переносят его к противоположной полярной шапке, где он снова замерзает.

Этим круговоротом углекислого газа и разными размерами полярных шапок

объясняется непостоянство давления марсианской атмосферы. В целом у

поверхности оно составляет приблизительно 0,006 давления земной атмосферы,

но может подниматься и до 0,01.

Луны.

Спутники Марса были открыты 11 и 17 августа 1877 года во время

великого противостояния, американским астрономом Асафом Холлом. Такие

названия спутники получили опять же из греческой мифологии: Фобос и Деймос

- сыновья Ареса (Марса) и Афродиты (Венеры), всегда сопровождали своего

отца. В переводе с греческого “Фобос” означает “страх”, а “Деймос” -

“ужас”.

Фобос - самая близкая луна к ее планете в Солнечной системе.

Расстояние от Фобоса до Марса - 9400 километров и вращается спутник вокруг

Марса с периодом 7 час. 39 мин. Таким образом, Фобос совершает обращение

вокруг планеты втрое быстрее, чем сам Марс вращается вокруг своей оси. За

сутки Фобос успевает совершить три полных оборота и еще пройти дугу в 78

градусов. Для марсианского наблюдателя Фобос восходит на западе и заходит

на востоке.

Размеры Фобоса невелики - 28х20х18 км. Последние данные, полученные со

спускаемого аппарата “Марс Глобал Сервейер”, показали, что поверхность

Фобоса, являющаяся как бы ребром относительно планеты, вся покрыта

кратерами от постоянных метеоритных столкновений.

В 1945 году американский астроном Б. Шарплес обнаружил вековое

ускорение в движении Фобоса по орбите. Это означало, что Фобос, строго

говоря, движется по очень пологой спирали, постепенно приближаясь к

поверхности Марса. Если так и дальше будет продолжаться, через 15 млн. лет

- срок с космической точки зрения весьма небольшой, Фобос упадет на Марс.

Интересно, что есть программа, призванная “помочь” Фобосу упасть на

Марс с целью повышения температуры планеты вследствии столкновения со

спутником, но насколько это реально - покажет время.

Деймос - самая маленькая известная луна в Солнечной системе. Спутник

не обладает сферической формой, его размеры 11x15 км. Расстояние до Марса

порядка 23.5 тысяч километров. Период вращения спутника вокруг Марса 30

часов 21 минута. Период обращения Деймоса немного больше, чем период

вращения Марса, поэтому хоть Деймос и “нормально” восходит на востоке и

заходит на западе, но движется по небу Марса крайне медленно.

Небольшими кратерами поверхности спутников усеяны примерно также как и

Луна. При общем сходстве, обилии мелко раздробленной породы, покрывающей

поверхности спутников Фобос выглядит более "ободранным", а Деймос имеет

более сглаженную, засыпанную пылью поверхность. На Фобосе обнаружены

загадочные борозды, пересекающие почти весь спутник. Борозды имеют ширину

100-200 м и тянутся на десятки километров. Глубина их от 20 до 90 метров.

Есть несколько гипотез, объясняющих происхождение этих борозд, но пока нет

достаточно убедительного объяснения, как впрочем, и объяснения

происхождения самих спутников. Скорее всего это захваченные астероиды.

Атмосферный состав.

Атмосфера на Марсе сильно разрежена, так как Марс не способен долго

удерживать возле себя молекулы газов. В отдаленном будущем атмосфера,

видимо, совсем растворится в пространстве. А в настоящий момент ее давление

у поверхности в лучшем случае составляет лишь один процент от нормального

земного атмосферного давления. Однако втрое меньшая сила тяжести на

поверхности Марса позволяет даже такому разреженному воздуху поднимать

миллионы тонн пыли. Пылевые бури на красной планете - не редкость.

Астрономы, стремящиеся что-либо с Земли разглядеть на Марсе, борются уже с

двумя атмосферами. Пылевые бури в марсианской атмосфере иногда могут

бушевать месяцами. Через определенное время в буре накапливается слишком

много пыли и она начинает распадаться. Бури наиболее сильны весной и летом

в южном полушарии, когда планета наиболее близка к Солнцу и ветры наиболее

сильные. Состоит марсианская атмосфера на 95,3% из углекислоты, 2,7%

молекулярного азота и 1,6% аргона. Есть в атмосфере небольшое количество

водяного пара.

Низким температурам Марс обязан углекислому газу, который отражает

энергию, получаемую планетой от Солнца. Практически отсутствующая атмосфера

не помогает Марсу с повышением температуры. На теневой и солнечной сторонах

температуры сильно рознятся.

Когда первые фотографии с поверхности Марса, сделанные “Викингом”,

были переданы на Землю, ученые были очень сильно удивлены, увидев, что

Марсианское небо не черное, как это предполагалось, а розовое. Оказалось

что пыль, висящая в воздухе, поглощает 40% поступающего солнечного цвета,

создавая цветной эффект.

Ключевая проблема Марса даже не его низкая температура, а очень

сильная разреженность воздуха. Ученые давно мечтали отправить экспедицию на

вулкан Олимп, но на его вершине воздух разрежен настолько, что спускаемый

аппарат даже не сможет замедлить скорость для успешной посадки. Опять же из-

за низкого атмосферного давления на Марсе не может существовать жидкой

воды, необходимой для любой жизни. При комбинации низкого давления и низких

температур жидкая вода застыла бы мгновенно. Несмотря на то, что количество

воды в атмосфере очень мало, оно близко к насыщенности - тоже результат

низкого давления.

Результаты исследований американского спускаемого аппарата

“Патфайндер” показали, что если бы человек стоял на Марсе, разница

температуры между его стопами и грудью составила бы приблизительно 15

градусов.

Однако изотопный состав атмосферы и наличие инертных газов указывают

на то, что в прошлом атмосфера сильно отличалась от той, что показывает

сейчас измеритель космического корабля.

Температурный режим планеты.

Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого

в фокусе телескопа - рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов.

Измерения В. Лампланда в 1922г. дали среднюю температуру поверхности Марса

-28(С, Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924г. -13(С. Более низкое

значение получили в 1960г. У. Синтон и Дж. Стронг:

-43(С.

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. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе

температура может доходить до +27(С, но уже к вечеру она падает до нуля, а

к утру до -50(С. На полюсах температура может колебаться от +10(С в период

полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи.

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, в отличие от

нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными

процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить

температуру планеты.

Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. МакКаллаф и Р.

Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса

-55(C, т.е. заметно ниже, по инфракрасному излучению. Измерения,

проведённые в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе

могут наблюдаться и ещё более низкие температуры, доходящие до -133(C -

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

м/сек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными

методами многими учёными.

Среди образований, обнаруженных на поверхности Марса, всеобщее

внимание притягивают руслообразные 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 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.

Рельеф Марса

Геологические особенности.

Марс необычен тем, что имеет сильную асимметрию относительно

экватора, который делит Марс на два полушария, резко отличающиеся друг от

друга.

Южное полушарие находится на высоте 1-3 км Марсианского уровня моря,

вся поверхность сильно исщерблена метеоритами и содержит многие километры

глубоких каналов. Северное же полушарие находится ниже уровня моря и

покрыто вулканическими потоками и содержит мало кратеров, в основном же это

равнины или столовые горы. Поверхность Марса проморожена на глубину более

километра.

Кратеры.

Изучение кратеров немаловажно, потому что никаких образцов горных

пород на Землю доставлено не было, и по кратерам мы можем оценить возраст

поверхности Марса. Процесс датирования поверхности лишь по визуальным

наблюдениям называется стратиграфией и все средства для анализа, доступные

нам, лишь фотографии, сделанные беспилотными транспортными средствами.

Маленькие кратеры (около 5 км в диаметре) напоминают шар с пологим

дном и резкими склонами. Большие кратеры (то 50 до 70 км в диаметре)

напоминают небольшие равнины, окруженные холмами с нечеткими, изъеденными

склонами.

По анализам вещества, выбитого из поверхности Марса метеоритом, можно

определить, был ли Марс покрыт водой или льдом, когда кратер был образован.

Большая часть южного полушария и часть северного имеет поверхность,

сильно покрытую кратерами. Возможно, северное полушарие имеет гораздо более

гладкую поверхность в результате того, что кратеры были залиты лавой. Это

не обязательно видимые вулканы, лава могла попасть через трещины на дне

кратера.

Судя по тому, что южное полушарие гораздо сильнее покрыто кратерами,

можно предположить, что его поверхность старше поверхности северного

полушария. По другой теории все неровности северного полушария были стерты

вследствие попадания огромного метеорита.

Большие кратеры были сформированы порядка 3.8 миллиарда лет тому

назад.

Равнины

Наиболее сильно покрытые кратерами равнины были образованы около 3.5

миллиарда лет назад, а слабо покрытые кратерами равнины образовались после

того, как бомбардировка Марса уменьшилась - это произошло менее чем 500

миллионов лет назад.

Равнины на экваторе больше любой замеченной на Земле равнины и

произошли в результате деятельности вулканов: они состоят из золы и лавы.

Другие равнины вероятно образовались в результате деятельности вулканов,

ветров и льда.

Вулканы

Существуют два типа извержений, происходящих на Марсе: те, что

происходят из одного кратера постоянно и тем самым строят вокруг себя

вулканические горы, и извержения, происходящие из трещин в коре, за счет

чего образуются обширные равнины. Из-за небольшой тектонической активности

на Марсе вулкан, как правило, растет не растекаясь до тех пор, пока хватит

магмы.

Вулканы главным образом располагаются на поднятиях Элизиум и Фарсид

около экватора. Лишь на северо-западе от поднятия Фарсида располагается

вулкан Олимп - самый высокий вулкан не только на планете, но и в Солнечной

системе. Геологи классифицируют его как “щитовой вулкан”, который состоит

из круглого нароста лавы в 700 км диаметром, вздымающегося до вершины в

виде кальдеры диаметром в 80 км. Внешний край нароста лавы ограничен

обрывистыми утесами, возвышающимися на 6 км над окружающими равнинами. Этот

вулкан похож на земные вулканы, например на известный вулкан на Гавайях,

главное отличие - его огромные размеры. Причина таких размеров по-видимому

в комбинации двух факторов: малая тектоническая активность Марса и глубокий

источник магмы. Магма движется под очень сильным давлением, ведь чтобы

дойти до поверхности Олимпа, ей необходимо пройти 150-200 км (это

расстояние у гавайского вулкана-60 км). Большие вулканы имеют гладкие

пологие склоны порядка 6-и градусов и даже меньше, соответственно у

небольших вулканов склоны круче.

Поднятия.

К юго-западу от Олимпа находится поднятие Элизий - огромная

возвышенность, увенчанная тремя вулканами. Самый высокий из них - гора

Элизий возвышается на 9 км над окружающими равнинами.

К юго-востоку от Олимпа на расстоянии 1600 км начинается еще более

громадная возвышенность, известная как поднятие Фарсида. Она вздымается на

10 км над условным уровнем моря и простирается более чем на 4 тысячи км с

севера на юг и на 3 тысячи км с востока на запад, т.е. равняется по своим

размерам Африке к югу от реки Конго. В свою очередь она увенчана тремя

гигантскими щитовыми вулканами - Арсией, Павлиньим и Аскрейским, известными

под общим названием “Горы Фарсида”. Расположенные на широких плечах

поднятия Фарсида, они вздымают свои пики на высоту в 20 км над уровнем моря

и остаются видимыми для космических кораблей даже во время сильнейших

пылевых бурь.

Каналы.

По восточному краю поднятия Фарсида Марс кажется расколотым какими-то

катастрофическими силами. Среди причудливого переплетения связанных между

собой каньонов и впадин, известного под названием Лабиринт Ночи,

поверхность планеты взрывает чудовищная извилистая борозда, которая тянется

на расстояние в 4500 км на восток почти параллельно экватору, между пятой

и двадцатой параллелями южной широты.

Это-долина Маринеров, названная в честь “Маринера-9”-первого

космического корабля, сфотографировавшего ее. В глубину она достигает 7 км

при максимальной ширине в 200 с лишним км. Для сравнения укажу, что она в 4

раза глубже, в 6 раз шире и более чем в 10 раз длиннее Большого Каньона в

США.

Восточная оконечность долины Маринеров поворачивает на север к

экватору и вливается в так называемую “хаотическую местность” - истерзанный

и развороченный ландшафт из массивных останков, долин и изломов.

Из северной части этой хаотичной зоны появляются глубоко врезанные,

очень широкие и длинные каналы - Симуд, Тиу и Арес (в последнем 4 июля 1997

года совершил посадку спускаемый аппарат НАСА “Глобал Сервейер”). Эти

каналы пересекают дно огромной котловины, известной под названием равнина

Хриса, где к ним присоединяются другие каналы, в том числе и Касей, который

выходит из северной части центральной секции каньонов Маринеров и тянется

на 3 тысячи км.

По единодушному мнению геологов, поразительным в этих каналах является

то, что они могли быть проложены только потоками огромных количеств воды.

Эти потоки текли из южного полушария Марса в северное с очень большой

скоростью, поскольку стекали под уклон. В подтверждение этой теории есть

еще один факт - в некоторых частях каньонов имеются слоистые отложения. Они

могли сформироваться под водой, хотя эти отложения могли сформироваться и в

результате сезонных изменений.

Список использованной литературы

1. “Тайны Марса”, Г. Хэнхок, Р. Бьювэл, Дж. Григзби; издат. Вечерн.

Москва, 1999 год.

2. “Красная планета”, Н. Юрмчук; издат. Квэйк, Санкт-Петербург, 1998

год.

3. “Астрономический справочник”, А. Виноградова, Л. Сапогов; издат.

Арена; Москва, 1999 год.

4. Информационные ресурсы Интернет: официальный сервер НАСА

(www.nasa.gov); научные сайты о Марсе (www.marsacademy.com,

www.marsientist.com, www.redplanet.com)

Страницы: 1, 2