Марс: красная планета
на 3-4 км выше, чем в
северном. Участки поверхности Марса, покрытые кратерами, похожи на лунный
материк. Если мысленно разделить планету пополам большим кругом,
наклоненным на 35° к экватору, то между двумя половинами Марса имеется
заметное различие в характере поверхности.
Южная часть имеет в основном древнюю поверхность, сильно изрытую
кратерами. На севере доминирует более молодая и менее богатая кратерами
поверхность. Значительная часть поверхности Марса представляет собой более
светлые участки («материки»), которые имеют красновато-оранжевую окраску;
25% поверхности — более темные «моря» серо-зеленого цвета, уровень которых
ниже, чем «материков».
Перепады высот весьма значительны и составляют в экваториальной
области примерно 14-16 км, но имеются и вершины, вздымающиеся значительно
выше. На Марсе находятся огромные потухшие вулканы - Арсия (27 км) и Олимп
(26 км). Это самые высокие вулканы в Солнечной системе – щитовые. Для
сравнения: щитовые вулканы Гавайских островов на Земле возвышаются над
морским дном всего на 9 км. Щитовые вулканы растут в высоту постепенно, в
результате повторных извержений из одного и того же жерла. Хотя в настоящее
время эти вулканы, по-видимому, уже не являются действующими, они,
вероятно, образовались раньше и были активными намного дольше, чем любые
вулканы на Земле. При этом горячие вулканические точки на Земле с течением
времени изменяли свое местоположение из-за постепенного движения
континентальных плит, так что для "построения" очень высокого вулкана в
каждом отдельном случае времени не хватало. Кроме того, низкое тяготение
позволяет изверженному веществу образовывать на Марсе намного более высокие
структуры, которые не обрушиваются под собственной тяжестью.
Наблюдения Марса со спутников обнаруживают отчетливые следы вулканизма
и тектонической деятельности — разломы, ущелья с ветвящимися каньонами,
некоторые из них имеют сотни километров в длину, десятки — в ширину и
несколько километров в глубину. Вулканические кратеры достигают огромных
размеров. Крупнейшие из них достигают 500-600 км в основании. Диаметр
кратера у Арсии — 100, а у Олимпа — 60 км (для сравнения — у величайшего на
Земле вулкана Мауна-Лоа на Гавайских островах диаметр кратера 6,5 км).
Исследователи пришли к выводу, что вулканы были действующими еще
сравнительно недавно, а именно: несколько сотен миллионов лет назад.
Имеются свидетельства (сохранившиеся русла потоков - длинные
ветвящиеся системы долин протяженностью в сотни километров, весьма похожие
на высохшие русла земных рек, причем перепады высот отвечают направлению
течений), что на поверхности Марса в свое время существовала жидкая вода.
Кажется, что эти русла возникли в ходе какого-то внезапного наводнения.
Кроме того, в сильно изрытых кратерами областях найдены извилистые следы
высохших рек со многими притоками. Некоторые особенности рельефа явно
напоминают выглаженные ледниками участки. Судя по хорошей сохранности этих
форм, не успевших ни разрушиться, ни покрыться последующими наслоениями,
они имеют относительно недавнее происхождение (в пределах последнего
миллиарда лет). Где же теперь марсианская вода? Есть все основания
полагать, что воды на Марсе немало. Высказываются предположения, что вода
существует и сейчас в виде мерзлоты. При весьма низких температурах на
поверхности Марса (в среднем около 220 К в средних широтах и лишь150 К в
полярных областях) на любой открытой поверхности воды быстро образуется
толстая корка льда, которая, к тому же, через короткое время заносится
пылью и песком. Летом температура на экваторе чуть выше 0оС, а на большей
части поверхности средняя – 23оС. Не исключено, что, благодаря низкой
теплопроводимости льда, под его толщей местами может оставаться и жидкая
вода и, в частности, подледные потоки воды продолжают и теперь углублять
русла некоторых рек.
Температура
Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого
в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов.
Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные
измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны
и времена суток. В 1956 г. к измерению температур был применён новый метод
– радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не
только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в
радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, связанного,
в отличие от нетеплового, с различными электромагнитными и плазменными
процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить
температуру планеты.
С помощью таких измерений в 1956 году была получена средняя
температура поверхности Марса - 218(К. Измерения, проведённые в последние
годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и ещё
более низкие температуры, доходящие до 140(К - ниже точки замерзания
углекислого газа.
Различие температур дня и ночи, полярных и тропических районов, зимы
и лета приводит к возникновению ветров, имеющих подчас скорости 40-50
мсек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными
методами многими учёными.
Среди образований, обнаруженных на поверхности Марса, всеобщее
внимание русло образные протоки, или меандровые долины. Их внешний вид,
наличие «притоков» вряд ли можно объяснить иначе, чем, предложив, что это –
русла рек.
Однако на Марсе в настоящее время реки течь не могут, там вообще не
может быть жидкой воды. Причина этого состоит в том, что при тех низких
давлениях, которые господствуют на Марсе, вода закипает при очень низких
температурах. Никакая другая жидкость не могла образовать наблюдаемых
русел: лава быстро застывает, а жидкая углекислота даже в земных условиях
не может существовать.
Итак, единственное возможное объяснения меандров на Марсе – это
образование водных потоков, рек. Сейчас для него нет необходимых условий –
значит, они были в прошлом. Для этого нужно допустить, что в более ранние
эпохи атмосферное давление на Марсе было значительно выше, чем в настоящее
время.
АТМОСФЕРА МАРСА.
Разреженная марсианская атмосфера содержит 95,3% углекислоты, 2,7%
молекулярного азота и 1,6% аргона, СО(0,06%), Н2О (до 0,1% и существенно
меняется в зависимости от сезона). Кислород присутствует только в виде
следов. Атмосферное давление у поверхности составляет 0,7%(5-7гПа) давления
у поверхности Земли. Однако сильные атмосферные ветры вызывают обширные
пылевые бури, которые иногда обхватывают всю планету, поднимая пыль на
высоту до 20 км.
На Марсе наблюдаются разнообразные формы облаков и тумана. Рано утром
туман сгущается в долинах, а по мере того, как ветры поднимают
охлаждающиеся воздушные массы на возвышенные плато, облака появляются и над
самыми высокими горами. Зимой северная полярная шапка окутывается завесой
ледяного тумана и пыли, называемой полярным капюшоном. Подобное явление в
несколько меньшей степени наблюдается и на юге.
Полярные области покрыты тонким слоем льда, который, как полагают,
является смесью водяного льда и твёрдой углекислоты. Изображения с высокой
степенью разрешения показывают спиральные образования и страты нанесённого
ветром вещества. Северная полярная область окружена рядами дюн.
Ледяные полярные шапки увеличиваются и убывают в соответствии со
сменой времён года.
Марсианский год примерно вдвое длиннее земного, так что времена года
также более длинные. Однако из-за относительно высокого эксцентриситета
орбиты Марса они имеют неравную продолжительность: лето в южном полушарии
(которое наступает, когда Марс находится около перигелия) короче и жарче
лета на севере.
На марсе имеется слабый озоновый слой на высоте 36-40 км и толщиной в
7 км, в 250 раз более слабый земного.
Полярные шапки
Полярные шапки - белые пятна на глобусе Марса и в буквальном, и в
переносном смысле слова, это очень заметные детали даже с Земли, меняющие
свои очертания в зависимости от времен года на Марсе - то разрастающиеся,
то почти исчезающие. Когда на одном полушарии планеты на смену осени
приходит зима, соответствующая шапка начинает расти, на другом полушарии в
это время лето и там протекает обратный процесс. При этом в южном полушарии
зимой холоднее, но зато летом теплее, чем в северном. С приходом весны
полярная шапка начинает уменьшаться и к концу марсианского июля она почти
исчезает на южном полюсе, северная же шапка намного больше. Такая картина
повторяется из года в год.
Нетающие, остаточные части шапок сформированы из мощных слоистых
отложений. На снимках, сделанных издалека, они выглядят как вихреобразные
образования, которые на более детальных снимках превращаются в систему
уступов, террас и дегрессий. Отложения, слагающие остаточные полярные шапки
планеты, представляют собой слои льда, смешанного с тонкозернистым
материалом. Судя по температурному режиму полярных областей, в формировании
остаточных ("вечных") полярных шапок главную роль играет лед Н2O. Таким
образом, предполагается, что полярные образования Марса представляют собой
вместилище значительных запасов водяного льда. При этом полярные шапки
Марса состоят из двух слоев. Нижний, основной слой, толщиной в сотни
метров, образован обычным водяным льдом, смешанным с пылью, который
сохраняется и в летний период. Это постоянные шапки. Наблюдаемые сезонные
изменения полярных шапок происходят за счет верхнего слоя толщиной менее 1
метра, состоящего из твердой углекислоты, так называемого "сухого льда".
Покрываемая этим слоем площадь быстро растет в зимний период, достигая
параллели 50 градусов, а иногда и переходя этот рубеж. Весной с повышением
темпера
| |  скачать работу |
Марс: красная планета |
