Марс

палеоклиматом планеты, химическим составом и эволюцией ее атмосферы.

Четкость многих сохранившихся флювиогляциальных форм, отсутствие следов их

захоронения позднейшими наслоениями указывают на относительно недавнее

происхождение, в пределах последнего миллиарда лет. По конфигурации

некоторых желобов на склонах возвышенностей можно даже предполагать, что с

них когда-то стекали дождевые потоки - ситуация, совершенно невозможная в

современных условиях на Марсе при ничтожном содержании в атмосфере водяного

пара и очень низком атмосферном давлении у поверхности, при котором вода в

жидком виде практически не удерживается, быстро испаряясь.

Исходя из общих геохимических закономерностей о высвобождении воды из

планетных недр, подкрепленных теперь явно выраженными признаками

вулканической деятельности на всех планетах земной группы, многие

исследователи уже давно высказали идею о том, что основные водные массы на

Марсе сосредоточены в приповерхностном слое вечной мерзлоты, особенно в

слоях наносов и в крупных равнинных бассейнах типа Эллады. Не исключалась

даже возможность того, что за счет обычного геотермического температурного

градиента внутри этих бассейнов под слоем льда температура может оказаться

достаточной для сохранения воды в жидком состоянии. Такое предположение

было высказано советскими учеными А.И.Лебединским и В.Д.Давыдовым.

В пользу представлений о существовании на Марсе обширных районов

вечной мерзлоты действительно свидетельствует ряд деталей. К ним, в

частности, относятся специфические долины с обнажением на их склонах

внутренних пустот типа карстовых на Земле. Весьма вероятно, что они

образовались при первоначальном обнажении и последующей сублимации ледяных

прослоев (линз) и что подобных резервуаров, покрытых сыпучим грунтом,

сохранилось на Марсе довольно много. Примерно аналогичную природу могут

иметь встречающиеся на планете территории с хаотическим рельефом,

содержащие замысловато изломанные блоки горных пород. Они, вероятнее всего,

образовались за счет проседания наружных слоев вследствие ухода

подповерхностного материала. О районах вечной мерзлоты свидетельствуют

также специфические формы выбросов на внешних склонах некоторых кратеров,

напоминающие снежные лавины. Происхождение таких конфигураций, не имеющих

аналогов на других планетах, можно объяснить плавлением подповерхностного

льда при ударе метеорита и стеканием грязевых потоков по склонам

образовавшегося кратера.

Обширные области вечной мерзлоты на Марсе дают основание предположить

наличие на его поверхности изверженных пород типа палагонитов -

стекловатого минерала желто-бурого (или темно-бурого) цвета, встречающегося

на Земле в базальтах, диабазах и туфах преимущественно в полярных районах.

Палагониты образуются при взаимодействии магмы с водой или при извержении

ее сквозь ледовую толщу. Они богаты железом и обеднены кремнием, что как

раз подтверждается анализом элементного состава пород на поверхности Марса.

Вместе с тем из-за меньшего атмосферного давления марсианские палагониты

могут отличаться от земных меньшим содержанием летучих элементов и менее

прочной структурой.

При определенных условиях, когда за счет падения метеорита,

вулканического извержения или другого местного геотермального источника

происходит таяние льда, на поверхности Марса могли бы образовываться (или

вскрываться) водные резервуары.

Эту проблему исследовали известный американский планетолог К.Саган

вместе с Д.Уоллесом. Их расчеты показали, что испарение очень быстро

практически прекращается за счет появления на жидкой поверхности ледяного

покрова, достигающего толщины не менее метра. Чем меньше давление

атмосферы, тем интенсивнее испарение и тем сильнее охлаждение поверхности

за счет высвобождения скрытой теплоты испарения, а значит, толще

образующийся слой льда. В конечном итоге толщина ледяного покрова в среднем

должна составлять 10-30 метров, что соответствует условиям равновесия между

его ростом и сублимацией. Как известно, лед является хорошим

теплоизоляционным материалом, и одновременно он достаточно прозрачен для

солнечных лучей, которые частично проникают сквозь него и поглощаются в

самой водной толще. Вместе с высвобождающейся скрытой теплотой плавления на

нижней поверхности льда это препятствует дальнейшему промерзанию

резервуара, обеспечивая сохранение в нем жидкой воды.

Все это привело авторов к интересной гипотезе о существовании на Марсе

не только обширных водоемов (озер) под слоем вечной мерзлоты, но и о

продолжающемся поныне течении рек, скованных ледяным щитом только с

поверхности. А если это действительно так, то естественно предположить, что

формирование по крайней мере некоторых из наблюдаемых русел происходило

непрерывно. Можно было бы возразить, что большинство замерзших рек,

вероятно, покрыто песчаными наносами и что в этом случае резко уменьшается

как скорость сублимации, так и количество проникающего внутрь тепла, а

значит, условие равновесия смещается. Действительно, в таких местах ледяной

покров, вероятно, толще, однако вследствие регулярного переноса пыли

условия могут изменяться.

Противоположный эффект должен наблюдаться при увеличении инсоляции,

приводящей к уменьшению толщины ледяного покрова. На определенных участках

поверхности, где промерзание было полным, возможно появление под слоем льда

жидкой воды, так что этот слой по существу становится айсбергом. Такая

ситуация могла бы, в частности, возникать в приполярных областях вследствие

периодического изменения наклона оси вращения Марса относительно плоскости

эклиптики. При таянии южной полярной шапки, которая в современную эпоху

стаивает почти целиком вследствие заметного эксцентриситета орбиты планеты,

обнаруживаются слои, образованные осадочными породами. В этих

концентрических наслоениях вокруг полюса различается несколько сот слоев

толщиной от единиц до десятков метров, имеющих вид террас. Такие структуры

можно объяснить деятельностью ледников полярной шапки при изменении наклона

оси планеты, от которого сильно зависит интенсивность их таяния.

Предполагается, что последовательные процессы отложения осадков при таянии

ледников с образованием "водяных подушек" и айсбергов, частично

сглаживавших при своем перемещении неровности рельефа, происходили с

периодом в сотни тысяч лет.

Белые полярные шапки Марса - одна из наиболее примечательных черт на

диске планеты, хорошо наблюдаемых в телескоп. Аналогичным образом

выделялись бы полярные области Земли при наблюдении, например с Марса,

особенно - далеко простирающиеся к средним широтам обширные заснеженные

пространства северного полушария зимой. Однако до недавнего 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

областей, с тем, чтобы обеспечить их расплавление, если принять во внимание

только металлсиликатное фракционирование первичного вещества, позволяющее

объяснить его низкую среднюю плотность за счет общей обедненности железом.

Обойти эту трудность можно, приняв также во внимание вероятное

фракционирование железа и серы и удержание повышенного содержания

халькофильных элементов при относительно низких температурах конденсации на

орбите Марса. Это позволяет допустить, что образовалось ядро из смеси

железа с сернистым железом в условиях сравнительно невысоких температур

(около 1300 K), отвечающих эвтектике Fe-FeS. Допуская также, что калий

вошел в сульфидную фазу, можно предположить, что благодаря распаду 40K

сохранились тепловые источники в ядре.

Поскольку значительная доля железа связывалась серой, можно думать,

что мантия Марса также обогащена сернистым железом и что в составе ее

силикатов больше минералов с повышенным содержанием железа, чем магния.

Несомненная обогащенность железом обнаружена и в слагающем веществе

поверхностных пород. Это приводит к предположению, что гравитационная

дифференциация вещества Марса не была столь глубокой и полной, как на

других планетах земной группы. Именно с этим обстоятельством - недостаточно

полным выделением металлического железа - связано его повышенное содержание

в марсианских породах, в то время как общее относительное содержание железа

в веществе Марса не превышает ~25%, что существенно меньше, чем у Земли,

Венеры и, конечно, Меркурия. Сильное ограничение на степень дифференциации

Марса накладывает и величина безразмерного момента инерции I=0,375,

определенная с использованием данных измерений параметров орбит

искусственных спутников планеты. Она указывает на сравнительно небольшое

отклонение от однородного распределения плотности, что согласуется с

представлениями о наличии сравнительно небольшого и не очень плотного ядра.

Его радиус оценивается равным примерно 800-1500 км, масса составляет менее

9% от полной массы планеты.

В современных моделях тепловой эволюции Марса полная теплогенерация

обеспечивается при отношениях долгоживущих изотопов, примерно

соответствующих солнечным, и несколько повышенном содержании калия.

Формирование железо-сульфидного ядра начинается вскоре после завершения

аккумуляции и продолжается ~1 млрд. лет, чему отвечает период раннего

вулканизма. Приблизительно еще один миллиард лет спустя образуется зона

частичного плавления мантийных силикатов, медленно расширяющаяся внутрь.

Этот этап характеризуется интенсивной вулканической и тектонической

деятельностью, образованием базальтовых равнин и вулканических щитов. На

рубеже этого периода (около 3 млрд. лет назад) Марс достигает вершины своей

эволюции, после чего постепенно начинает охлаждаться. В течение

последующего 1 млрд. лет поддерживается примерно постоянный уровень

термической энергии, происходят глобальные тектонические процессы

наибольшего масштаба, образование громадных вулканов на щитах.

Сейчас Марс продолжает остывать. Тепловой поток в современную эпоху

оценивается равным 40 эрг/см2*с - приблизительно таким же, как на

докембрийских щитах на Земле. Толщина литосферы, очевидно, достигает

нескольких сотен километров, в том числе около 100 км составляет ее верхний

слой - марсианская кора. Сравнительно большая толщина литосферы дает

основание предполагать умеренную сейсмическую активность Марса в настоящее

время. С этими представлениями согласуются результаты экспериментов по

пассивной сейсмике на посадочном аппарате "Викинг-2": приблизительно за год

работы на поверхности был зарегистрирован только один слабый толчок с

неглубоким эпицентром, вероятно, вызванный не тектоническими процессами, а

падением метеорита в нескольких десятках километров от аппарата.

Сохранение у планеты полностью или частично расплавленного ядра

подтверждают данные измерений Ш.Ш.Долгиновым и его сотрудниками магнитного

поля Марса на автоматических станциях "Марс-2", "Марс-3" и "Марс-5". Эти

измерения привели к выводу, что Марс обладает собственным магнитным полем,

топология которого соответствует полю дипольной природы, с напряженностью у

поверхности на экваторе около 65 гамм, хотя, как и в случае Венеры, этот

вывод разделяется не всеми исследователями. По сравнению с геомагнитным,

это поле слабое, что при одинаковых параметрах вращения обеих планет могло

бы быть следствием небольшой жидкой зоны в ядре. Если же, как полагает,

например, американский космофизик К.Рассел, это поле целиком

индуцированного происхождения, то даже это допущение придется отвергнуть и

признать, что ядро, скорее всего целиком затвердело. Нельзя, впрочем,

исключить, что в своей космогонической истории Марс переживает период

инверсии магнитного поля, какой, судя по палеонтологическим данным, не раз

переживала в прошлом Земля.

7. Атмосфера Марса.

Атмосфера представляет собой самую внешнюю и потому наиболее доступную

дистанционным методам исследований оболочку планеты, формирование которой

непосредственно связано с ее эволюцией.

Давление атмосферы у поверхности Марса на два порядка меньше, чем у

поверхности Земли. Средняя температура у поверхности Марса -60оС(~210K).

Преобладающий компонент в атмосфере Марса - углекислый газ, относительное

объемное содержание которого свыше 95%.

Таблица 2.

Относительные параметры атмосферы Марса.

|Химический состав |CO2 |95 |

Страницы: 1, 2, 3