Пользовательского поиска


предыдущая главасодержаниеследующая глава

Часть II. Космические исследования Марса

Кратеры и каньоны на Марсе

В июле 1965 г. американская космическая станция "Маринер-4" прошла от Марса на минимальном расстоянии 12 тыс. км и передала на Землю 22 снимка поверхности планеты. С первого же взгляда на этих снимках удалось различить десятки кратеров, напоминающих лунные. При первом обзоре их было обнаружено 70, затем число их возросло до 110, а после улучшения изображений путем контрастирования и устранения дефектов - даже до 300.

Кратеры Марса во многом напоминали лунные: почти тот же диапазон размеров (от 3 до 120 км), те же формы. Только вот кратеров с центральной горкой было сравнительно мало, да наблюдался явный дефицит небольших кратеров. Вначале это приписали малой разрешающей способности камер "Маринера-4", но потом это обстоятельство подтвердили снимки "Маринера-6" и "Маринера-7", камеры которых могли регистрировать кратеры до 0,5 км поперечником (рис. 11). Кроме того, очертания марсианских кратеров по сравнению с лунными казались сглаженными. Одновременно несколько ученых (в том числе и автор этой книги) объяснили это действием эрозии, в основном ветровой.

Рис. 11. Кратеры на поверхности Марса. Снимок 'Маринера-6'
Рис. 11. Кратеры на поверхности Марса. Снимок 'Маринера-6'

Как мы уже знаем, скорость ветра на Марсе может достигать значительных величин. Поэтому горные образования там подвергнуты прямому воздействию ветра - выветриванию. Но это еще не все: ветер переносит мелкую пыль, и удары пылинок за миллионы лет способны производить заметные разрушения.

Меньшую роль в процессах эрозии на Марсе должна играть метеоритная бомбардировка. Поверхность Луны беззащитна от ударов метеоритов любого размера, от самых крупных до мельчайших. Атмосфера Марса надежно защищает поверхность планеты от ударов тел меньше одного сантиметра: они испаряются в марсианской атмосфере, как и в атмосфере Земли. Но большие тела, разумеется, падают на Марс и способны производить разрушения.

Следует отметить, что Марс находится (и находился) в иных условиях по отношению к метеоритной бомбардировке, чем Земля и Луна. Во-первых, он ближе к кольцу астероидов, и можно думать, что в современную эпоху метеориты астероидального происхождения должны падать на Марс в большем количестве, чем на Землю и Луну. Во-вторых, в прошлом Марс находился в другой части допланетного облака и рос "в одиночку", тогда как Земля и Луна аккумулировались почти одновременно вблизи друг от друга, что могло приводить к ускорению и даже к фокусировке притяжением Земли остатков допланетного роя тел, падающих на Луну. Масса Марса - промежуточная между массами Земли и Луны, что тоже имело значение: чем больше масса планеты, тем больше ее "зона захвата", зона вычерпывания вещества роя.

В 1969 г. "Маринер-6" и "Маринер-7" передали на Землю около 200 снимков Марса, из них 55 - с близкого расстояния: от 10 до 3,5 тыс. км. Качество этих снимков было значительно лучше, чем у "Маринера-4", и они (после соответствующей обработки) позволяли различить детали до 0,5 км.

Сравнение распределения кратеров по размерам на Марсе и на Луне (отдельно в лунных морях и горных районах) отчетливо выявило упомянутый выше дефицит мелких кратеров (меньше 5-10 км). Большинство крупных кратеров на Марсе имеет плоское дно, невысокий вал с пологими склонами, мелкие кратеры имеют преимущественно чашеобразную форму дна.

Открытие кратеров на Марсе еще острее, чем раньше, поставило перед учеными старый вопрос о происхождении лунных (а теперь и марсианских) кратеров. Как известно, в течение более ста лет конкурировали с переменным успехом две гипотезы их образования: вулканическая и метеоритная. Нередко они фигурируют в литературе под обобщенными названиями: эндогенная (эндо - внутренний) и экзогенная (экзо - внешний).

Метеоритная гипотеза имеет важное преимущество перед вулканической: она разработана с физико-математической стороны. Советский ученый К. П. Станюкович еще в 1938 г. разработал основы теории образования кратеров в результате ударов метеоритов с космическими скоростями. В 1947 г. в статье "О разрушительном действии метеоритных ударов" К. П. Станюкович и В. В. Федынский предсказали существование метеоритных кратеров на Марсе. Значительно позднее (в 1950 г.) аналогичные предсказания сделали Э. Эпик и Ф. Уиппл.

В том, что подавляющее большинство мелких кратеров на Марсе имеет метеоритное происхождение, сомнений у ученых не было. Их распределение по поверхности планеты, одинаково хаотическое на "морях" и материках, распределение по размерам (соответствующее аналогичному распределению метеорных тел), форма воронки - все указывало на то, что мы имеем здесь дело с последствиями ударов гигантских метеоритов.

Рассмотрим физическую картину явления. При ударе о поверхность планеты метеорит сначала углубляется на некоторое расстояние в почву. Но тут же, через сотые и даже тысячные доли секунды после удара, происходит взрыв: вся кинетическая энергия метеорита (1011-1013 эргов на грамм массы) превращается в тепло, а так как она больше удельной энергии испарения камня и железа, то сам метеорит, а также значительная часть вещества окружающей поверхности мгновенно превращается в пар. Под действием взрыва образуется выемка, происходит горизонтальный сдвиг пород по радиусам от центра взрыва, что и приводит к формированию вала кратера. Значительная часть пород при этом дробится и выбрасывается из кратера, иногда на очень большие расстояния (так образовались светлые венцы и "лучи" у некоторых лунных кратеров).

Чем крупнее кратер, тем больше в среднем его возраст, так как вероятность удара метеорита быстро уменьшается с его массой, примерно обратно пропорционально ей. На Луне кратеры сохраняются миллиарды лет, так как там нет ветровой эрозии. На Марсе все большие кратеры носят ее следы, а мелкие за достаточный срок могут быть вообще уничтожены ею. Поэтому все мелкие кратеры на Марсе недавнего происхождения.

Исследование кратеров на Марсе значительно приблизило ученых к решению проблемы их происхождения, причем с самым неожиданным результатом: подтвердилась, по-видимому, справедливость обеих конкурирующих гипотез, как метеоритной, так и вулканической. Окончательным доводом в пользу справедливости метеоритной гипотезы явилось открытие кратеров километровых размеров на Фобосе - маленьком спутнике Марса (его размеры 21×27 км), на котором нет и никогда не могло быть вулканов. В пользу справедливости вулканической гипотезы говорит анализ некоторых сложных форм кратеров на Марсе, обнаруженных уже в 1971 г. "Маринером-9". К ним относятся кратеры с несколькими концентрическими валами (рис. 12), кратеры-кальдеры*, кратные кратеры и некоторые другие. Образование таких форм от одного удара метеорита невозможно, а многократное попадание гигантских метеоритов в одно и то же место совершенно невероятно.

* (Кальдеры - вулканы с широкими жерлами, образовавшимися в результате провала центральной части вулкана.)

Рис. 12. Вершинная кальдера в районе Гордиевого Узла (Арский вулкан). Диаметр внутреннего вала 110 км. Заметно несколько концентрических валов. Снимок 'Маринера-9'
Рис. 12. Вершинная кальдера в районе Гордиевого Узла (Арский вулкан). Диаметр внутреннего вала 110 км. Заметно несколько концентрических валов. Снимок 'Маринера-9'

Интереснейшим образованием на Марсе является кальдероподобный кратер Nix Olympica (рис. 13). Известный еще по наземным наблюдениям как светлое пятно, он оказался самой высокой возвышенностью на планете (22 км над средним уровнем поверхности) с довольно крутым валом, диаметром около 600 км, и с рядом других концентрических кольцевых структур.

Рис. 13. Вершинная кальдера Nix Olympica - самая высокая гора на Марсе
Рис. 13. Вершинная кальдера Nix Olympica - самая высокая гора на Марсе

Любопытно, что большая светлая область Hellas совершенно лишена кратеров. Как уже говорилось, Hellas - одна из самых низких областей на Марсе, лежащая на 4 км ниже среднего уровня. Можно высказать гипотезу, что в области Hellas были кратеры (по крайней мере метеоритного происхождения), но потом, как в лунных "морях", их залила лава. Светлый, а не темный вид Hellas объясняется, по-видимому, толстым слоем мелкой пыли, переносимой ветрами и оседающей в этой огромной котловине.

"Маринеру-7" удалось сфотографировать и область южной полярной шапки (рис. 14). Изучение этих фотографий показало, что толщина слоя вещества шапки измеряется по крайней мере метрами, но никак не миллиметрами или их долями, как было бы в случае, если бы они состояли из снега или льда. А главное, измерения температуры полярной шапки показали, что она очень низкая: до 115°К. Это давало еще один, наиболее веский довод в пользу того, что вещество полярных шапок - замерзшая углекислота ("сухой лед").

Рис. 14. Область южной полярной шапки (широта 59°). Снимок 'Маринера-7'
Рис. 14. Область южной полярной шапки (широта 59°). Снимок 'Маринера-7'

1971 г. был во всех отношениях "годом Марса". 10 августа наступило очередное великое противостояние Марса, когда Земля и Марс сблизились до 56 млн. км. Во многих обсерваториях мира велись разнообразные наблюдения планеты. Особенно интенсивно они велись в Советском Союзе, Соединенных Штатах Америки, Франции, Японии.

19 и 28 мая 1971 г. к Марсу были запущены две советские автоматические межпланетные станции "Марс-2" и "Марс-3". 27 ноября и 2 декабря 1971 г., после 192 и 188 суток полета соответственно обе станции приблизились к Марсу и стали его искусственными спутниками. Впервые в истории спускаемый аппарат станции "Марс-3" совершил мягкую посадку на поверхность планеты в ее южном полушарии, между светлыми областями Electris и Phaetontis.

Советская АМС "Марс-2" была выведена на орбиту с минимальным удалением от поверхности планеты 1380 км, максимальным - 25000 км, наклоном к экватору 49° и периодом обращения 18 часов. Станция "Марс-3" двигалась по орбите с минимальным расстоянием 1500 км и периодом обращения около 11 суток. Максимальное расстояние станции от Марса в апоцентре орбиты составляло 190 тыс. км, т. е. половину расстояния от Земли до Луны.

Станция "Марс-3" производила фотографирование Марса с разных расстояний. Кроме того, обе станции производили измерения параметров поверхности и атмосферы, а также магнитного поля планеты.

Но самые интересные фотографии марсианских образований были получены с космического аппарата "Маринер-9", который 14 ноября 1971 г. стал первым искусственным спутником Марса.

На снимках "Маринера-9" были обнаружены гигантские каньоны - длинные, глубокие долины (грабены), тянущиеся иногда на тысячи километров. Таков Большой Каньон (рис. 15), проходящий несколько южнее экватора от 27° до 110° долготы. Когда его нанесли на карту, оказалось, что он идет из темной области Aurorae Sinus к темному треугольному пятну Tithonius Lacus. и хорошо совпадает с давно известным каналом Соргаtes (Копрат). Однако такое соответствие каналов каньонам, обнаруженным на крупномасштабных снимках Марса, наблюдается далеко не всегда.

Рис. 15. Часть гигантского грабена - каньона Копрат. Показан участок длиной 440 км. Общая длина грабена - более 4000 км
Рис. 15. Часть гигантского грабена - каньона Копрат. Показан участок длиной 440 км. Общая длина грабена - более 4000 км

Общая длина Большого Каньона составляет 4000 км, его ширина достигает 120 км, а глубина - 6 км. Во все стороны от него отходят овраги меньших размеров, длиною до 150 км и шириной 5-10 км. Они разветвляются, иногда создавая очень интересные формы, как, например, образование, названное "люстрой", на долготе 95° и широтах от -5° до -15° (рис. 16). Если сам Большой Каньон, несомненно, представляет собой грабен, или разлом в марсианской коре, то отходящие от него овраги возникли, скорее всего, в результате ветровой эрозии.

Рис. 16. Система разломов 'Люстра', примыкающая к грабену Копрат. Снимок 'Маринера-9'
Рис. 16. Система разломов 'Люстра', примыкающая к грабену Копрат. Снимок 'Маринера-9'

Напомним, что длина наибольшего на Земле Грэнд-Каньона (долина реки Колорадо, США) - 400 км, а его глубина 1800 м. Таким образом, марсианский Большой Каньон превосходит по масштабам свой земной аналог.

В феврале-марте 1974 г. четыре советские автоматические межпланетные станции "Марс-4", "Марс-5", "Марс-6" и "Марс-7" прошли вблизи красной планеты. Станция "Марс-5" вышла на орбиту искусственного спутника Марса, а спускаемый аппарат станции "Марс-6" совершил мягкую посадку на поверхность планеты.

Станции "Марс-4" и "Марс-5" передали на Землю 120 фотографий поверхности планеты, в том числе несколько панорамных и три триады снимков со светофильтрами. Качество и разрешающая способность фотографий не только не уступают снимкам "Маринера-9", но порою превосходят их. Одновременно с фотографированием производилась фотометрия и поляриметрия соосными фотометрами и поляриметрами, работавшими в семи спектральных диапазонах от 0,1 до 40 мкм. Кроме того, регистрировалось радиоизлучение планеты на волне 3 см.

На снимках "Марса-4" и "Марса-5" видны многочисленные кратеры диаметром от 1 до 150 км. Некоторые из них в районе Эритрейского моря и Босфора соединены долиной или руслом шириной 25-35 км. С северо-запада в него "впадает" более узкое извилистое русло (5-7 км), напоминающее русло пересохшей реки (рис. 17). Оно было сфотографировано еще в 1972 г. "Маринером-9" и получило название Ниргал*. Исследование возраста этого образования показало, что он измеряется многими миллионами, даже сотнями миллионов лет.

* (Прекрасная Ниргал - героиня одного из стихотворений В. Я. Брюсова.)

Рис. 17. Руслоподобные протоки на Марсе
Рис. 17. Руслоподобные протоки на Марсе

Как показывают фотографии со светофильтрами, дно некоторых кратеров имеет сине-зеленый оттенок, резко выделяющийся на общем оранжевом фоне. Пока еще нельзя сказать, имеем ли мы здесь дело с выходами пород другого состава или с растительностью, существование которой на Марсе все же не исключено.

Максимальная зарегистрированная на Марсе температура - около 0°С. Но поскольку эти измерения относятся к широтам 25-35° южного полушария (где в это время была осень), можно считать, что в районе экватора в послеполуденные часы температура достигает 5-12°С. Не надо забывать, что Марс в феврале-марте 1974 г. был уже довольно далеко от перигелия, который он прошел в августе 1973 г.

К 6 часам вечера по местному времени температура на Марсе снижается до -20° и даже до - 30°С, а еще спустя 3-4 часа - до -55°С. Вдоль трассы полета "Марса-5" наблюдались местные колебания температуры в пределах 5-8°, объяснимые различием поглощательных и отражательных свойств пород, устилающих поверхность планеты вдоль трассы. Неоднородность поверхности подтверждают и поляриметрические измерения, проведенные в ходе совместного советско-французского эксперимента. Участки, покрытые мелкой пылью, чередуются с обширными каменистыми районами.

предыдущая главасодержаниеследующая глава



Рейтинг@Mail.ru Rambler's
Top100

© Елисеева Людмила Александровна, автор статей; Карнаух Лидия Александровна, подборка материалов, оцифровка; Злыгостева Надежда Анатольевна, дизайн; Злыгостев Алексей Сергеевич, разработка ПО 2001-2018
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку на страницу источник:
http://adeva.ru "Adeva.ru: Энциклопедия небесных тел"