Марс и его спутники
авнего времени велись
споры о том, из чего состоят марсианские шапки - из обычного, водяного льда
или твердой углекислоты. Последнее предположение связано с тем, что на
полюсах отмечается самая низкая температура поверхности Марса, 148K=-125oC.
А это как раз соответствует температуре замерзания углекислоты, из которой
преимущественно состоит марсианская атмосфера. Измерения с космических
аппаратов показали, что в общем-то правы были защитники как той, так и
другой гипотезы, однако в основной своей массе полярные шапки образованы
обычным льдом. Оказалось, что интенсивный рост шапок происходит в период с
начала марсианской осени до начала весны в соответствующем полушарии за
счет конденсации из атмосферы углекислоты. При этом образуется слой сухого
льда толщиной в несколько сантиметров, быстро исчезающий с наступлением
весны. После этого остается нестаивающая за лето часть, имеющая температуру
около -70oC(203K), то есть значительно превышающую температуру замерзания
углекислоты. Она-то и состоит в основном из обычного льда, покрываемого,
как и прилегающая поверхность, слоем углекислоты в зимнее время. Весьма
вероятно, что шапки содержат также обширные включения газовых гидратов -
так называемых клатратов, представляющих собой соединения, которые
образуются при внедрении молекул углекислого газа (или других газов) в
пустоты кристаллической структуры водяного льда. По внешнему виду они
напоминают спрессованный снег и хорошо известны прежде всего как побочный
продукт при добыче природного газа. На Марсе клатраты, возможно, образуются
и в средних широтах ночью, особенно внутри углублений и кратеров, как это
было замечено на фотопанорамах "Викингов". С восходом Солнца конденсат
быстро сублимирует. Измеренные температуры как раз хорошо соответствует
фазовому переходу при образовании и исчезновении клатратов CO2. Тем не
менее, окончательного отождествления пока не сделано, поэтому как эти, так
и другие обширные белые образования на дне некоторых кратеров,
обнаруживаемые на снимках с орбитальных аппаратов, получили пока условное
название "белая порода".
Толщина северной полярной шапки может быть сопоставимой с толщиной
ледяного панциря Антарктиды, достигающей 4,3 км, а отношение площади этого
панциря к площади земной поверхности меньше, чем нестаивающей части шапки к
площади поверхности Марса. Но лед Антарктиды содержит свыше 90% запасов
всей пресной воды на Земле, и нельзя исключить, что подобный резервуар
существует и на Марсе.
Все, что связано с водой на Марсе чрезвычайно важно для понимания
общих проблем планетной эволюции. Сейчас о предполагаемых водных
резервуарах ученые судят только по косвенным данным, прямых доказательств
их существования пока нет. Эти доказательства могут дать только
эксперименты.
5.Фобос и Деймос.
Важнейшим критерием для оценок возраста тех или иных структур на
поверхности планеты служит число кратеров ударного происхождения в
зависимости от их размеров и степени разрушения. Однако в условиях сильной
эрозии трудно установить истинную плотность кратеров на Марсе. К тому же
плотность кратеров в отдельных районах может быть частично связана с
позднейшей вулканической активностью, а не только с возрастом древних форм
рельефа. На наиболее сильно кратерированных участках поверхности число
кратеров и их распределение по размерам сравнимы со степенью насыщенности
лунной поверхности, в то время как на других участках они практически
отсутствуют.
Своего рода контрольную цифру для получения сравнительной оценки числа
соударений, которым подвергалась поверхность всей планеты за геологическую
историю, дает изучение поверхности спутников Марса - Фобоса и Деймоса.
Поскольку спутники лишены атмосферы и находятся в той же области Солнечной
системы, что и сама планета, такое сравнение кажется правомерным. Оно
свидетельствует об очень высокой эффективности процессов эрозии на Марсе,
поскольку насыщенность кратерами поверхностей спутников выше.
Спутники Марса имеют очень низкую отражательную способность (альбедо
меньше 5%), их можно отнести к наиболее темным объектам среди астероидов в
Солнечной системе. Из материалов, обладающих столь низким альбедо, наиболее
вероятны углистые хондриты, представляющие собой неплотное темное углистое
вещество, богатое гидратированными силикатами, газами и даже органическими
соединениями. Они образуют небольшую группу среди обычных хондритов -
самого распространенного класса каменных метеоритов, содержащих наибольшее
количество легких летучих элементов. Предположение об углистых хондритах и
сравнительно малая плотность спутников (около 2 г/см3) не противоречат
наиболее вероятной модели их строения, согласно которой рыхлым материалом
образованы только внешние слои, окружающие более плотные недра. Видимо, их
поверхности покрыты слоем пыли вследствие интенсивной метеорной
бомбардировки, и поверхностный слой напоминает лунный реголит. Как показали
фотоснимки, полученные с близкого расстояния "Маринером-9" и "Викингами",
пылью засыпаны кратеры на Деймосе поперечником менее примерно 50 м
вследствие ее сползания по склонам. Из-за малой силы тяжести и,
следовательно, низкой скорости убегания, которую называют второй
космической скоростью (для Фобоса она всего около 13 м/с, а для Деймоса
около 8 м/с), можно ожидать повышенной плотности пылевых частиц вдоль орбит
спутников - образования своего рода пылевых торов.
Наиболее впечатляющей особенностью поверхности Фобоса являются
линейчатые структуры типа борозд или желобов, которые ориентированы
примерно перпендикулярно оси, направленной к Марсу. Для объяснения
происхождения этих структур предложены различные гипотезы. Вполне
правдоподобным кажется предположение о приливных эффектах, значительно
более эффективных, чем оказываемые Землей на Луну, и приведших к
образованию "складок". Предпринималась попытка связать желоба с эрозией
материала различной прочности на поверхности более крупного тела,
фрагментом которого мог бы быть Фобос, и последующим отложением рыхлого
материала. Высказана оригинальная идея о возникновении трещин за счет
внутренних напряжений при торможении в процессе гипотетического захвата
этого тела из пояса астероидов на сравнительно близкую орбиту вокруг Марса.
Тщательное изучение изображений Д.Веверкой и другими исследователями
наиболее убедительные свидетельства в пользу предположения, что это скорее
трещины, а не складки и не остаточные формы эрозии, хотя по своей
морфологии они достаточно сложные - видимо, вследствие взаимодействия с
поверхностным реголитом. Однако причина их образования могла быть иной.
Нельзя исключить, что крупный кратер Стинки диаметром около 10 км и борозды
на поверхности Фобоса возникли в одном и том же процессе. Действительно,
наиболее крупные, четко выраженные трещины, имеющие ширину от 100 до 200 м
и глубину от 10 до 20 м, находятся вблизи кратера, образовавшегося от удара
крупного метеорита, - события почти катастрофического для небольшого тела,
хотя бы частично состоящего из углистых хондритов (материала, слабого по
своей механической прочности), едва не приведшего к его разрушению. На
противоположной кратеру стороне трещины меньше, а самая крупная,
непосредственно примыкающая к Стинки, имеет ширину 700 м и глубину 90 м.
Эти размеры огромны, если учитывать, что максимальный поперечник Фобоса
всего 27 км, а минимальный - 19 км.
Исходя из кратерообразования на небесных телах в районе орбиты Марса и
плотности кратеров на Фобосе, возраст борозд оценивается в 3,4 млрд. лет.
По крайней мере, он не меньше 1 млрд. лет, если предположить, что по каким-
либо причинам интенсивность бомбардировки крупными метеоритами вблизи
астероидного пояса была аномально высокой. Было ли это единственное "почти
катастрофическое" событие в истории спутников Марса? Это не известно, хотя
вполне резонно предположить, что могли произойти другие крупные катастрофы
и что существующие сейчас спутники действительно представляют собой
фрагменты крупных родительских тел - отправного пункта эрозийной гипотезы
образования линейчатых структур на поверхности Фобоса. Обзорное
фотографирование с "Викингов" не привело к обнаружению других "осколков"
размером более примерно 1 км; однако не следует забывать, что охваченная
наблюдениями область пространства была ограниченной. К тому же надо учесть,
что за период в миллиарды лет могла произойти сложная эволюция их орбит.
6. Внутреннее строение.
Характерные особенности геологических структур на марсианской
поверхности служат хорошим критерием для рассчитываемых эволюционных
моделей планеты, занимающей по своим размерам промежуточное положение между
Луной и Меркурием, с одной стороны, и Землей и Венерой - с другой. Прежде
всего, существует ряд свидетельств того, что, подобно остальным планетам
земной группы, на Марсе также происходила ранняя дифференциация вещества
его недр. На это указывают сохранившиеся следы первичной магматической
деятельности на отдельных наиболее древних участках поверхности, химический
состав поверхностных пород. Однако для Марса значительнее труднее
удовлетворить требованию высокой начальной температуры центральных
обла
| |  скачать работу |
Марс и его спутники |
