyenlítői hajlás és a tengelyforgás ismeretében – térképet is készített a bolygóról, amelyen a sarki sapka változását ábrázolta. A különös szerkezetű térkép középpontja a Mars déli pólusa, az ehhez csatlakozó (érintő) korongok a Mars-gömb forgása során a különböző időpontokban a Föld felé forduló féltekét mutatják. A közölt ábrán az alsó (22. számú) korongon jól felismerhető a Syrtis Maior nagy háromszög alakú foltja, amelyet Herschel – bár nem „hivatalosan” – „Homokóra-tenger”-nek nevezett.
A 18/19. sz. fordulóján a legszorgosabb bolygó megfigyelők közé tartozott a Bréma melletti Lilienthal község elöljárója, Johann Hieronymus Schröter (1745-1816). 1785-től egyre nagyobb tükrös távcsöveket készített, legnagyobb műszerének átmérője 51 cm volt. Jó leképezésű műszereivel igen értékes megfigyeléseket végzett a Hold és a bolygó felszínéről. Schröter nem volt ügyes kezű rajzoló, de nagyon pontosan rögzítette az alakzatok helyzetét és formáját. Páratlanul szorgalmas észlelőként 280 Mars-rajzot állított össze, 16 nagy rézmetszetű táblán. (Amelyek sajnos csak jóval halála után jelentek meg nyomtatásban.)
Schröter volt az első, aki egy kiterjedt homokvihart is észlelt a Marson. Ezzel is igazolta, hogy a bolygón nagy kiterjedésű légköri folyamatok játszódnak le. Ugyan akkor azonban egy (méter-mértékre átszámítva) 27 kilométer magas hegyet is megfigyelni vélt. (Ma már tudjuk, hogy néhány marsbeli hegy valóban igen magas, de a német csillagász ezeket nem láthatta.)
Herschel, Schröter és néhány kortársuk a Mars sötét foltjait tengereknek, nagy vízfelületeknek vélte. Ez a megnevezés azután sokáig használatban maradt, bár akadtak bolygókutatók, akik éppen ellenkezőleg, a világos részeket tartották óceánoknak. A 19. sz. elején egyébként – Kircher nyomasztó tájképével ellentétben – a legtöbb csillagász valamilyen élet otthonának hitte a bolygót.
Igen sokat lendített a lencsés távcsövek minőségének ugrásszerű javulása a 19. sz. első évtizedeiben. A Fraunhofer, majd. Merz által tökéletesített akromatikus refraktorok 8—10 cm-es objektív átmérő mellett is finomabb részleteket mutattak meg, mint a nagyobb tükrök. Nem véletlen, hogy az 1800-as évek bolygó megfigyelői, aránylag kis távcsövekkel is egyre aprólékosabb megfigyeléseket végeztek. Az 1821/22. évi kisoppozíció mellett is, pl. Georg K. F. Kunowsky (1786-1846) berlini jogtanácsos amatőrcsillagász rajzolt igen részletes Mars-képeket. Az ekkor jól látható északi pólussapkát már „hóövezet”-nek nevezte.
Kunowsky szép, részletes rajzai keltették fel Wilhelm Beer (1797-1850) berlini bankár-amatőrcsillagászt, és munkatársa, Johann Heinrich Mädler (1794-1874) érdeklődését a bolygó iránt. Miután az 1830. szeptemberében a Mars-közelség különösen kedvező volt, Beer magáncsillgvizsgálójának aránylag kis átmérőjű, 9,5 cm-es távcsövével is 35 igen részletes rajzot készítettek a bolygóról. Beer a Mars-foltokról megállapította, hogy
Ezért, mint a felület maradandó részletei, térképen rögzíthetők. Beer és Mädler a modern marstérképezés kezdeményezői.
Ezeknek a megfigyeléseknek – majd a következő közelségek észlelésinak – alapján Beer és Mädler elsőként készített Mars-glóbuszt. Egy 8 cm átmérőjű golyó koordinátahálózatába vitték fel a rajzokról kimért helyzetű részleteket. Mars-glóbuszukat 1830-ban az akkor nemzetközi hírnevű Berlini Földtudományi Társaság ülésén is bemutatták. A következő oppozíciók alkalmával folytatták az észlelést. 1835-től Mädler már a berlini Akadémiai Csillagvizsgáló 23 cm-es távcsövét használhatta. (Ezzel a műszerrel fedezték fel 11 évvel később a Neptunuszt is.) Beer és Mädler sík-térképet is rajzolt a bolygóról, amelyek a déli pólus felől, ill. két korongon, planiszféraként, a középen áthúzódó egyenlítővel ábrázolták a Marsot.
Ezek a rajzok és az összegezésük alapján szerkesztett térképek a 19. sz. derekán egyre több észlelőt indított a bolygó megfigyelésére. Főként az angliai amatőrök közt volt igen népszerű a bolygó észlelése, de néhány szakcsillagász is hozzá látott, aránylag nagyobb műszerekkel a Mars kutatásához. Közéjük tartozott, pl. az „asztrofizika atyja” Sir Norman Lockyer, és a páratlan szorgalmú Pietro Angelo Secchi. Az 1850-60-as évek egyik legszorgosabb bolygó-észlelője azonban kétségtelenül a sasszemű anglikán lelkész, William Rutter Dawes (1799-1868) volt. Az 1865-ben megkezdett Mars-rajzsorozata szolgált alapul utóbb Richard Anthony Proctor (1837-1888) nevezetes Mars-térképéhez. Dawest az angol Királyi Csillagászati Társaság tagjává választotta, utóbb nagy aranyéremmel jutalmazta, 1865-ben pedig a nagy tekintélyű Királyi Társaság tagjelöltje lett.
Az évtizedek során összegyűlt észlelési anyag alapján az 1860-as években több részletes térképet is készítettek. John Phillips (1800-1874) angol geológus és „magáncsillagász”, 33 évvel Beer glóbusza után 1863-ban a Királyi Társaság ülésén mutatta be Mars-gömbjét (1863). A leideni csillagász, Frederik Kaiser (1808-1882) az 1862 és 1864. évi megfigyelések alapján újabb részleteket bemutató térképet szerkesztett. A korszak legnevezetesebb Mars-térképe azonban kétségtelenül Richard A. Proctor nevéhez fűződik. Az 1867-ben és 1870-ben közzétett térkép elsősorban gazdag nevezék anyagával tűnik ki. Proctor különösen a fáradhatatlan Dawes emlékét próbálta megörökíteni oly módon, hogy öt különböző alakzatot is elnevezett róla. Proctor 1869-ben Mars-glóbuszt is készített, amelyről ügyes sztereoszkópikus fényképeket készíttetett. A kettős képek, megfelelő nézőbe helyezve szép térbeli félgömbnek mutatták a bolygót. A későbbiekben azonban a Proctor által javasolt elnevezések nem terjedtek el szélesebb körben.
Ezeken a térképeken és glóbuszokon lényegében háromféle alakzatot ismerhető fel – nagy vonalakban a mai ábrázoláshoz hasonló alakban -, a sötét, kékes árnyalatú foltok, a világos sárgásvörös területek és az évszakokkal változó sarki sapkák. Az is kitűnt, hogy a déli pólussapka mértani központja nem esik egybe a forgási pólussal. A sötét területeket általában „tengereknek” nevezték, a kisebb kiterjedésű foltokat néha „tó”-nak jelölték. Francois Arago (1786-1853) a párizsi Obszervatórium igazgatója hívta fel a figyelmet arra, hogy a déli pólussapka legnagyobb kiterjedése mind felülmúlja az északi maximális méreteit.
Már a 19. sz. derekán több észlelőnek feltűnt, hogy egyes felületi részletek alakja, kiterjedése, olykor a színe is oppozícióról oppozíciója változik. A sötét területek változékonyságát az évszakokkal már korábban is – némileg bizonytalanul ugyan – feljegyezték. A finomabb részletekre kiterjedő észlelések során kisebb részletek igen jelentős alak- és színváltozása is kimutatható volt. Az 1862 és 1864. évi közelség idején Dawes, Lockyer és a leideni Kaiser a (később) Nap-tónak (LACUS SOLIS) elnevezett kerek folt nagy mértékű változását tapasztalta Később V. G. Schiaparelli azt is észrevette, hogy a folt színe három év alatt világossárgából szürkészölddé vált.
Alkalmanként feltűntek a kisebb-nagyobb kiterjedésű „fehér fátylak”, amelyeket a Mars felhőzetének vagy ködfátyolnak ítéltek a kutatók. Már ez a jelenség is a Mars légkörének létezésére utalt, amelynek bizonyságát az angol William Huggins (1834-1910) – a csillagászati színképelemzés egyik úttörője – már 1867-ben, első spektroszkópikus észlelelései során igazolni vélte. Ugyan ebben az évben Pierre J. C. Janssen (1824-1907) a párizsi Obszervatóriumban határozottan a vízgőz elnyelését vélte észlelni, ugyancsak spektroszkópikus úton. Ezek az adatok – bár eltúlzott mértékűnek bizonyultak – összhangba voltak a Marson megfigyelt fehér felhő-képződményekkel, amelyeket P. Angelo Secchi (1818-1878) jegyzett fel 1858-ban. Ezek alapján Proctor, kissé eltúlozva kijelenthette, hogy
Ekkoriban még szinte alig keltett figyelmet, hogy P Secchi S.J. (1818-1878) a sötét „tengerek”-ből kinyúló, néha enyhén ívelt, néha majdnem egyenes hosszú sötét sávokat – de nem vékony vonalakat! – berajzolt a bolygó képeire. Secchi páter az 1864. évi észlelési során ezeket a sávokat „canali”-nak, „csatorná”-nak nevezte. Ez a megnevezés nem terjedt el, és senki sem sejtette, hogy a következő évtized végén a legszélesebb körben is ismerni fogják.
A marscsatornák tündöklése és bukásaAz 1877. év váratlanul két szenzációt hozott a Mars kutatásába. A washingtoni Tengerészeti Obszervatórium munkatársa, Asaph Hall (1829–1907) felfedezte a Mars két holdját. Érdekes módon ezeknek a holdacskáknak létezését, számmisztikai spekulációkból Kepler már több mint kétszázötven évvel előbb szinte megjósolta. Jonathan Swift az 1727-ben megjelent „Gulliver doktor utazásai”-ban, 32 évvel később Volatire a „Micromégas” c. fantasztikus leírásában tényként írt a Mars holdjairól.
Az William Herschel már megpróbálkozott 1783-ban a Mars holdjainak kutatásával, de figyelmét rövidesen más vizsgálatok kötötték le. A rendszeres távcsöves felkutatást Mädler kezdte meg 1830-ban, eredménytelenül 1864-ben Henry Louis d’Arrest (1822-1875) a koppenhágai obszervatórium 26 cm-es refraktorával kereste a Mars holdját (vagy holdjait). Fáradozása hiábavalónak bizonyult, és csak jóval később derült ki, hogy az egyik holdat mégis csak megpillantotta, de nem ismerte fel mibenlétét.
Az 1877. évi nagy földközelség idején Asaph Hall a 66 cm-es washingtoni refraktorral látott hozzá a kutatáshoz. Augusztus közepén már-már feladta a keresést, és csak feleségének bíztatására folytatta a vizsgálatokat. Augusztus 11-én valóban megpillantott egy halvány fénypontot a bolygó mellett, de mibenlétére nem tudott fényt deríteni a napokig tartó borultság miatt. Augusztus 16-17-én azután újból látta a fénypontot, amely a bolygó körül keringő égitestnek bizonyult. A következő éjszaka észrevette a második holdat is. Az eatoni Maden javaslatára belső holdat Phobos-nak (Iszonyat, Félelem), a külsőt Deimos-nak (Riadalom) nevezte el. A holdak oppozíciós fényessége 11,6 ill. 12,8 magnitúdó, tehát nem is annyira halványak, hogy közepes távcsővel ne lehetne látni ezeket. Megfigyelésüket az nehezíti, hogy a Mars erős oppozícióbeli fénye mintegy „túlragyogja” a holdakat. A hálás utókor egyébként Hall feleségének emlékére – mivel állandóan buzdította férjét – az asszony leánykori nevéről a Deimoson felfedezett legnagyobb krátert Stickney-nek nevezte el.
A másik felfedezés, amely kezdetben nem sok feltűnést keltett, de utóbb annál nagyobb vihart kavart a Mars „csatorná”-nak elnevezett képződménye volt. A megnevezés, mint már láttuk, voltaképpen korábbi, és P. Secchitől származik. A milánói csillagvizsgáló kutatója, Guiseppe Virgino Schiaparelli (1835-1910) az 1877. évi oppozíció idején az obszervatórium kitűnő, Merz-optikájú 21 cm-es távcsövével számos hosszú, vékony, egyenes vonalat vélt látni, amelyeket csatornáknak nevezett el. Megfigyeléseit később beszerzett 45 cm-es refraktorral végzett észlelési megerősítették. Első térképén Schiaparelli 40 csatornát tüntetett fel.
Schiaparelli ekként jellemezte a csatornákat:
Gyakran mindkét végük elmosódott, szélességük 1-5°, vagyis 60-300 km közt változik.
A vonalak szélességét 20-60 km km-re, a leghosszabbakat 5000 km-nél nagyobbra becsülte.
A következő oppozíció idején (1879) újabb meglepő felfedezést tett: a csatornák megkettőződését – ahogyan nevezte a „geminatió”-ját – észlelte. Néhány alkalommal azt látta, hogy egyes csatornák mellett, azokkal teljesen párhuzamosan egy második keskeny sötét vonal alakul ki. A milanói csillagász meg volt győződve észleléseinek hitelességéről, de a csatornák mibenlétére vonatkozóan nem közölt határozott feltevést.
Az 1877-1888 között végzett marsmegfigyelései alapján Virgino Schiaparelli egy összesítő térképet szerkesztett – a biztosan látni vélt csatornák gondos feltüntetésével -, amelyeken új, főleg az antik világ és a Biblia földrajzából vett klasszikus nevekkel látta el a sötét és világos területeket. Ily módon lett a Mars egyik legjellegzetesebb, háromszög alakú foltja a déli félgömbön a „Nagy Sirtis” (SYRTIS MAIOR), az ettől északnyugatra fekvő, világosabb szürke vidék a „Liba” (LIBYA). A Nagy Sirtistől keletre fekvő világos vidék az ARABIA elnevezést kapta, stb. A marsrajzi hosszúságok – az un. areografikus hosszúságok meghatározásához a kezdő (zéró) meridián pontos kijelölésére a zérus hosszúsági kört a Mars, az igen állandónak látszó „kétcsúcsú” folt keleti csücskével jelölte, és „Meridián-öbölnek” (SINUS MERIDIANI) nevezte el. Máig is ez a Mars kezdő délkörének kiindulása. Ma az ugyan itt levő kis AIRY-0 Mars-kráteren át vonják meg a kezdő meridiánt.
Schiaparelli marstérképe, a csatornák körül fellángolt viták következtében széles körben elterjedt, és hamarosan kiszorította a Proctor-féle nevezékeket. Ma is a fővonásokat a Schiaparelli-térkép alapján jelölik. Talán ez a most is érvényes alaptérkép a csatorna-vita legpozitívabb eredménye.
A csatornák jelensége kezdetben nem sok figyelmet keltettek, de Schiaparelli térképének elterjedtével egyre több észlelő fordította távcsövét a Mars felé. Számos megfigyelő nem látta a Mars csatornáit. Különösen a váltott ki erős kritikát, hogy Beer és Mädler, de főként Dawes egyetlen csatornaszerű alakzatot sem örökített meg. Akadtak azonban szinte már fanatikusnak nevezhető hívei is a jelenségnek. E téren kétségtelenül a ma is ismert nevű Camille Flammarion (1842-1925), az amerikai Percival Lowell (1885-1916), és a horvát Leo Brenner (eredeti nevén Spiridion Gopčeviç, 1855-1928) volt a legszélsőségesebb. 1892-ben a belga Louis Niesten az 1877 óta készült brüsszeli marsrajzok alapján egy glóbuszt szerkeszttet, amely a csatornákat is feltüntette.
Igen jellemző a Lussinpiccolo szigetén, kiváló légköri viszonyok mellett vizsgálódó Leo Brenner munkája. Az 1893-ban létesített magán-csillagvizsgálójának főműszere 7 hüvelyk átmérőjű (17,5 cm-es) – már akkor sem nagynak számító – refraktor volt, amellyel mégis 164 csatornát rajzolt térképére. Még egy kis, 8 cm-es műszerrel is vagy három tucat csatornát vélt látni. Brenner egyébként a Merkúron és az Uránuszon is látott „csatornákat”. Nem csodálható, hogy még a csatornák létezésében hívő kortársai sem adtak hitelt megfigyeléseinek.
A diplomatából csillagásszá vált Percival Lowell 1894-ben elsősorban a Mars kutatására létesítette arizónai Flagstaff Obszervatóriumot, amelynek kitűnő felszerelése, és ma is a nagy lencsék sorába tartozó 61 cm-es refraktora (9,4 m gyújtótávolsággal) nem egy kiváló csillagászt vonzott a munkatársak sorába. Maga Lowell azonban, mérhetetlenül eltúlzott elképzeléseivel, az intelligens marsbeli lényekről, eléggé lejáratta a „csatorna-kérdést”. (Egyébként Lowell is minden bolygón egyenes vonalakat vélt látni, pl. a Vénuszon.) Legutolsó, a 20 sz. elején készült térképein már 400-500 csatornát ábrázolt.
A Flagstaff-csillagvizsgálóban kísérleteztek először a Mars rendszeres fényképezésével. A képek nagyításain Lowell felfedezni vélte a csatornák nyomait, és 1909-ben kijelentette, hogy a fényképek hiteles bizonyítékként ismertette a felvételeket. Az eredeti negatívokat felülvizsgálva azonban más szakemberek semmi nyomát sem látták az egyenes vonalaknak. A lemezek fényérzékeny szemcséinek mérete egyébként sem teszik lehetővé a finom vonalak rögzítését!
A csatornák magyarázatára számos feltevés született, a geológiai alakzat lehetőségétől, a Mars vizeit takaró jégkéreg repedéseinek lehetőségén át egészen az értelmes lények alkotásáig. Széles körben, főleg a napisajtó hasábjain az utóbbi vált népszerűvé, bár szakkörökben nem számított komoly elképzelésnek. Elsősorban Lowel volt ennek a vélekedésnek buzgó terjesztője, de Flammarion is, bár regényes formában, de eléggé meggyőzően hirdette a marslakók létezését. Ime a marsbeli tájkép, ahogyan azt a jeles francia tudomány népszerűsítő leírta:
Mennyire más ez a lírai kép, mint Kircher pokoli tája – de éppen annyira nem fedi a valóságot. A vizet szállító „marscsatornák” gondolatát – legyenek azok akár természetes, akár mesterséges alakzatok – azonban már eleve megcáfolta az, hogy már a 19. sz. végén, az elméleti megfontolások is a fagypont alatti értékeket adtak a Mars átlag hómérsékletére. Jelenleg tehát vízfolyás nem mutatkozik a bolygón, ezért a vizet vezető csatorna sem indokolt. Másrészt már ekkor is vélhető volt, hogy a Marson igen kicsi a víz, ill. fagyott állapotban a jég mennyisége, annak vezetésére sok kilométer széles, és ezer kilométer hosszú csatorna nem tételezhető fel, hát még csatornák tucatjai, százai.
A 20. sz. fordulóján azonban mégis elég sok észlelő akad, aki ha nem is olyan nagy számban de látni vélték az egyenes vonalakat. Csupán néhány, ma is elismert Mars-észlelő nevét kiragadva: Eugéne Antoniadi (1870-1944), Flammarion tanítványa, de nem követője. Kasimir Graff (1878-1950) jeles bécsi bolygó észlelő, Nathaniel Green, ismert angol amatőr, a greenwichi Maunder-házaspár (Edward Walter, 1851-1928, Anne C. 1868-1947), William Henry Pickering (1858-1938), és mások. Meglepő, de jellemző is, hogy az 1924 és 1926. évi közelségek idején a Lick-obszervatóriumban, két egyforma nyílású távcsővel fotografáltak. A 91 cm-es Crossley-reflektor képein William Hammond Wright (1871-1959) nyomát sem találta az egyenes vonalaknak. Julius Robert Trumpler (1886-1956) viszont a 91 cm-es lencsés óriás távcső képein – mikroszkóp alatt – valóságos vonalhálózatot vélt észlelni. A csatorna-észlelő szakemberek azonban egyetértettek abban, hogy részben – a széles vonalak esetében – reális alakzatot, részben azonban optikai és látásélettani (fiziológiai) jelenséggel, tehát optikai csalódással állnak szemben.
Számos, nagy távcsővel dolgozó, gyakorlott észlelő azonban egyáltalában nem látott csatornákat a Marson. A Mars holdjainak felfedezője, a tapasztal megfigyelő Asaph Hall pl. sohasem észlelte a 66 cm-es refraktorra a vonalakat. Méginkább jellemző azonban, hogy a kor egyik legkiemelkedőbb megfigyelő csillagásza Edward Emerson Barnard (1857-1923), akinek a Lick Obszervatórium 91 cm-es, és a Yerkes csillagvizsgáló 102 cm-es refraktora állt rendelkezésre, nyomát sem észlelte a csatornáknak. Schiaparelli honfitársa, és szakmai ellenfele, Vincenzo Cerulli (1859-1927) a csatornákat apró foltok részben összeolvadó, részben látványukra az agyban kialakuló képének ítélte. Cerulli arra is felhívta a figyelmet, hogy a csatornák ugyan olyan szélesek akkor amikor a Mars távol van a Földtől, mint a közelség idején. Ez pedig valóságos alakzatok esetében lehetetlenség. Éppen Barnard megfigyeléseinek példájával igazolta, hogy ott, ahol a kisebb távcsövek csatornát mutatja, az óriás műszerekkel csak foltok sora látható. A műszerek minősége és az észlelők élettani és lélektani beállítottságára utal már 1877-ben Konkoly Thege Miklós (1842-1916) csípős megjegyzése egyes túlzottan fantasztikus angol marsrajzokról:
Ugyan erre a véleményre hajlott az angol Maunder-páros is. Optikai kísérletekkel is igazolták ezt a feltevést Hasonló kísérletek alapján a német R. Kühn, aki igen meggyőző próbával mutatta ki, hogy mekkora szerepet játszik az egyenes vonalak látványának kialakulásában a szem leképezésének optikai határa és a képzeletünknek. Ma ezt az álláspontot fogadjuk el általánosan, és ezt erősítették meg a Marsot megközelítő bolygószondák.
A „csatorna-háború” egy késői hullámveréseként az 1940-es évek végén az orosz Gavril Adrianovics Tyihov (1875-1960) újra felvetette a csatornák létének lehetőségét. Tyihov abból a meggyőződésből kiindulva, hogy a Marson magasabb fejlettségű, a földi növényzethez hasonló életformák fejlődhettek, megalapította az általa „asztrobotanikának” elnevezett kutatási területet. Úgy vélte, hogy a csatornák valójában növénysávok, amelyek pl. Mars-kéreg repedései, vagy nagy völgyek fenekén húzódnak. Elméletét, módszereit és megfigyeléseit hazájában is többen bírálták, és az 1950-es évek végén már nem esett szó többé sem a csatornákról, sem az asztrobotanikáról.
Bolygószondán innen, marscsatornán túlA nagyközönség, de a csillagászat iránt érdeklődők nagy része 1880-as évektől vagy félszázadon át is a Marssal kapcsolatban jóformán mindig a csatornákról olvashatott, hallhatott. Pedig éppen ezekben az évtizedekben, a műszertechnika fejlődése új adatokkal bővtette a bolygóra vonatkozó ismereteket. Ebben némi része volt a csatorna-vitának is, hiszen a nagy obszervatóriumok egy részét is a Mars megfigyelésre késztette.
Már az 1909. évi nagy oppozíció, majd az 1924 és 1926. évi és az 1933-as közelségek idején is több nagy obszervatórium kapcsolódott a vizsgálatokba. A Lick- és a Yerkes Obszervatóriumok óriás refraktorai mellett a Párizs-Meudoni Asztrofizikai Obszervatórium 82 cm-es lencsés távcsövével (E. M. Antoniadi), a francia Pic du Midi 2860 m magasan fekvő obszervatóriumának 61 cm-es lencsés távcsövével (G. de Vaucouleurs, és Audouin Dollfus), a Mt. Wilson Csillagvizsgáló 2,5 és 1,5 méteres tükreivel (W. S. Adamas, E. Pettit), a bécsi Egyetemi Csillagvizsgáló kitűnő 38 cm-es „könyöktávcsövével” (K. Graff), a Harkovi Egyetem Csillagvizsgálója 34 cm-es, speciálisan felszerelt műszerével (Ny. B. Barabasov), és több más nagy műszerrel is tanulmányozták a bolygót. Gerard P. Kuiper (1905-1973) javaslatára 1960-ban az Arizona Egyetem 2500 m magasan fekvő „Catilina” Obszervatóriumának keretében külön intézet, a Hold- és Bolygó-kutató Laboratórium létesült (Lunar and Planetary Laboratory), 1 m és 1,5 m nyílású refraktorokkal felszerelve a naprendszerbeli égitestek kutatására.
A bolygó felszíni szerkezete, mibenléte továbbra is vitatott kérdés volt. Mint még a továbbiakban kitűnik, a sötét területeknek, mint marsbeli tengereknek a képzete nem volt tartható, mivel a finom spektrográf-vizsgálatok a vízkészlet nagyon csekély voltára utalt. A fénymérések és színmérések alapján egyre inkább az a nézet terjedt el, hogy a sötét foltok magasabb szintű „hegyvidékek”, a vörös területek kiterjedt sivatagok. Általában a Mars domborzatát eléggé laposnak, alacsonynak vélték, mivel a bolygón nem sikerült – még a legjobb felbontású műszerekkel sem – a hegyek árnyékát megfigyelni.
Talán ez a felfogás is hozzá járult, hogy egy igen érdekes – és több megfigyelőtől is észrevett – jelenség nem került, még a szakemberek előtt sem, nyilvánosságra. Edward Emerson Barnard már 1892-ben, a Lick-csillagvizsgáló 91 cm-es távcsövén át krátereket és hosszú völgyeket vélt látni a Marson. A látványt azonban annyira fantasztikusnak ítélte, hogy nem is tette közzé sehol. 1915-ben azután John E. Mellish, a Yerkes Obszervatórium 102 cm-es műszerével végzett vizsgálatairól ekként számolt be éppen Barnardnak:
Az észlelést Mellish sem publikálta. Ezért hát a marsbeli kráterek hivatalos felfedezése még félévszázadot váratott magára. (A Mars krátereire egyébként még J. M. Cyr is utalt 1944-ben.) Igen tanulságos ez az eset az előzetes elképzelések befolyására. A csatornákat sokan látták, mert látványukat számos térkép sugallta, a kráterek észlelését azonban egyik megfigyelő sem merte közölni, mivel senki sem feltételezte létüket.
A pólussapkákról feltehető volt, hogy valóban a sarkvidéken lecsapódó hó vagy – tekintve a csekély vázmennyiséget – talán inkább dér. R. C. Ranyard vetette fel az eszmét 1898-ban, hogy esetleg kifagyott széndioxid hóból (CO2 ) képződhet. Utóbb felmerült az a lehetőség, hogy mind a víz, mind a megfagyott széndioxid együtt alkotja a sarki sapkákat.
A Mars felszínének hőmérsékletére vonatkozóan a 20. sz. elején nyílt lehetőség a közvetlen, un. termoelektromos mérésekre. 1909-ben azután szinte egyidejűleg sikerült a Mt. Wilson Obszervatóriumban (E. Pettit és S. B. Nicholson), valamint a Flagstaff-csillagvizsgálóban (W. W. Coblentz és K. Lampland) megmérni – akkor még a teljes, megvilágított Mars-félgömb – átlagos hőmérsékletét: az adatok elszomorítóak voltak. A –280 C nappali hőmérséklet nem tűnt kedvezőnek az élet lehetőségének szempontjából, de a marscsatornákkal kapcsolatban sem. Ezt az értéket azután további mérések az 1950-es években részletesebbé tették, és megmutatták, hogy az éjszakai hőmérséklet –1000 C alá száll.
Nem kevésbé tűnt kedvezőtlennek a Mars légköre sem. Amíg a 19. sz. vizuális színkép megfigyelései vízgőz és oxigén jelenlétére utaltak, a pontosabb spektrál-fényképezés más összetételre utalt, mint a földi atmoszféra. W. S. Adams és T. Dunham 1933-ban arra az eredményre jutott, hogy a marslégkör oxigén készlete kb. 1/1000-ed része vagy mégkevesebb a földi légkör oxigén mennyiségénél. Ezzel szemben G. P. Kuiper 1947-ben úgy találta, hogy a bolygó légkörének igen nagy hányada – mai mérések szerint 95 %-nál több – széndioxid. Ezek az adatok lényegében a mai napig helytállónak mutatkoznak.
A Mars légkörének sűrűségére Nyikolaj P. Barabasov (1894-1971) a fényszóródás és fénysarkítás mértéke alapján, talajszinten kb. 50 millibárnak számította. A további megfigyelések ezt az értéket fokozatosan 30, majd 15-20 mb-ra csökkentették. (Összehasonlításul: a Földön a talajszint légnyomása 1080 mb.) Ez a megállapítás némileg ellentmondott W. H. Wright (1871-1959) a 91 cm-es Crossley reflektorral készült, amelyeket ibolyántúli és vörös fényben vett fel. Az ibolyántúli képeken a marskorong nagyobbnak mutatkozott a vörös szűrőseknél, amiből arra következtetett, hogy kb. 100 kilométer magasságig a légkör eléggé sűrű ahhoz, hogy ne engedje át a kék-ultraviola fényt, hanem visszaveri azokat (ill. elnyeli egy részüket). Utóbb kimutatták, hogy az un. Wright-effektus a fotóanyag fényérzékenységéből, részben a Mars légkör felsőbb rétegeinek sajátságából alakul ki.
Számos megfigyelés utalt a marslégkör felhőzetére. Az észlelések alapján három szintet különböztetnek meg: az alacsony „sárga felhők”, a középmagas „fehér” felhőzet és a magas szintű „kék fátyol” övezetét. Megjegyzendő, hogy a sárga felhők valójában szintén fehérek, és csak a kontraszt ad sárga árnyalatot. A felhők mozgása aránylag gyors légáramlásra utal.
Egy érdekes, és tisztázatlan jelenséget már az angol Edward Ball Knobel is észlelt 1873-ban. Ez a Mars-gömb fény-árnyék határán mutatkozó fénylő felvillanás volt. Tizenegy évvel később, a bolygó ugyan olyan helyzetében és megvilágítása mellett nem sikerült észlelni. Ezért elvetették azt a lehetőséget, hogy pl. egy erősen megvilágított meredek hegyoldal felcsillanása lehetett. Az 1937. évi oppozció idején újból feljegyeztek hasonló jelenséget, 1951 decemberében pedig a japán T. Saheki megbízható módon regisztrált egy felvillanást, amely egy kb. 6 fényrendű csillaghoz volt hasonló erősségű. A jelenséget talán a marsbeli felhőkön visszatükröződő napfénynek tarthatjuk, bár egyes kutatók a vulkáni kitörést sem zárják ki. (A Mars-szondák azonban ezt az utóbbi nézetet nem támasztják alá.)
A pontos észlelések, és főleg a fényképezés fejlődése megerősítette a sötét foltok évszakos és szabálytalan változásának tényét. Egyrészt kiterjedésük és alakjuk, másrészt színárnyalataik is jelentősen változnak. A marsbeli légkör és a felszín kölcsönhatása látszik a legvalószínűbbnek. A párizsi Anton Dauvillier pl. azt feltételezte, hogy a sötét területeket erősen nedvszívó kőzetanyag alkotja. Amikor a hósapkák elpárolognak, a marslégkör kissé párásabbá válik, és ez megváltoztatja a foltok színárnyalatát. A Michigan Egyetemen Dean B. McLauglin (1901-1965) úgy vélte, hogy a marsbeli sivatagok porát az erős szélviharok felkapják, és rásodorják a sötétebb területekre. Máskor viszont éppen az erős légáramlás fújja le a sötét foltokról az azokat fedő homoktakarót. Ez a nézet főbb vonásaiban helytállónak látszik.
Végeredményben az 1960-as évekig szerzett ismeretek, és az ezek nyomán kialakult elképzelések már közel sem nyújtották azt az idilli képet, mint amit Flammarion és társai a 19. sz-ban felrajzoltak. Eszerint a marsbeli körülmények meglehetősen ridegnek látszanak, nagyon csekély atmoszférával, kietlen, lapos, sivatagszerű tájjal és zord hideggel. Az első sikeres radarvisszhang-kísérletek az Egyesült Államokban és a Szovjetunióban, ugyan csak azt a benyomást keltették, hogy a Mars felszíne meglehetősen sima, kevésbé tagolt, mint pl. a Holdé. Meglehetősen sok vitát kavart, hogy a zord körülmények mellett nem fordulhat elő, mégis az életnek valamilyen formája. Így pl. mély szakadékokba, vagy az egyenlítői zónában, esetleg, mars-vulkánok környezetében egyszerű és ellenálló szervezetek az adott lehetőségek mellett is tenyészhetnek. Elképzelhető, hogy a bolygón a múltban kedvezőbb lehetőségek voltak, amelyek mellett megjelentek az élet csírái- Ezek azután alkalmazkodtak az egyre zordonabbá váló külső körülményekhez. Amíg a marsbeli légkör talajszinti nyomását 50-100 mb-ra tették, ez a lehetőség nem tűnt kizártnak. A 10 mb körüli légnyomás, és a rendkívül csekély vízkészlet azonban megingatta a primitív életformák elképzelését is. A 20. sz. közepén a csillagászok többségének szemében a Mars egy ma már halott égitestnek látszott.
Az újra felfedezett Mars-bolygóRitkán változik meg egy égitestről alkotott kép annyira drasztikusan, mint az a Mars esetében történt, 1965 nyarán. Július 14-én bolygó mellett 9789 km-re elsuhanó Mariner-4 – bár a marsfelszínnek alig egy százalékát örökítette meg – jelentős szintkülönbségek mellett völgyek, árkok, és kráterek képét közvetítette a Föld felé. A következő sikeres szondák azután egyre több részletet mutattak meg a bolygó valódi arculatából, és ezek a részletek jelentősen különböztek a korábban kialakított elképzelésektől. Szinte az a benyomásunk, hogy a Marsnak kettős arculata van: a földi műszerekkel látható „távlati” kép, és a bolygószondákkal feltárt valódi. A bolygónak ezt az új képét azonban külön, részletesen kellene bemutatnunk, itt csak néhány főbb jellegzetességre térünk ki.
Úgy tűnik, hogy a Mars átmeneti képet mutat a Hold főleg külső hatásokra – meteorit ütközés nyomán – kialakult felszíne, és a Föld belső erők uralta felülete között. Megtaláljuk a magasabb szintű „kontinenseket” és a mélyebb medencéket, nagy számban bukkanunk meteorit-kráterekre, de akad – igaz, kisebb számban – vulkánikus alakzat is. A legnagyobb marsbeli vulkán, az Olympus Mons (régi elnevezése Nix Olympica) 25 km magas, talpazata 600 km széles. (Lehetséges, hogy Schröter – egy szerencsés pillanatban – megpillantotta ezt az alakzatot.) De szép számmal akadnak 100 km-nél nagyobb becsapódási – holdkráter típusú – kráterek. Jellemző képződmények a hosszú árkok és a meanderező (kígyózó) kanyonok. A leghosszabb Mars-völgy a Valles Marineris 4500 km hosszú, 600 km széles és legnagyobb mélysége 7 km. Ásvány-kőzettani szempontból a Viking-szondák leszálló helyének összetétele emlékeztet a Hold medencéinek anyagára: főleg szilíciumból (44 %), vasból (18 %Ö, aluminiumoxidból (5,5 %) és nátriumból áll. Természetesen nem bizonyos, hogy másutt is éppen ilyen az összetétel.
A bolygó felszíni hőmérséklete a vártnál is alacsonyabb: a déli pólussapkánál –1370 C-ig süllyedhet. Az eddig észlelt legnagyobb légnyomás 8,9 millibár. (A marsfelszini magasságméréseknél a zérus szintet a 6,1 mb-os légnyomási szintű felülettel jelölték ki.) A marslégkör legfőbb összetevője a széndioxid az atmoszféra 95,3 %-t, a nitrogén (N2 molekulák) 2,7 %-t, az argon 1,6 %-t, míg az oxigén (O2) és a vízgőz (H2O) egyaránt 0,03 ezreléket alkot.
A zord körülmények mégsem jelentik azt, hogy a Marson nem volt a múltban élet – és esetleg nem fordulhat elő annak valamilyen maradványa. Bár 1976-ban a Viking-szondák nem találtak élet nyomokat a leszállás pontján, ez a minta és módszer még nem perdöntő. Elméleti számítások arra mutatnak, hogy a Marsnak a múltban kedvezőbb lehetett az éghajlata. Újabban ennek igazolását vélik felismerni, egykori vízfolyás hatásának sejtett jelekből. Sok más kérdéssel együtt voltaképpen e téren is csak most nyílik a kutatás új fejezete.
