Мыслящая Вселенная - Мизун Юрий Гаврилович - Страница 54

До сих пор на Марсе не обнаружено ни одного действующего вулкана. Что касается равнин Марса, на которых нет кратеров, то они покрыты толстым слоем застывшей лавы. Сквозь трещины в коре планеты выделялись потоки лавы. Они заполняли низины. Одновременно лава в огромных количествах текла с вершин вулканов. На рисунке 105 виден район, который был залит лавой во время извержения вулкана Арсия. При извержении выбрасывались тучи пепла. Они ветром разносились по всей планете. Хотя плотность атмосферы на Марсе мала, ветер делает свое разрушающее дело. Следы ветровой эрозии видны везде. Ветры на дне кратеров насыпают песчаные дюны. Сила ветра на Марсе значительна. Ведь она определяется не только плотностью атмосферного газа (она невелика), но и скоростью ветра (она огромна). Сила ветра зависит от скорости во второй степени. Скорость увеличивается от 2 до 3 м/с, а сила его возрастает от 22=4 до 32=9. Регулярные местные ветры создают весьма устойчивые крупномасштабные полосы и характерные эоловы венцы. Эти полосы простираются вдоль плоскогорья и достигают 500 километров в направлении дующих непрерывно ветров. Здесь ветром создаются поля барханов, которые вытянуты вдоль плоскогорья.

Рис. 105. Обильные излияния вулканических лав приводили к затоплениям обширных районов на расстояниях до 1500 км от вулкана. Участок поверхности выше и левее кратера Пикеринг (справа, диаметр 120 км) и само дно кратера подверглись затоплению при извержениях вулкана Арсия. Снимок NАSА

Окраска поверхности Марса создается присутствием гидратов окислов железа. Они образуют слой красной пудры на зернах силикатного песка. Этот песок является основной составляющей поверхности планеты. Примерно десятую часть составляет примесь гидратов железа. Возможно, имеются и примеси других пород. Во всяком случае большая часть поверхности Марса представляет собой мелкий красный песок, из которого выдвигаются бесчисленные камни. Но красный песок покрывает частично даже камни. Песчинки очень мелки, всего 1–5 мкм (микрометров). Широко известны пылевые бури на Марсе. Есть ветер, и есть пыль. В результате получаются пылевые бури. Полагают, что когда буря затихает, осевшие песчинки (практически пылинки) слипаются в комочки. Размер их достигает одного миллиметра. Когда сухие пылинки (песчинки) трутся друг о друга, они электризуются. Имея электрический заряд, они очень легко слипаются. Но при этом действуют не только электрические силы. На частицах может намерзать водяной иней или иней углекислоты. Естественно, что при этом они увеличиваются. Ясно одно: поверхность Марса составляют пыль, песок, камни и в некоторых местах скалы. Это не домыслы, а документированные данные, полученные с помощью космических аппаратов.

Мы уже упоминали о каньонах. Добавим еще несколько слов. Самым большим каньоном на Марсе является долина Маринера. Его длина 4500 километров, а глубина 5–7 километров. На дне каньона атмосферное давление вдвое больше, чем на нулевом уровне. Оно составляет 12 мбар. По сторонам каньона имеется развитая система «притоков». Это своего рода овраги. Западная оконечность этого огромного района переходит в лабиринт Ночи. Это разветвленная система трещин в поверхности планеты. Каждая трещина достигает 30 километров в ширину. Система трещин охватывает обширный район Марса. Протяженность района достигает 100 километров. Полагают, что система трещин образовалась в результате действия подпочвенных явлений. Не исключают и процессы, связанные с таянием вечной мерзлоты.

Особого внимания заслуживает туман, который покрывает долину Маринера по утрам, а иногда и к вечеру. Порой туман настолько плотный, что космические аппараты не могут «просматривать» марсианскую поверхность.

Главным является вопрос образования каньона. Конечно, это не канал, и выброшенного грунта нигде нет. Ясно одно, что если тектоника Земли состоит из отдельных плит (это мы рассмотрели в книге «Озонные дыры»), то вся кора Марса всегда двигалась как единая плита. Самый главный каньон Марса начал формироваться примерно около 3 миллиардов лет назад.

Каньон в долине Маринера, видимо, образовался так. Голова каньона (лабиринт Ночи) является результатом разрушения поверхности, которое продолжается. На склоне каньона видны слои пыли, лавы и вулканического пепла. Общая толщина слоя достигает 2 километров. Каньон — это своего рода разрез, причем на большую глубину. Из таких разрезов можно получить ценную информацию о строении и составе грунта на разных глубинах. Космические аппараты фотографировали оползни, которые проходят через метеоритные кратеры, пересекают друг друга и растекаются по дну. Получены снимки, на которых на склонах, на языках оползня видны несколько метеоритных кратеров диаметром в несколько сотен метров. Возраст оползней солидный. Полосы на языках оползней дают представление о направлении движения грунта. Полосы же на дне каньона дают информацию о направлении ветров. Значительные области на поверхности Марса покрыты грунтом, который в древности переработан многократными ударами. Специалисты этот грунт называют реголитом.

Воды на Марсе очень мало (даже в виде водяного пара). Тем не менее у специалистов есть основание предположить, что каньоны образовались потоками воды. Удивляться не надо. Космические аппараты сфотографировали на Марсе русла высохших рек. Два из этих снимков показаны на рисунке 106. В долине реки Нер-гал (верхняя часть рисунка) реки как таковой нет, есть только высохшее русло. Протяженность этого русла 400 километров. Мало того, рельеф местности позволяет заключить, что река Нергал впадала в огромное водохранилище. Внизу на рисунке 106 видно русло реки Маадим, протяженность которого достигает 700 километров. Обмеление этих и других рек происходило постепенно. Видимо, на планете менялись условия. Но куда исчезла вода и, вообще, откуда она бралась в более ранний период? Анализ всех данных, полученных с помощью космических аппаратов, позволяет нарисовать следующую картину.

Еще до того, как космические аппараты высадились на Марсе, большинство специалистов сходилось на том, что так называемые

Рис. 106. Вверху: сухое русло древней марсианской реки Нергал с притоками (долина глубоко прорезает лавовую равнину). Полная ее длина около 400 км. Внизу: долина Маадим длиной около 700 км. В средней ее части видна тонкая, более поздняя долина. Маадим находится в южном полушарии и вытянута вдоль меридиана 187° от 29 до 14° ю. ш., где соединяется с большим кратером. Снимок NАSА

шапки Марса представляют собой не что иное, как лед, то есть замершую воду. Прямые измерения на Марсе показали, что температура зимней полярной шапки практически совпадает с температурой конденсации углекислого газа при марсианских давлениях: 148 К или — 125 °C. Это наводит на мысль, что полярные шапки Марса могут состоять из замерзшего углекислого газа. Это значит, что, когда наступают зимние холода, в районе полярных шапок атмосферный газ конденсируется и выпадает в виде снега из углекислого газа. Толщина такого снежного покрова не больше 10 сантиметров. Но площадь шапок большая — от полюса до широты 55° и ниже. Когда наступает весна, этот снег тает и остается не тронутым теплом только в небольшой центральной области. Эта область невелика, всего 500–700 километров. Она покрыта снегом не из углекислого газа, а из воды. То есть это настоящий снег. Дело в том, что летом в этой области температура такая, при которой снег из углекислого газа обязан растаять. Правда, часть этого углекислого снега все же сохраняется и летом. Поэтому реальная картина такая: в полярных шапках имеются многочисленные слои обычного льда из воды вперемежку с напластованиями пыли и льда из СО2. Полная толщина этого хранилища достигает нескольких километров. Мы уже говорили о том, что южное и северное полушария (а значит, и полярные шапки) на Марсе находятся в неравноправных условиях. Поэтому не должно удивлять, что северная полярная шапка Марса (размер ее больше, чем размер южной шапки) состоит главным образом из водяного льда, тогда как в южной шапке преобладает лед из углекислого газа. Здесь основным регулятором выступает температура. В южном и северном полушарии сезонные температуры отличаются. Длительность сезонов в разных полушариях Марса также неодинакова.