Солнечная система (Астрономия и астрофизика) - Сурдин Владимир Георгиевич - Страница 40

Плотность газа у поверхности Марса всего 16 г/м³ (на Земле 1 кг/м³), но скорости марсианских ветров весьма велики, поэтому ветер постепенно сдвигает горы песка. Темные и светлые полосы проходят вдоль плоскогорий и тянутся на расстояние до 500 км. в направлении господствующих ветров. Подавляющая часть поверхности Марса представляет мелкий красный песок, из которого выступают бесчисленные камни. Размер песчинок очень мал: от 1 до 50 мкм. В начале пылевой бури ветры легко поднимают такие песчинки. В сухом марсианском климате частицы грунта слабо сцеплены друг с другом, поэтому под действием ветра песок легко «стекает» даже с пологих склонов.

Естественная окраска поверхности Марса определяется присутствием гидратов окислов железа, образующих слой красной пудры на зернах силикатного песка — основной составляющей поверхности. Примесь гидратов железа составляет до 10%. Не исключено, что в районах более темной поверхности и эоловых полос имеются примеси других пород, возможно ферросиликатов.

Каньоны и древние реки Марса

Самый большой каньон на Марсе — долины Маринера, протяженностью 4500 км. и глубиной до 5—7 км. На его дне атмосферное давление достигает 12 мбар. Ширина отдельных долин также очень велика и доходит до 150 км. и более. По сторонам имеется развитая система «притоков» — оврагов. Западная оконечность долин переходит в лабиринт Ночи — разветвленную систему провалов. Каждый из них достигает 30 км. в ширину, а их система охватывает обширный район планеты. Геологический процесс, благодаря которому образовался лабиринт Ночи, как-то связан с подпочвенными явлениями, возможно, с таянием вечной мерзлоты. Сам каньон образовался в тектонических процессах, которые в дальнейшем, по-видимому, прекратились.

Рис. Лабиринт Ночи.

Для планетологов глубокий каньон — это возможность заглянуть в прошлое планеты. Исследование снимков склонов каньона позволило установить несколько эпох в образовании поверхности планеты. Здесь видны слои пыли, лавы и вулканического пепла, причем общая толщина слоя реголита (грунта, переработанного в древности многократными метеоритными ударами) достигает 2 км. Это могут быть древние вулканические пеплы или даже сухое дно древнего водохранилища.

Период формирования каньона начался около 3 млрд. лет назад. Каньон примерно на миллиард лет старше вулканов Фарсиды. Долины Маринера на Марсе, по-видимому, никогда не были полностью заполнены водой: на планете слишком мало воды. Более того, сейчас на большей части поверхности Марса вода вообще не может существовать в жидком виде: при давлении 6,1 мбар она кипит при температуре 2°С; парциальное давление самого водяного пара намного ниже. Поэтому вода в открытом сосуде там отчасти выкипит, отчасти замерзнет. Давление 6,09 мбар называется критическим и соответствует тройной точке воды: при более низком давлении чистая жидкая вода существовать не может, а возможны только два ее агрегатных состояния — пар и лед. Именно поэтому за уровенную поверхность Марса принята высота, на которой атмосферное давление равно 6,1 мбар. На уровне среднего радиуса Марса среднее атмосферное давление равно 6,36 мбар при сезонных вариациях от 4,0 до 8,7 мбар.

Водяного пара в атмосфере Марса очень мало. Белые конденсационные облака, которые иногда наблюдаются над горными вершинами, очень разреженные. Толщина условно осажденного слоя воды из атмосферы составляет всего 0,02—0,07 мм. даже вблизи тающей полярной шапки в разгар лета (в земной атмосфере слой воды почти в тысячу раз больше, 10—20 мм.). По мере удаления от тающей полярной шапки количество пара в атмосфере уменьшается до нескольких микрометров.

Тем не менее, по крайней мере некоторые детали марсианского рельефа обязаны своим происхождением потокам воды. На рис. видно извилистое русло древней марсианской реки Нергал с притоками. Его длина достигает 400 км. В долине Нергала давно нет воды. По-видимому, река впадала в огромное водохранилище, образованное широкой низменностью в районе каньона Узбой и цепи кратеров Холден-Хейл. Извилистая форма Нергала напоминает русла земных рек. Были обнаружены и другие многочисленные долины такой же природы. Их изучение показало, что обмеление рек происходило постепенно. Широкие потоки с течением времени превращались в небольшие речки, а затем в узкие ручьи.

Рис. Долина Нергала.

Интересно отметить, что в пору наводнений на Марсе, похоже, не было сильных дождей. Исследование форм кратеров, находящихся поблизости от протоков и промоин, показывает, что если они и разрушались, то только текущей по поверхности водой, а не ливнями.

С прошлым существованием воды на Марсе связана структура многочисленных иссеченных районов (например, равнина Хриса, где опустился «Викинг-1») и широкие, до 80 км., долины. Можно сделать вывод, что очень давно на Марсе существовали реки и озера, было более высокое давление атмосферы и значительно более высокая температура, поскольку водно-эрозионные образования встречаются в очень высоких широтах.

Космические зонды установили многие особенности атмосферы планеты. Оказалось, что температура зимней полярной шапки практически совпадает с температурой конденсации углекислого газа при низком марсианском давлении: 148 К. С наступлением зимних холодов атмосфера в районе полярных шапок конденсируется и выпадает в виде снега из СО₂. «Шапка» охватывает огромные площади, достигая широт 55° и ниже. Толщина покрова на поверхности невелика и составляет, вероятно, единицы сантиметров. Поэтому с наступлением весны шапка быстро тает и съеживается. Но уменьшившись до размера центрального ядра, шапка перестает сокращаться. Для северной полярной шапки радиус ядра составляет 500—700 км. Здесь мы видим многочисленные слои обычного льда вперемешку с напластованиями пыли и льда из СО₂. Полная толщина этого огромного естественного хранилища водяного льда может достигать километра.

Природа северной и южной полярных шапок неодинакова. Северная шапка больше по размеру и состоит, главным образом, из водяного льда, а южная в основном из замерзшего углекислого газа. Причина этого в различии средней сезонной температуры и продолжительности сезонов в северном и южном полушариях.

Особенности движения Марса

Сезонные явления определяются тем: как в течение года изменяется поток солнечного тепла на планету в целом и как он перераспределяется между ее частями. Первое обстоятельство зависит от эксцентриситета орбиты; второе — от ориентации оси вращения планеты по отношению к ее орбитальной плоскости и перигелию (если эксцентриситет велик).

Положение полярной оси Марса не остается постоянным: под влиянием солнечного притяжения, действующего на экваториальное вздутие планеты, ось Марса прецессирует с периодом около 173000 лет. У Земли этот период около 26000 лет, поскольку вместе с более близким Солнцем на нее еще вдвое сильнее действует Луна. Так что в смысле прецесси оси вращения Марс спокойнее Земли.

Однако плоскость орбиты Марса испытывает значительно большие возмущения, чем плоскость земной орбиты. В основном под влиянием Юпитера она изменяет свой наклон с периодом около 1,2 млн. лет и прецессирует с периодом около 70000 лет. Это приводит к тому, что наклон оси вращения Марса к плоскости его орбиты испытывает колебания с периодом около 120 тыс. лет, изменяясь в пределах от 13° до 42°, т.е. на ±15° от среднего положения i=28°. Для сравнения укажем, что наклон земной оси к ее орбите колеблется всего на ±1°.