Марс
1. Загальні
відомості про планету.
Аеліта - символ
Марса - планети великих очікувань і нездійснених надій. По всій Сонячній
системі немає, мабуть, іншого небесного тіла, яке зіграло б настільки велику
роль у розвитку планетної астрономії. І хоча зазвичай назви планет мають малий
ставлення до професії богів-тезок, Марс свого часу викликав справжню війну.
Діаметр Марса
дорівнює 6787 км - майже вдвічі менше земного - вельми мініатюрний світ. За обсягом
планета приблизно в 7 разів менша за Землю, а за масою - у 9 разів.
Орбіта Марса,
вперше обчислена Іоганном Кеплером, являє собою еліпс з помітним
ексцентрісітентом (e = 0,093).
Марс обходить
свою орбіту за 687 земних діб, значить, марсіанський рік майже вдвічі довше
земного, і тому зустрічаються обидві планети у протистояннях лише через 2 роки і
2 місяці (780 діб). Але, якщо подивитися на малюнок, на якому представлені
орбіти обох планет, легко зрозуміти, що не всі протистояння однаково зручні
для спостережень. Набагато краще спостерігати Марс, коли він знаходиться поблизу
перигелію. Тоді його відстань до Землі зменшується до 56300000 км. Поблизу ж
Офелія ця відстань збільшується майже вдвічі. Роки найбільшого зближення
планет називаються великими протистояннями Марса. У ці дні всі телескопи світу
спрямовані на червону планету.
Під час
великих протистоянь діаметр Марса видно майже вдвічі більшою, ніж під час
звичайних протистоянь і світить Марс в ці періоди яскравіше, ніж Сіріус. Великі
протистояння завжди бувають у серпні і повторюються через 15-17 років. З одного
з них і почалася бурхлива історія "червоної планети".
Спостерігати Марс
в телескоп і складати карти стали з 1636 року, тобто з самого початку
телескопічних спостережень. Навіть в слабкі і недосконалі телескопи на поверхні
Марса легко розглянути різнокольорові плями: білі - в полюсів,
зеленувато-коричневі - в помірних поясах і помаранчево-червоні - у екватора.
Спостерігаючи за рухом цих плям, астрономи виміряли період обертання Марса
навколо своєї осі. Він виявився "земного порядку" - 24 години 37 хвилин 22,4
секунди. У другій половині XIX століття вже вважалося, що "загальна карта Марса
може бути зображена з більшою впевненістю, чим карти малодоступних країн,
оточуючих наші земні полюси ".
У 1878 році
настало велике протистояння Марса. Міланський астроном Джованні
Скіапареллі, що володів надзвичайно пильними очима, побачив туманні смужки на
поверхні Марса. Їх було безліч. Тонкі прямі лінії, ніби проведені по
лінійці, перетинали червонуваті "материки", поєднуючи між собою
"моря" і "озера" планети.
Вони не могли
бути річками. Для цього лінії були дуже прямими і розташовувалися занадто
правильно геометрично. Вони не могли бути гірськими хребтами, жахливими
ярами ... Вони не могли бути нічим, що створює природа. Бо природа не в
змозі провести пряму лінії на округлому боку планети. Скіапареллі вирішує,
що перед ним - результат роботи розуму!
Скіапареллі
становить докладну карту Марса, завдає всі видимі в 24-сантиметровий
телескоп канали і дає їм назви. Ще більше міцніє його впевненість, коли
він виявляє, що особливо чітко видно канали в тому півкулі Марса,
якому починається весна. Він бачить, як зменшуються навесні білі плями на
полюсах Марса. І думає: крига полярних областей тане. Темні смуги поступово
проступають на диску планети від полюса до екватора, значить, вода починає
надходити в пересохлі за зиму русла і по берегах марсіанських каналів
розквітає марсіанська рослинність ...
В 1879 році
Скіапареллі публікує результати своїх спостережень і свої висновки. Вони виробляють
сенсацію. Астрономи знову кинулися до своїх інструментів і ... розділилися на
ворогуючі табори. Почалася "велика марсіанська війна". Якщо раніше
спостереження планет проводилися, в основному, любителями, озброєними малими
телескопами, то тепер найбільші обсерваторії включили вивчення Марса в
плани своїх робіт ...
Так почалося
бурхливий дослідження "червоної планети".
2.
Радіолокаційні дослідження Марса.
З початку 60-х
років XX ст. для дослідження періодів та напрямки обертання планет, а слідом за
тим рельєфу і фізичних властивостей їх поверхонь стала успішно застосовуватися
радіолокація. За короткий період її можливості значно зросли внаслідок
вдосконалення як апаратури, так і методів вимірювань. Для визначення
періодів обертання використовуються результати аналізу величин зміщення і розширення
спектральної лінії відбитого випромінювання (луна-сигналу), обумовлених ефектом
Доплера, а для вивчення профілів і властивостей поверхні - дані про
інтенсивності відбитого випромінювання і про розподіл інтенсивності по спектру,
з урахуванням часу запізнювання приходу сигналів на прийомну антену і
доплерівського зсуву по частоті. Важливу інформацію про мікроструктурі поверхні
несуть також дані вимірів ступеня поляризації відображених планетою радіохвиль.
Радіолокаційні
дослідження найбільш інформативні для нізкошіротних областей, оскільки при
переході до високих широт, а значить, видаленні від найближчої до Землі
(подрадарной) області, що дає найбільший внесок у відображення, похибки
вимірювань і неоднозначність їх інтерпретації різко зростають. У
радіолокаційної астрономії переважно використовуються радіохвилі
сантиметрового частотного діапазону.
Радіолокаційні
дослідження поверхні Марса особливо інтенсивно почалися в кінці 60-х і в
початку 70-х років, до тих пір, поки цей метод практично не було витіснено
потужним потоком інформації з штучних супутників планети. Найкраще
досягнуте в цей період дозвіл склало 8 км по довготі і близько 80 км по
широті в межах широтного пояса +/- 20o по обидві сторони від
екватора. Були виявлені значні варіації марсіанського рельєфу,
що досягають висоти 14 км в глобальному масштабі. На окремих ділянках довжиною в
десятки і сотні кілометрів було виявлено численні перепади висот у 1-2 і
більше кілометрів, більшість з яких, як підтвердили в подальшому
результати фотографування Марса з космічних апаратів, правильно
асоціювалися з кратерами поперечником до 50-100 км. Одночасно оцінювалися
розсіюють властивості поверхні і кути нахилу ділянок, порівнянних за
своїй довжині з довжиною хвилі. Чим більше ці кути, тим більше
шорсткість поверхні, або, іншими словами, більш неоднорідний мікрорельєф.
Виявилося, що ділянки марсіанської поверхні, від яких відбиваються
радіохвилі, в цілому досить згладжені: середньоквадратичне значення кутів їх
нахилу q лежать в межах від 0,5 до 4o, що істотно менше, ніж
в Місяця чи Меркурія.
Інтенсивність
планетою відбитого сигналу залежить від коефіцієнта відбиття K (що виражається в
відсотках), з яким безпосередньо пов'язані фізичні властивості поверхні
(насамперед щільність поверхневого шару на глибині порядку декількох довжин
хвиль зондуючого випромінювання) і характер складають поверхневих порід. Цими
властивостями визначається величина діелектричної проникності e матеріалу, від
якого відображається електромагнітна хвиля. Таким чином, вимірюючи e, можна
оцінювати щільність грунту r на планеті. Радіолокаційні дослідження Марса
виявили коливання діелектричної проникності в широких межах, приблизно
від 1,5 до 5, чому відповідають значення щільності від 1 до 2,5 г/см3. Ці
оцінки були пізніше підтверджені шляхом вимірювань за допомогою бортових
радіометрів сантиметрового діапазону, які працювали на супутниках Марса
"Марс-3" і "Марс-5". Отриманий широкий діапазон значень
свідчить про зміну властивостей марсіанської поверхні від твердих
скельних порід до сильно роздроблених, сипучих грунтів, що дійсно
має місце в різних районах планети.
Таблиця 1.
Характеристики
поверхні Марса по радіолокації даними.
K,%
3 - 14
E
1,4 - 4,8
r, г/см3
1 - 2,5
q, град
0,5 - 4
3. Рельєф
поверхні Марса.
У другій
половині 60-х років з пролітних апаратів "Маринер-4, 6,7" були
отримані перші фотографії декількох порівняно невеликих районів
поверхні в південній півкулі. Знімки, які з таким нетерпінням чекали,
принесли розчарування. Зняті райони буяли кратерами, в більшості
своєму сильно зруйнованими і чимось нагадували місячні. Грунтуючись на цій
досить обмеженою інформації, про Марс стали говорити як про мертву планеті не
тільки в біологічному, але й у геологічному сенсі. Це сильно послабило
традиційний інтерес до нього дослідників та широкої громадськості, тривале
час підігрівається такими екзотичними феноменами, як "сезонна зміна
рослинного покриву "," канали "і т.п. Однак подальші
дослідження, особливо енергійно розгорнуті після виведення на орбіти навколо
Марса перших штучних супутників в 1971 році (радянських "Марс-2"
і "Марс-3" і американського "Маринер-9"), не просто
"відродили", а значно посилили колишньої інтерес до цієї планеті.
Особливо
ефективними виявилися результати глобального картування Марса шляхом передачі
телевізійних зображень і фотографування його поверхні із супутників
"Маринер-9", "Марс-5" і "Вікінг-1, 2". Зображення
отримані в основному з роздільною здатністю в 1 км, але окремі ділянки досліджені при
розширенні до 40-50 м, тобто в 10 000 разів більш високому, ніж при спостереженні з
Землі. Це дало можливість побачити, що ж є що спостерігаються в
телескоп на диску Марса темні і світлі області, зрозуміти, з чим пов'язані
періодичні зміни їх обрисів і контрастів, наскільки реальні межі інших
слабких, ледь помітних плям, як виглядають полярні шапки. Послідовні
зйомки одних і тих же районів за період, що перевищує марсіанський рік, дозволили
простежити динаміку сезонних коливань та вплив атмосферних процесів на
морфологію марсіанської поверхні.
Вивченню
структури і рельєфу поверхні багато в чому сприяли також одночасні
вимірювання в інших діапазонах довжин хвиль - інфрачервоному, ультрафіолетовому,
сантиметровому.
Що ж на самому
справі являє собою поверхню Марса? Перш за все виявилося, що вже
яке відзначали відмінність у розташуванні середніх рівнів поверхні північного і
південного півкуль через несиметричності фігури досить чітко проявляється і
у морфології рельєфу: у північній півкулі переважають рівнинні області, у
південному - кратерірованние. Виділяються великі, діаметром понад 2000 км,
улоговини ( "моря"), такі як Еллада, Аргір, Амазонія, Хрис, і
піднесені плато ( "материки") - Фарсіда, Елізіум, Тавмасія та ін
Останні за своїми розмірами близькі до земних континентах і піднімаються на 4-6 км
над рівнем середньої поверхні, який відповідає екваторіальному радіусу
планети 3394 км. Якщо б на Марсі існували океани, як на Землі, вони б
заповнили великі простори улоговин, а ці плато дійсно виділилися
б як материки.
Крім великих
кратерірованних районів, були виявлені прямі свідчення тектонічної і
вулканічної діяльності у вигляді характерних вулканічних конусів і розломів,
поєднання відносно більш молодих структур, досить чіткі сліди
впливу різних факторів і ерозійних процесів опадонакопичення.
Переважна
більшість зосереджених переважно у середньо-і високоширотних районах
південної півкулі кратерів - ударного походження, з різним ступенем
стирання або руйнування за рахунок наступних геологічних процесів. За ступенем
облітерації, перш за все за характером руйнування крайок, або валів схилів,
можна судити про вік кратера і про інтенсивність процесів, які призвели до
згладжування. У цілому кратери на Марсі більш дрібні, ніж на Місяці й Меркурії, але
значно глибше, ніж на Венері. Зовнішні схили валів типових кратерів мають
кути нахилу по відношенню до горизонту близько 10o, внутрішні стінки
нахилені на 20-25o. Як правило, дно кратерів плоске внаслідок
заповнення еродованих матеріалом.
Переважаючі
форми рельєфу північної півкулі безпосередньо пов'язані з активними
геологічними процесами. У першу чергу увагу привертають прояви
вулканізму - величезні щитові вулкани з чітко окресленими кратерами на
вершинах - кальдера. Такі кратери утворюються при частковому обваленні вершини
вулканічного конуса, що супроводжує сильні виверження. Чотири вулкана в
області Фарсіда в кілька разів більше існуючих на Землі.
Найбільші
вулканічні конуси називаються горами Арсія, Акреус, Павоніс і Олімп. Вони
досягають 500-600 км на підставі, піднімаючись над навколишньою рівниною на 20-21
км. Стосовно ж до середнього рівня поверхні Марса висота Арсіі і Акреуса
27 км, а Олімпу і Павоніса - 26 км. Вражають уяву не тільки висота цих
гір, а й діаметри кратерів на їх вершинах: близько 100 км у Арсіі і 60 км у
Олімпу. Гора Олімп - це добре відома астрономам найбільш світла пляма,
що спостерігається на диску Марса в середніх широтах, що називалося на колишніх картах
як Нікс Олімпіка (Сніги Олімпу). Сама назва говорить про те, що його вважали
піднесенням; мало хто міг припустити, що це підвищення настільки грандіозно по
своїми розмірами.
Відсутність у
областях Марса, де зосереджені вулкани, кратерів ударного походження, а
також добре збереглися сліди лавових потоків на схилах гір дозволяють
припустити, що вулкани діяли ще порівняно недавно (з оцінками не
більше декількох сотень мільйонів років тому). Свідоцтва широко розвиненого
вулканізму на планеті дають також добре збереглися залишки лавових потоків
на панорамах, переданих з посадкового апарата "Вікінг-2". Місце
посадки на великій марсіанської рівнині Утопія буквально всипано
численними каменями, з характерними сколами і ніздрюватим поверхнями типу
пемзи. Подібні продукти роздроблення пемзових лав у вигляді уламкових пухких брил
часто зустрічаються на Землі.
Про інтенсивну
тектонічної активності свідчать численні розломи і скиди
марсіанської кори, що утворилися кручі, грабени, великі ущелини з системою
розгалужених каньйонів. Вони сягають кілька кілометрів у глибину, десятків
кілометрів завширшки, сотень і навіть тисяч кілометрів у довжину. Сітки потужних
каньйонів часто відокремлені один від одного плоскими плато або горами з плоскими
вершинами і крутими схилами, які складені найбільш міцними породами,
протистоять руйнуванню. Такі гори називають столовими. Очевидно, ці
освіти, а також ланцюжки кратерів при спостереженні з Землі і створювали
ілюзію марсіанських "кратерів" - однієї з найбільш відомих і
привабливих гіпотез в історії астрономії кінця XIX і першої половини XX
століть.
Внаслідок
наявності атмосфери і значній ефективності ерозії на Марсі кратери
метеоритного походження сильно модифіковані. З цієї ж причини
утворилася величезна кількість пилепесчаного матеріалу, що стало характерною
рисою марсіанської поверхні. Переміщення пилу вітром, обумовлене як
локальними метеорологічними, так і глобальними циркуляційними процесами на
планеті, викликає періодичні зміни обрисів світлих і темних областей,
причому темні області систематично на кілька кельвінів тепліше світлих. У
щодо спокійні періоди тонкозернистий матеріал переважно
накопичується в заглибленнях, а при сильних вітрах видувається з них, утворюючи
характерні світлі шлейфи у крайок кратерів, орієнтовані у напрямку
вітру. Це переважна орієнтування може зберігатися протягом
певного часу і всередині кратерів, де переважаючими стають більш
великі частинки піску і пилу.
З перенесенням
пилу і динамікою сезонних змін полярних шапок пов'язана і природа знаменитої
"хвилі потемніння", що розповсюджується з настанням весни від широти
приблизно 70o до екватора зі швидкістю близько 5 м/с, так що до
екватора вона докочується менше ніж за два земних місяця, покриваючи відстань
понад 4000 км. До літа, коли шапка зменшується до мінімальних розмірів, темна
смуга досягає широти 40o в протилежному півкулі, а до осені,
з початком зростання шапки, швидко відкочується тому, і "моря" світлішають.
У захоплюючій теорії Ловела це пояснювалося весняним пробудженням і швидким
розповсюдженням рослинності вздовж цілющий артерій - каналів,
заповнюються водою з початком танення шапки. Цяграндіозна іригаційна система
високорозвинених марсіан розглядалася ним як єдино мислиме засіб
протистояти суворої природи на планеті, переважаючими ландшафтами якої
є пустелі, а вода в умовах сухої і менш щільної, ніж земна,
атмосфери швидко випаровується.
Велика кількість і
інтенсивний перенесення пилу пояснюють і те, чому не було знайдено скільки-небудь
певного взаємозв'язку неоднорідностей рельєфу з відбивних властивостями
(альбедо) поверхні Марса, а також, чому для більшості районів планети
характерна мала щільність грунту. Альбедо поверхні зазнає
значні зміни, і багато рис рельєфу просто маскуються. Іноді
виникають потужні пилові вихори, невипадково звані "пиловими
дияволами ". Ситуація набуває глобального характеру в період пилових бур
- Грандіозного природного явища, періодично охоплює всю планету. Пил
під час бур піднімається на висоту до 10 і більше кілометрів, так що
виступаючими над цією суцільною пеленою виявляються тільки вершини найбільших
вулканів, а вся інша поверхня набуває рівний жовтий фон, без
будь-яких деталей.
4. Річки і
льодовики на Марсі.
Бомбардування
метеоритами, глобальна тектоніка, широко розвинений вулканізм і вітрова ерозія
- Не єдині активні процеси, які формували поверхню Марса. На фотознімках,
переданих космічними апаратами, виявляються довгі розгалужені долини
протяжністю в сотні кілометрів, по своїй морфології нагадують висохлі
земних русла річок, випрасувані улоговини та інші характерні конфігурації,
свідчать також про водної та льодовикової ерозії. Це призводить до
припущенням, що в деякий період марсіанської історії поверхню планети
борознили потоки води, що утворили русла з розвиненою системою приток, і
переміщалися льодовики. Вони утворили в областях льодовикового зносу, при
обтіканні кратерів, краплеподібні острови та інші форми руйнування гірських порід
і випахіванія поверхні. Наприклад, на мал.4 чітко видно сліди потужного
випрасовування, найімовірніше викликаного льодовиками, але, можливо, визначену
роль тут зіграла і вода, при перебігу якої утворилися протоки між
локальними ущільненнями матеріалу поверхні. Найбільші ущільнення, однак,
пов'язані з кратерами ударного походження, поперечники яких на мал.4
досягають 10-15 км.
Про водному походження
збереглися численних русел, загальне число яких оцінюється в кілька
десятків тисяч, говорить і факт перепаду висот у напрямку течії стародавніх річок
від витоку до гирла. Частина цих русел простяглася між поглибленнями на
кратерірованних ділянках поверхні, очевидно, що служили місцевими водними
резервуарами.
Наскільки
давніми є річкові русла, коритоподібного долини, залишені льодовиками, і
деякі інші освіти, явно свідчать про присутність води на
поверхні Марса? До якого періоду (або періодів) марсіанської історії
відносяться ці події? Ця проблема, як і проблема загальних запасів води на
Марсі, безпосередньо пов'язана з палеокліматом планети, хімічним складом та
еволюцією її атмосфери. Чіткість багатьох збереглися флювіогляціальних форм,
відсутність слідів їх поховання пізнішими нашаруваннями вказують на
відносно недавнє походження, в межах останнього мільярда років. За
конфігурації деяких жолобів на схилах височин можна навіть припускати,
що з них колись стікали дощові потоки - ситуація, абсолютно неможлива в
сучасних умовах на Марсі при незначному вмісті в атмосфері водяної
пара і дуже низькому атмосферному тиску біля поверхні, при якому вода в
рідкому вигляді практично не утримується, швидко випаровуючись.
Виходячи із загальних
геохімічних закономірностей про вивільнення води з планетних надр,
підкріплених тепер явно вираженими ознаками вулканічної діяльності на
всіх планетах земної групи, багато дослідників вже давно висловили ідею про
те, що основні водні маси на Марсі зосереджені в приповерхневому шарі
вічної мерзлоти, особливо в шарах наносів і у великих рівнинних басейнах типу
Еллади. Не виключалася навіть можливість того, що за рахунок звичайного геотермічного
температурного градієнта усередині цих басейнів під шаром льоду температура може
виявитися достатньої для збереження води в рідкому стані. Таке
припущення було висловлено радянськими вченими А. И. Лебединським і
В. Д. Давидовим.
На користь
уявлень про існування на Марсі обширних районів вічної мерзлоти
дійсно свідчить ряд деталей. До них, зокрема, відносяться
специфічні долини з оголенням на їх схилах внутрішніх порожнин типу
карстових на Землі. Досить імовірно, що вони утворилися при первісному
оголенні і подальшої сублімації крижаних прошарку (лінз) і що подібних
резервуарів, покритих сипучим грунтом, збереглося на Марсі досить багато.
Приблизно аналогічну природу можуть мати зустрічаються на планеті території з
хаотичним рельєфом, що містять хитромудро зламані блоки гірських порід.
Вони, найімовірніше, утворилися за рахунок просідання зовнішніх шарів внаслідок
догляду підповерхневої матеріалу. Про районах вічної мерзлоти свідчать
також специфічні форми викидів на зовнішніх схилах деяких кратерів,
нагадують снігові лавини. Походження таких конфігурацій, які не мають
аналогів на інших планетах, можна пояснити плавленням підповерхневої льоду
при ударі метеорита і стікання грязьових потоків по схилах утворився
кратера.
Великі
області вічної мерзлоти на Марсі дають підставу припустити наявність на його
поверхні вивержених порід типу палагонітов - скловатою мінералу
жовто-бурого (або темно-бурого) кольору, що зустрічається на Землі в базальтах,
Діабаз і туфах переважно в полярних районах. Палагоніти утворюються при
взаємодії магми з водою або при виверженні її крізь льодову товщу. Вони
багаті на залізо і збіднена кремнієм, що як раз підтверджується аналізом
елементного складу порід на поверхні Марса. Разом з тим із-за меншого
атмосферного тиску марсіанські палагоніти можуть відрізнятися від земних меншим
вмістом летючих елементів і менш міцною структурою.
При
певних умовах, коли за рахунок падіння метеорита, вулканічного
виверження або іншого місцевого геотермального джерела відбувається танення
льоду, на поверхні Марса могли б утворюватися (або розкриватися) водні
резервуари.
Цю проблему
досліджували відомий американський планетолог К. Саган разом з Д. Уоллесом. Їх
розрахунки показали, що випаровування дуже швидко практично припиняється за рахунок
появи на рідкої поверхні крижаного покриву, що досягає товщини не менш
метра. Чим менше тиск атмосфери, тим інтенсивніше випаровування і тим сильніше
охолодження поверхні за рахунок вивільнення прихованої теплоти випаровування, а
значить, товщі утворюється шар льоду. Зрештою товщина крижаного покриву
в середньому повинна становити 10-30 метрів, що відповідає умовам рівноваги
між його зростанням і сублімацією. Як відомо, лід є гарним
теплоізоляційним матеріалом, і водночас він досить прозорий для
сонячних променів, які частково проникають крізь нього і поглинаються в самій
водної товщі. Разом з вивільняється прихованою теплотою плавлення на нижній
поверхні льоду це перешкоджає подальшому промерзання резервуара,
забезпечуючи збереження в ньому рідкої води.
Все це призвело
авторів до цікаву гіпотезу про існування на Марсі не тільки великих
водойм (озер) під шаром вічної мерзлоти, а й про триваючому понині перебігу
річок, скованих крижаним щитом тільки з поверхні. А якщо це справді
так, то природно припустити, що формування принаймні деяких з
спостережуваних русел відбувалося безперервно. Можна було б заперечити, що
більшість замерзлих річок, ймовірно, покрите піщаними наносами і що в цьому
разі різко зменшується як швидкість сублімації, так і кількість проникаючого
всередину тепла, а значить, умова рівноваги зміщується. Дійсно, у таких
місцях крижаний покрив, ймовірно, товщі, однак внаслідок регулярного перенесення
пилу умови можуть змінюватися.
Протилежний
ефект повинен спостерігатися при збільшенні інсоляції, що приводить до зменшення
товщини крижаного покриву. На певних ділянках поверхні, де промерзання
була повною, можлива поява під шаром льоду рідкої води, так що цей шар
по суті стає айсбергом. Така ситуація могла б, зокрема,
виникати в приполярних областях внаслідок періодичної зміни нахилу
осі обертання Марса щодо площини екліптики. При таненні південної полярної
шапки, яка в сучасну епоху стаівает майже цілком внаслідок помітного
ексцентрісітета орбіти планети, виявляються шари, утворені осадовими
породами. У цих концентричних нашаруваннях навколо полюса розрізняється кілька
сот шарів товщиною від одиниць до десятків метрів, що мають вид терас. Такі
структури можна пояснити діяльністю льодовиків полярної шапки при зміні
нахилу осі планети, від якого сильно залежить інтенсивність їх танення.
Передбачається, що послідовні процеси відкладення опадів при таненні
льодовиків з утворенням "водяних подушок" і айсбергів, частково
згладжує при своєму переміщенні нерівності рельєфу, відбувалися з періодом в
сотні тисяч років.
Білі полярні
шапки Марса - одна з найбільш примітних рис на диску планети, добре
які спостерігаються в телескоп. Аналогічним чином виділялися б полярні області
Землі при спостереженні, наприклад з Марса, особливо - далеко тягнуться до
середнім широт великі засніжені простору північної півкулі взимку.
Однак до недавнього часу велися суперечки про те, з чого складаються марсіанські
шапки - зі звичайного, водяного льоду або твердої вуглекислоти. Остання
припущення пов'язане з тим, що на полюсах відзначається найнижча температура
поверхні Марса, 148K =- 125oC. А це якраз відповідає
температурі замерзання вуглекислоти, з якої переважно складається
марсіанська атмосфера. Вимірювання з космічних апаратів показали, що в
Загалом-то праві були захисники як тієї, так і іншої гіпотези, однак в основний
своїй масі полярні шапки утворені звичайним льодом. Виявилося, що інтенсивний
зростання шапок відбувається в період з початку марсіанської осені до початку весни в
відповідному півкулі за рахунок конденсації з атмосфери вуглекислоти. При
цьому утворюється шар сухого льоду завтовшки в кілька сантиметрів, швидко
зникаючий з настанням весни. Після цього залишається нестаівающая за літо
частина, що має температуру близько-70oC (203K), тобто значно
перевищує температуру замерзання вуглекислоти. Вона-то і складається в основному з
звичайного льоду, що покривається, як і прилегла поверхню, шаром вуглекислоти в
зимовий час. Досить імовірно, що шапки містять також великі включення
газових гідратів - так званих клатратів, що представляють собою з'єднання,
які утворюються при впровадженні молекул вуглекислого газу (або інших газів) в
пустоти кристалічної структури водяного льоду. На вигляд вони
нагадують спресований сніг і добре відомі перш за все як побічний
продукт при видобутку природного газу. На Марсі клатрати, можливо, утворюються і в
середніх широтах вночі, особливо всередині поглиблень і кратерів, як це було
відмічено на фотопанорамах "Вікінгів". Зі сходом Сонця конденсат
швидко сублімує. Виміряні температури як раз добре відповідає
фазового переходу при утворенні і зникненні клатратів CO2. Тим
не менше, остаточного ототожнення поки що не зроблено, тому як ці, так і
інші великі білі освіти на дні деяких кратерів, які виявляються на
знімках з орбітальних апаратів, отримали поки умовна назва "біла
порода ".
Товщина
північної полярної шапки може бути порівнянної з товщиною крижаного панцира
Антарктиди, що досягає 4,3 км, а відношення площі цього панцира до площі
земної поверхні менше, ніж нестаівающей частині шапки до площі поверхні
Марса. Але лід Антарктиди містить понад 90% запасів усієї прісної води на Землі,
і не можна виключити, що подібний резервуар існує і на Марсі.
Все, що
пов'язане з водою на Марсі надзвичайно важливо для розуміння загальних проблем
планетної еволюції. Зараз про передбачувані водних резервуарах вчені судять
тільки з непрямих даних, прямих доказів їх існування поки що немає. Ці
докази можуть дати тільки експерименти.
5.Фобос і
Деймос.
Найважливішим
критерієм для оцінок віку тих чи інших структур на поверхні планети
служить число кратерів ударного походження в залежності від їх розмірів і
ступеня руйнування. Однак в умовах сильної ерозії важко встановити дійсну
щільність кратерів на Марсі. До того ж щільність кратерів в окремих районах
може бути частково пов'язана з пізнішої вулканічною активністю, а не тільки
з віком древніх форм рельєфу. На найбільш сильно кратерірованних ділянках
поверхні число кратерів і їх розподіл за розмірами можна порівняти зі ступенем
насиченості місячної поверхні, в той час як на інших ділянках вони
практично відсутні.
Свого роду
контрольної цифри для отримання порівняльної оцінки числа зіткнень, яким
піддавалася поверхню всієї планети за геологічну історію, дає вивчення
поверхні супутників Марса - Фобоса і Деймоса. Оскільки супутники позбавлені
атмосфери і знаходяться в тій же області Сонячної системи, що й сама планета,
таке порівняння здається правомірним. Воно свідчить про дуже високу
ефективності процесів ерозії на Марсі, оскільки насиченість кратерами
поверхонь супутників вище.
Супутники Марса
мають дуже низьку відбивну здатність (альбедо менше 5%), їх можна
віднести до найбільш темним об'єктів серед астероїдів в Сонячній системі. З
матеріалів, що володіють настільки низьким альбедо, найбільш вірогідні вуглисті
хондрити, що представляють собою нещільне темне вуглисті речовина, багате
гідратованих силікатами, газами і навіть органічними сполуками. Вони
утворюють невелику групу серед звичайних хондритів - найпоширенішого
класу кам'яних метеоритів, що містять найбільшу кількість легких летючих
елементів. Припущення про вуглистих хондрити і порівняно мала щільність
супутників (близько 2 г/см3) не суперечать найбільш імовірною моделі
їх будови, згідно з якою рихлим матеріалом утворені тільки зовнішні верстви,
навколишні більш щільні надра. Мабуть, їх поверхні покриті шаром пилу
внаслідок інтенсивної метеорний бомбардування, і поверхневий шар нагадує
місячний реголіт. Як показали фотографії, отримані з близької відстані
"Маринер-9" і "Вікінгами", пилом засипані кратери на
Деймос поперечником менше приблизно 50 м внаслідок її сповзання по схилах.
Через малу сили тяжіння і, отже, низької швидкості тікання, яку
називають другою космічною швидкістю (для Фобоса вона всього близько 13 м/с, а для
Деймоса близько 8 м/с), можна чекати підвищеної щільності пилових частинок вздовж
орбіт супутників - освіти свого роду пилових торів.
Найбільш
вражаючою особливістю поверхні Фобоса є лінійчатих структури типу
борозен або жолобів, які орієнтовані приблизно перпендикулярно осі,
спрямованої до Марса. Для пояснення походження цих структур запропоновані
різні гіпотези. Цілком правдоподібним здається припущення про приливних
ефекти, значно більш ефективних, ніж надаються Землею на Місяць, і
призвели до утворення "складок". Робилася спроба пов'язати
жолоби з ерозією матеріалу різної міцності на поверхні більшого
тіла, фрагментом якого міг би бути Фобос, і наступним відкладенням рихлого
матеріалу. Висловлено оригінальна ідея про виникнення тріщин за рахунок
внутрішніх напружень при гальмуванні в процесі гіпотетичного захоплення цього
тіла з поясу астероїдів на порівняно близьку орбіту навколо Марса.
Ретельне
вивчення зображень Д. Веверкой та іншими дослідниками найбільш переконливі
свідоцтва на користь припущення, що це швидше тріщини, а не складки і не
залишкові форми ерозії, хоча по своїй морфології вони досить складні --
мабуть, внаслідок взаємодії з поверхностним реголітом. Однак причина їх
освіти могла бути іншою. Не можна виключити, що великий кратер Стінкі
діаметром близько 10 км і борозни на поверхні Фобоса виникли в одному і тому ж
процесі. Дійсно, найбільш великі, чітко виражені тріщини, що мають
ширину від 100 до 200 м і глибину від 10 до 20 м, знаходяться поблизу кратера,
утворився від удару великого метеорита, - події майже катастрофічного
для невеликого тіла, хоча б частково складається з вуглистих хондритів
(матеріалу, слабкого за своєю механічної міцності), ледь не привів до його
руйнування. На протилежній стороні кратера тріщини менше, а найбільша,
безпосередньо примикає до Стінкі, має ширину 700 м і глибину 90 м. Ці
розміри величезні, якщо враховувати, що максимальний поперечник Фобоса всього 27
км, а мінімальний - 19 км.
Виходячи з
кратерообразованія на небесних тілах в районі орбіти Марса і щільності кратерів
на Фобоса, вік борозен оцінюється в 3,4 млрд. років. Принаймні, він не
менше 1 млрд. років, якщо припустити, що з яких-небудь причин інтенсивність
бомбардування великими метеоритами поблизу астероїдний пояс була аномально
високою. Чи було це єдине "майже катастрофічне" подія в
історії супутників Марса? Це не відомо, хоча цілком резонно припустити, що
могли відбутися інші великі катастрофи і що існують зараз супутники
дійсно являють собою фрагменти великих батьківських тіл --
відправного пункту ерозійних гіпотези освіти лінійчатих структур на
поверхні Фобоса. Оглядовий фотографування з "Вікінгів" не привело
до виявлення інших "осколків" розміром більше приблизно 1 км, а проте
не слід забувати, що охоплена спостереженнями область простору була
обмеженою. До того ж треба врахувати, що за період в мільярди років могла
відбутися складна еволюція їх орбіт.
6.
Внутрішня будова.
Характерні
особливості геологічних структур на марсіанської поверхні служать хорошим
критерієм для розраховуються еволюційних моделей планети, що займає за своїми
розмірами проміжне положення між Місяцем і Меркурієм, з одного боку, і
Землею і Венерою - з іншого. Перш за все, існує ряд свідчень того,
що, подібно до інших планет земної групи, на Марсі також відбувалася
рання диференціація речовини його надр. На це вказують збереглися сліди
первинної магматичної діяльності на окремих найбільш древніх ділянках
поверхні, хімічний склад поверхневих порід. Однак для Марса
значніше важче задовольнити вимогу високої початкової температури
центральних областей, з тим, щоб забезпечити їх розплавлення, якщо взяти до
увагу тільки металлсілікатное фракціонування первинної речовини,
що дозволяє пояснити його низьку середню щільність за рахунок загальної збіднення
залізом. Обійти ці труднощі можна, взявши також до уваги ймовірне
фракціонування заліза і сірки і утримання підвищеного вмісту халькофільних
елементів при відносно низько
