Текст книги "Солнечная система (Астрономия и астрофизика)"
Автор книги: Владимир Сурдин
сообщить о нарушении
Текущая страница: 10 (всего у книги 22 страниц) [доступный отрывок для чтения: 10 страниц]
Ловелл принял эстафету в 1894 г. и число зафиксированных им каналов становилось все больше. В отличие от каналов Скиапарелли, которые соединяли темные участки Марса, каналы Ловелла могли и пересекать эти области, поскольку Ловелл считал их не морями, а участками растительности, а сами каналы – полосами растительности, протянувшимися вдоль водных артерий. Он сумел заразить своим энтузиазмом коллег-ученых и множество любителей астрономии. Газеты и журналы тех времен полны самых удивительных сообщений о Марсе. Писали, что марсиане страдают от жажды на безводной планете; что они из последних сил создают глобальные ирригационные сооружения и экономят последние капли воды… Был даже организован сбор средств на постройку ракеты, которая якобы должна была доставить воду на Марс (и это в XIX веке!), после чего и сборщики и собранные ими средства таинственным образом исчезли.
Волна фантазий о Марсе захватила и начало XX в. «Война миров» Г. Уэллса, «Аэлита» А.Н. Толстого и много других произведений посвящено марсианам, – добрым или безжалостным, мудрым и вымирающим. Появление радио усилило эффект «марсианских фантазий»: в 1930-х гг. в США возникла паника, когда по радио передавали хорошо поставленный спектакль по роману Г. Уэллса. К визиту марсиан публика была подготовлена. Интересно, что марсиане остались и в литературе второй половины XX в. Это лиричные «Марсианские хроники» Р. Брэдбери, приключения Лакки Старра среди бесплотных марсиан у А. Азимова, таинственные марсианские хищники у А. и Б. Стругацких, кинобоевики… Но это уже литература другого характера, скорее, стандартные декорации, населенные земными проблемами.
Всеобщий интерес к Марсу стимулировал его изучение; в результате средства наземной астрономии здесь были исчерпаны раньше, чем для других планет, и весьма своевременно появились космические аппараты. Когда в 1959 г. к Луне устремился первый космический зонд, стало ясно, что и Марсу недолго осталось ждать.
В 1965 г. «Маринер-4» (США) во время сближения с Марсом передал несколько снимков, на которых было видно много кратеров, подобных лунным, что совсем не походило на прежние представления о Марсе. Но через четыре года пролетные зонды «Маринер-6 и -7» передали новые изображения поверхности Марса, многие районы которой совсем не похожи на Луну. Например, снимки областей вблизи северного и южного полюсов несомненно указывают на выпадение там атмосферных осадков.
Орбита, масса, период вращения и физические условия на Марсе
Марс стал первой из планет (после Земли), получившей искусственные спутники. Космические зонды засняли всю его поверхность. Это результаты миссий «Маринер-9» (1971), «Марс-4 и -5» (1974), «Викинг-1 и -2» (1976), «Марс Глобал Сервейер» (1997), «Пасфайндер» (1997), «Марс Одиссей» (2001) «Марс Экспресс» (2004) и «Марс Риконисэнс Орбитер» (2006).
На космических снимках Марс предстает диском оранжевого цвета, на котором хорошо заметны несколько типов крупных деталей: протяженные оранжевые области, за которыми долго сохранялось название «пустыни», более темный экваториальный пояс, белые полярные шапки, многочисленные кратеры и особые геологические образования. Как правило, поверхность хорошо видна сквозь очень разреженную атмосферу, в которой появляются облака – легкие белые, голубые и более плотные желтые (пылевые).
Марс вдвое меньше Земли, но вдвое больше Луны: его средний диаметр 6775 км. Его масса в 10 раз меньше земной, а ускорение свободного падения у поверхности такое же, как на Меркурии, или 38% земного. Средняя плотность Марса в 1,4 раза меньше, чем у Земли.
Из внешних планет Марс наиболее близок к Земле. Продолжительность его солнечных суток, для которых придумано особое название «сол» мало отличается от земных: 1Sol=24ч. 39,5мин. Каждые 780 дней Марс сближается с Землей на расстояние от 55 до 102 млн. км. Эти сближения называются противостояниями. Если расстояние при сближении не превышает 60 млн. км., противостояние называют великим. Диаметр диска Марса в это время достигает 25". Но с великими противостояниями часто совпадают глобальные пылевые бури, резко ухудшающие видимость. Разумеется, не сближения с Землей служат причиной пылевой бури. Дело в том, что великими противостояния становятся в том случае, когда Земля встречается с Марсом в районе перигелия его довольно эксцентричной орбиты; эта же причина увеличивает поток солнечного тепла, вызывающего песчаные бури. Большая полуось орбиты Марса составляет 228 млн. км., а из-за эксцентриситета (0,093) действительное расстояние до Солнца может быть больше или меньше на 21 млн. км. Из-за этого поток тепла, получаемого планетой от Солнца, в течение марсианского года изменяется в 1,45 раза.
Подобно другим планетам Марс обращается вокруг Солнца против хода часовой стрелки (и вращается в том же направлении), если смотреть с северного полюса эклиптики. Точка полюса мира для Марса находится примерно в 10° от звезды Денеб в созвездии Лебедя, через который проходит Млечный Путь. Поэтому его полоса служит своеобразной часовой стрелкой на небе, показывающей звездное время. Марсианский год продолжается 687 юлианских суток или 669 Sol (марсианских суток). Подобно земной, плоскость экватора Марса заметно наклонена к плоскости орбиты (25°, у Земли 23,4°). В сочетании с вытянутостью орбиты это приводит к неодинаковой длительности времен года в северном и южном полушариях планеты (лето в северном полушарии длится 177 сут., зима – 156 сут.; в южном, естественно, наоборот). Короткое лето в южном полушарии в среднем на 20°С теплее, чем продолжительное лето северного полушария.
На единицу поверхности Марса приходится в среднем только 43% от потока солнечной энергии, получаемой Землей. И хотя марсианская поверхность лучше поглощает излучение, чем земная, средняя температура верхнего слоя грунта на Марсе в полдень в период летнего солнцестояния на северном тропике обычно не превышает 250—260 К (от —10 до —20°С), а максимальная в 14 ч. достигает 268 К (около —5°С). Это знойный летний полдень по марсианским меркам. Лишь в районах с самой темной поверхностью в экваториальной части планеты тонкий верхний слой грунта может после полудня иметь температуру около 0°С или чуть выше.
Температура атмосферы Марса всегда останется низкой. Среднегодовая температура на широте тропика близка к 230 К (—43°С), а минимальная составляет 180 К (—90°С) и ниже. На широте 55° зимняя температура может падать до 150 К. Большие перепады температуры в течение суток связаны с разреженностью атмосферы Марса. Даже в тропиках уже на небольшой глубине грунта, около 25 см., температура близка к 215 К (—60°С), постоянна в течение суток и мало меняется с временами года. Средняя температура на планете также близка к этому значению. Самая низкая температура была зарегистрирована над зимней полярной шапкой. Минимальные температуры на Марсе не могут быть ниже 148 К: при этой температуре конденсируется углекислый газ атмосферы, что предотвращает дальнейшее понижение температуры. Если пренебречь этими минимальными значениями, то можно говорить о сходстве температуры на Марсе с зимней Антарктидой.
Оттенки от розового до кирпично-красного характерны для всей поверхности Марса. Лимб на снимках не совсем четкий, как и должно быть у планеты, имеющей атмосферу. Так же, как у Венеры, атмосфера Марса на 95% состоит из углекислого газа, но чрезвычайно разрежена. Среднее давление у поверхности составляет 6,1 мбар. Это в 15000 раз меньше, чем на Венере, и в 160 раз меньше, чем у поверхности Земли. Принятое ныне значение 6,1 мбар соответствует некоторой условной поверхности, так как для Марса такой удобной точки отсчета, как «уровень моря», не существует. В глубоких низинах давление достигает 10—12 мбар, а на некоторых горных вершинах менее 1 мбар. С высотой температура в атмосфере быстро падает. На высоте около 50 км., а зимой и ниже, она бывает настолько низкой, что начинает замерзать сам углекислый газ атмосферы. Голубые облака, наблюдаемые иногда в районе полюса и терминатора, состоят из кристаллов замерзшей углекислоты.
В атмосфере Марса содержится 2,5% азота, 1,6% аргона, 0,1—0,4% кислорода, угарный газ (0,06%) и малые количества благородных газов – неон, криптон, ксенон. Но главная составляющая, как уже говорилось, – углекислый газ (95%). Облака земного типа (из водяных капель) на Марсе бывают редко. Атмосфера очень сухая. В самых безводных районах Земли в атмосфере в сотни раз больше водяного пара. В среднем его концентрация в атмосфере Марса близка к 0,05%. Тем не менее, в низинах, таких, как глубокий каньон долины Маринера, часто наблюдается туман.
В январе 1972 г. случай представил первым земным зондам исключительную возможность детально исследовать пылевую бурю на Марсе. Оказалось, что она бушует 50—100 сут. Верхняя граница пылевых облаков проходит на уровне 7—15 км. над поверхностью планеты, а средние размеры частиц составляли 1—10 мкм. в начале бури и около 1 мкм. в ее конце. Было подсчитано, что разреженная атмосфера Марса в бурю поднимает и удерживает количество пыли, превышающее 1 млрд. т. Наблюдения показали, что активная фаза бури развивалась несколько раз.
Одно из интересных явлений, связанных с бурей, это «антипарниковый» эффект. В отличие от Венеры и Земли марсианские пылевые облака непрозрачны для приходящего и прозрачны для уходящего излучений, что вызывает выстуживание поверхности планеты. Поэтому во время глобальной пылевой бури температура поверхности падает, а атмосфера быстро разогревается.
Рельеф равнин планеты
На рис., представляющем полушарие Марса с долготой центра 0°, видны каньон Долины Маринера и три гигантские горы (древние вулканы) в светлой области Фарсида. Небольшая область со сложным рельефом вверху, над каньоном – Лунное плато, справа от него – земля Ксанфа, и над нею – равнина Хриса. На их границе в 1976 г. совершил посадку «Викинг-1». От Лунного плато к югу тянется извилистая линия одного из «каналов» – это борозды Сакра, которые оканчиваются каньоном Гебы. Южная часть планеты в тени, там зима.
Размеры каньона долины Маринера поражают воображение. На Земле нет ничего, даже отдаленно на него похожего по своим масштабам. Голова каньона расположена в лабиринте Ночи (центр 8°ю.ш., 97°з.д.). Дальше каньон проходит к востоку между 4° и 18°ю.ш. примерно до 35°з.д., где отклоняется к северу. Общая длина каньона достигает 4,5 тыс. км. Знаменитый Большой каньон в Аризоне (Сев. Америка) целиком уместился бы в одном из его второстепенных оврагов этого марсианского каньона. Его ширина превышает 100 км., глубина в среднем 2—3 км., а в некоторых частях заметно больше.
Рис. Долина Маринера.
Большинство кратеров на поверхности Марса образовалось в эпоху интенсивной метеоритной бомбардировки, примерно 3,5—4 млрд. лет назад. Значительная их часть сохранилась очень хорошо. Примерно от 40°з.д. и далеко к востоку тянется область, наиболее густо покрытая метеоритными кратерами всевозможных размеров. Она простирается от 50°с.ш. и почти до самого южного полюса, причем к востоку граница ее постепенно спускается от 50°с ш. до экватора (у 220°з.д.). Эта граница – раздел между лавовыми полями, которыми покрыта значительная часть северного полушария планеты, и материковыми районами южного. От 220°з.д. и далее к востоку граница проходит примерно на уровне 10°ю.ш. почти до 130—140°з.д.
Типичный метеоритный кратер Скиапарелли диаметром 470 км. (центр у 3°ю.ш., 343°з.д.), можно видеть в центре карты. Кратеры заполняют обширные равнины и низменности. Одна из них – это равнина Аргир, диаметром около 900 км, с центром у 50°ю.ш., 42°з.д. Это типичное кратерное море, каких много на Луне. На восточной оконечности равнины Аргир расположен кратер Галле, диаметром около 100 км. (центр 51°ю.ш., 31°з.д.). Другая равнина – глубокая впадина Эллада, протяженностью от 1600 до 2000 км. (центр 45°ю.ш., 290°з.д.). На долготе Эллады, но к северу от экватора (от 0° до 30°с.ш.), находится очень темная область Большой Сирт. Если светлые области отражают до 30% падающего света, то Большой Сирт – только 8—10%. Слева от Большого Сирта – земля Аравия, ниже – крупный кратер Гюйгенс с темным дном.
Рис. Кратер Гюйгенс.
Структура у многих марсианских кратеров такая же, как у лунных. У них есть кольцевой вал, иногда центральная горка. Однако из-за большей силы тяжести диаметр кратеров, образованных одинаковыми метеоритами, получается примерно вдвое меньше лунных. Количество кратеров на единицу площади больше, чем на Луне. В этом сказалась близость Марса к поясу астероидов, «пришельцы» из которого обеспечивали интенсивную метеоритную бомбардировку. Иногда метеоритные кратеры на Марсе образуются и в наши дни. Грунт Марса очень сыпучий, и как ни мала ветровая эрозия деталей рельефа, все-таки валы кратеров постепенно разрушаются. Вместе с тем, местами можно видеть свежие кратеры, возраст которых вряд ли превышает несколько миллионов лет.
В формировании рельефа Марса различаются много периодов, которые значительно перекрывались. Наиболее характерные виды рельефа Марса – это обширные кратерированные области, пустынные равнины, вулканические зоны и, наконец, районы особого рельефа, которые не укладываются в одну группу.
Хотя некоторые естественные образования на Марсе тянутся на большие расстояния, 2000 км. и более, но «каналов», которые отмечали астрономы прошлого, на Марсе нет. Истоки великого спора о каналах лежат в природе человеческого глаза. Он особенно чувствителен к линейным структурам. Если ряд плохо различимых точек находится примерно на одной (прямой или кривой) линии, то они воспринимаются как сплошная линия. Для таких объектов острота зрения в 10—20 раз превосходит «положенную» человеку 1'. Не у всех людей эта способность видеть линии вместо плохо различимых точек одинакова. Поэтому Ловелл совершенно честно утверждал, что видит каналы, а скажем Холл (который сумел открыть очень маленькие луны Марса), столь же искренне их не видел. Именно такими цепочками случайных пятен и оказались марсианские «каналы». Кстати, после того, как в 1940-х гг. наблюдения Марса начали проводить в прекрасных условиях видимости на высокогорной обсерватории Пик-дю-Миди, опытные астрономы О. Дольфюс и др. не замечали каналов.
Спящие вулканы и лавовые поля равнин
К северо-западу от долин Маринера находится страна гигантских вулканов Фарсида с центром у 0°, 110°з.д. Три вулканических конуса и лежащая к северо-западу от них гора Олимп – высочайшие вершины на планетах группы Земли. С запада и с северо-запада страна Фарсида окаймлена двумя равнинами – Амазония и Аркадия. Вулканические сооружения меньших размеров встречаются и немного западнее, в области Элизия.
Когда в 1971 г. первые искусственные спутники Марса вышли на орбиты, лишь четыре темных пятна постоянно присутствовали над хаосом пылевых облаков. Этими пятнами оказались гигантские вулканические вершины – гора Олимп и три вулканических конуса в области Фарсида – гора Аскрийская, гора Павлина и гора Арсия, превышающие по высоте 20 км. Они образуют почти правильный треугольник с вершинами в точках 9°ю.ш., 120°з.д.; 18°с.ш., 134°з.д. и 11°с.ш., 114°з.д. Эти давно недействующие вулканы представляют собой самые высокие известные горы. На Земле нет ничего похожего. На всех вершинах имеются вулканические кальдеры гигантских размеров. Например, на вершине горы Арсия, самой южной из них, кальдера диаметром 130 км. Возраст ее несколько сотен миллионов лет.
Самый высокий из четырех вулканов – гора Олимп, 27400 м. от подножья (наш Эверест всего 8850 м.). Гора Олимп – щитовой вулкан. При извержениях таких вулканов лава растекается на большие расстояния. Склоны горы Олимп очень пологие, а диаметр основания достигает 600 км. На склонах видны бесчисленные застывшие потоки. Лава изливалась через находящуюся на вершине кальдеру поперечником около 70 км.
Согласно мифам, на белой вершине Олимпа обитали боги. Неясное светлое образование округлой формы на диске Марса астрономы назвали Снегами Олимпа (Nix Olympica). Название оказалось пророческим: по удивительному совпадению белое пятно оказалось 1000-км. кольцом облаков, часто опоясывающим высочайший вулканический конус, носящий теперь имя Olympus Mons (гора Олимп). Вулканы существуют и в других районах Марса. Но пока среди них не найдено ни одного действующего.
Вся группа вулканов начала извергаться около 1,5 млрд. лет назад. Точнее их возраст можно было бы определить по метеоритной датировке, т.е., по количеству метеоритных кратеров на склонах. К сожалению, нынешняя интенсивность выпадения метеоритов на Марсе известна неточно, и пока нельзя применить этот метод датировки.
Обширные равнины Марса, лишенные кратеров (есть и такие), покрыты, подобно лунным морям, толстым слоем пепла и застывшей лавы. Тучи пепла выбрасывали вулканы, а ветер разносил их по планете. Следы ветровой эрозии заметны во многих районах Марса.
С ветрами связаны темные пятна на дне некоторых кратеров или вблизи них. После очередной бури появляются новые пятна, а прежние становятся менее заметными. Одно и то же пятно может быть как темным, так и светлым, в зависимости от положения Солнца и наблюдателя. Ясно, что это игра света и тени. Такое свойство имеют периодические гряды песчаных дюн – пустынные барханы, наметаемые ветром. Часто они образуются на дне неглубоких кратеров, где нарушается однородность воздушного потока.
Плотность газа у поверхности Марса всего 16 г/м3 (на Земле 1 кг/м3), но скорости марсианских ветров весьма велики, поэтому ветер постепенно сдвигает горы песка. Темные и светлые полосы проходят вдоль плоскогорий и тянутся на расстояние до 500 км. в направлении господствующих ветров. Подавляющая часть поверхности Марса представляет мелкий красный песок, из которого выступают бесчисленные камни. Размер песчинок очень мал: от 1 до 50 мкм. В начале пылевой бури ветры легко поднимают такие песчинки. В сухом марсианском климате частицы грунта слабо сцеплены друг с другом, поэтому под действием ветра песок легко «стекает» даже с пологих склонов.
Естественная окраска поверхности Марса определяется присутствием гидратов окислов железа, образующих слой красной пудры на зернах силикатного песка – основной составляющей поверхности. Примесь гидратов железа составляет до 10%. Не исключено, что в районах более темной поверхности и эоловых полос имеются примеси других пород, возможно ферросиликатов.
Каньоны и древние реки Марса
Самый большой каньон на Марсе – долины Маринера, протяженностью 4500 км. и глубиной до 5—7 км. На его дне атмосферное давление достигает 12 мбар. Ширина отдельных долин также очень велика и доходит до 150 км. и более. По сторонам имеется развитая система «притоков» – оврагов. Западная оконечность долин переходит в лабиринт Ночи – разветвленную систему провалов. Каждый из них достигает 30 км. в ширину, а их система охватывает обширный район планеты. Геологический процесс, благодаря которому образовался лабиринт Ночи, как-то связан с подпочвенными явлениями, возможно, с таянием вечной мерзлоты. Сам каньон образовался в тектонических процессах, которые в дальнейшем, по-видимому, прекратились.
Рис. Лабиринт Ночи.
Для планетологов глубокий каньон – это возможность заглянуть в прошлое планеты. Исследование снимков склонов каньона позволило установить несколько эпох в образовании поверхности планеты. Здесь видны слои пыли, лавы и вулканического пепла, причем общая толщина слоя реголита (грунта, переработанного в древности многократными метеоритными ударами) достигает 2 км. Это могут быть древние вулканические пеплы или даже сухое дно древнего водохранилища.
Период формирования каньона начался около 3 млрд. лет назад. Каньон примерно на миллиард лет старше вулканов Фарсиды. Долины Маринера на Марсе, по-видимому, никогда не были полностью заполнены водой: на планете слишком мало воды. Более того, сейчас на большей части поверхности Марса вода вообще не может существовать в жидком виде: при давлении 6,1 мбар она кипит при температуре 2°С; парциальное давление самого водяного пара намного ниже. Поэтому вода в открытом сосуде там отчасти выкипит, отчасти замерзнет. Давление 6,09 мбар называется критическим и соответствует тройной точке воды: при более низком давлении чистая жидкая вода существовать не может, а возможны только два ее агрегатных состояния – пар и лед. Именно поэтому за уровенную поверхность Марса принята высота, на которой атмосферное давление равно 6,1 мбар. На уровне среднего радиуса Марса среднее атмосферное давление равно 6,36 мбар при сезонных вариациях от 4,0 до 8,7 мбар.
Водяного пара в атмосфере Марса очень мало. Белые конденсационные облака, которые иногда наблюдаются над горными вершинами, очень разреженные. Толщина условно осажденного слоя воды из атмосферы составляет всего 0,02—0,07 мм. даже вблизи тающей полярной шапки в разгар лета (в земной атмосфере слой воды почти в тысячу раз больше, 10—20 мм.). По мере удаления от тающей полярной шапки количество пара в атмосфере уменьшается до нескольких микрометров.
Тем не менее, по крайней мере некоторые детали марсианского рельефа обязаны своим происхождением потокам воды. На рис. видно извилистое русло древней марсианской реки Нергал с притоками. Его длина достигает 400 км. В долине Нергала давно нет воды. По-видимому, река впадала в огромное водохранилище, образованное широкой низменностью в районе каньона Узбой и цепи кратеров Холден-Хейл. Извилистая форма Нергала напоминает русла земных рек. Были обнаружены и другие многочисленные долины такой же природы. Их изучение показало, что обмеление рек происходило постепенно. Широкие потоки с течением времени превращались в небольшие речки, а затем в узкие ручьи.
Рис. Долина Нергала.
Интересно отметить, что в пору наводнений на Марсе, похоже, не было сильных дождей. Исследование форм кратеров, находящихся поблизости от протоков и промоин, показывает, что если они и разрушались, то только текущей по поверхности водой, а не ливнями.
С прошлым существованием воды на Марсе связана структура многочисленных иссеченных районов (например, равнина Хриса, где опустился «Викинг-1») и широкие, до 80 км., долины. Можно сделать вывод, что очень давно на Марсе существовали реки и озера, было более высокое давление атмосферы и значительно более высокая температура, поскольку водно-эрозионные образования встречаются в очень высоких широтах.
Космические зонды установили многие особенности атмосферы планеты. Оказалось, что температура зимней полярной шапки практически совпадает с температурой конденсации углекислого газа при низком марсианском давлении: 148 К. С наступлением зимних холодов атмосфера в районе полярных шапок конденсируется и выпадает в виде снега из СО2. «Шапка» охватывает огромные площади, достигая широт 55° и ниже. Толщина покрова на поверхности невелика и составляет, вероятно, единицы сантиметров. Поэтому с наступлением весны шапка быстро тает и съеживается. Но уменьшившись до размера центрального ядра, шапка перестает сокращаться. Для северной полярной шапки радиус ядра составляет 500—700 км. Здесь мы видим многочисленные слои обычного льда вперемешку с напластованиями пыли и льда из СО2. Полная толщина этого огромного естественного хранилища водяного льда может достигать километра.
Природа северной и южной полярных шапок неодинакова. Северная шапка больше по размеру и состоит, главным образом, из водяного льда, а южная в основном из замерзшего углекислого газа. Причина этого в различии средней сезонной температуры и продолжительности сезонов в северном и южном полушариях.
Особенности движения Марса
Сезонные явления определяются тем: как в течение года изменяется поток солнечного тепла на планету в целом и как он перераспределяется между ее частями. Первое обстоятельство зависит от эксцентриситета орбиты; второе – от ориентации оси вращения планеты по отношению к ее орбитальной плоскости и перигелию (если эксцентриситет велик).
Положение полярной оси Марса не остается постоянным: под влиянием солнечного притяжения, действующего на экваториальное вздутие планеты, ось Марса прецессирует с периодом около 173000 лет. У Земли этот период около 26000 лет, поскольку вместе с более близким Солнцем на нее еще вдвое сильнее действует Луна. Так что в смысле прецесси оси вращения Марс спокойнее Земли.
Однако плоскость орбиты Марса испытывает значительно большие возмущения, чем плоскость земной орбиты. В основном под влиянием Юпитера она изменяет свой наклон с периодом около 1,2 млн. лет и прецессирует с периодом около 70000 лет. Это приводит к тому, что наклон оси вращения Марса к плоскости его орбиты испытывает колебания с периодом около 120 тыс. лет, изменяясь в пределах от 13° до 42°, т.е. на ±15° от среднего положения i=28°. Для сравнения укажем, что наклон земной оси к ее орбите колеблется всего на ±1°.
Форма орбиты Марса также непостоянна: под влиянием планетных возмущений эксцентриситет меняется от 0,0 до 0,12. Вместе с очень сильным изменением наклона оси к орбите это должно вызывать контрастную смену климата с характерным временем 105 лет. Быть может именно в этом причина периодической структуры полярных шапок Марса, напоминающей годовые кольца деревьев. Заметим, однако, что максимальный наклон оси вращения Марса (42°) остается в пределах того диапазона (0°—60°), который обеспечивает минимальную среднегодовую инсоляцию на полюсах вращения планеты. Только в том случае, если ось наклонена на угол более 60°, среднегодовой поток солнечного тепла на полюса превышает этот поток на экваториальные точки планеты.
Потери воды в первую половину истории Марса
Примерно 3 млрд. лет назад разогрев коры планеты под действием эндогенных источников тепла (распад радиоактивных элементов и уплотнение ядра планеты) стал достаточно заметным. Именно в эту пору, по-видимому, кое-где начал таять подпочвенный лед. Одним источником водяного пара на планете была вода, выделявшаяся вулканами и заполнявшая водоемы на поверхности, другим – таяние подпочвенной мерзлоты из-за разогрева коры планеты. По данным об изотопном составе азота и некоторым другим сведениям было найдено, что максимальное давление у поверхности планеты могло достигать 1—3 бар. (на Земле сейчас 1 бар.). При таком давлении возникает сильный парниковый эффект и тает не только лед из углекислого газа, но и часть водяной полярной шапки.
Как только на поверхности появилась вода, давление углекислого газа стало быстро падать, поскольку он хорошо растворяется в воде. Уходящие в подгрунтовые резервуары реки уносили его с собой, где он, скорее всего, выпадал в осадок в составе карбонатов. Одновременно происходила катастрофическая потеря водорода из атмосферы. Молекулы водяного пара диссоциировали под действием ультрафиолетового излучения Солнца, а водород ускользал в космическое пространство. Относительно небольшие запасы воды на поверхности планеты были исчерпаны, парниковый эффект уменьшился, температура понизилась, значительная часть подпочвенной воды перешла в состояние вечной мерзлоты, а какое-то количество ее оказалось химически связанным.
Вместе с вечной мерзлотой снова появились полярные шапки, которые стали ловушками для остатков водяного пара в атмосфере. Если предположить, что потери водорода шли с той же скоростью, что и теперь, потерянная вода могла бы составить слой толщиной в 100 м., а по некоторым оценкам и больше.
Проведенная в конце 1990-х гг. съемка рельефа планеты с аппарата «Марс Глобал Сервейер» показала, что на территории Великой Северной Равнины можно выделить протяженную береговую линию, находящуюся на одном горизонтальном уровне. По-видимому, она окаймляла Северный океан Марса. Удалось проследить, как постепенно береговая линия сокращалась, а океан отступал, разделившись на две части. Возможно, океан был причиной того, что северный полярный район сейчас примерно на 4 км. ниже южного.
Признаки высокой активности планеты приходятся на очень далекие времена, главным образом на первую половину истории Марса. К этому времени относятся грандиозные пирокластические извержения, засыпавшие пеплом едва ли не половину поверхности планеты, плотная теплая атмосфера, реки, крупнее земных, образование огромных каньонов и феерия вулканов в стране Фарсида.
Новые гипотезы о природе полярных районов
Образование полярных слоистых отложений связано с очень низкой зимней температурой в районах полюсов, ниже температуры конденсации и водяного пара, и углекислого газа. Роль центров конденсации играют мельчайшие пылинки, взвешенные в атмосфере и ответственные за розовый цвет неба Марса. На них нарастает слой инея, пылинка утяжеляется и выпадает на поверхность. Таков необычный путь конденсации ничтожных количеств влаги, присутствующей в атмосфере. За сезон выпадает один слой частиц, однако он вряд ли отличим от предыдущего и последующего. Слои, которые видны на рис., отмечают более крупные климатические изменения. Слоистые отложения уходят на большую глубину под полярными шапками, вероятно, на 1—2 км. вблизи южной и на 4—6 км. у северной полярной шапки.
В экваториальном поясе известно несколько районов, по природе похожих на полярные отложения, но меньшей толщины. Протяженность каждого из них около 1000 км. Таковы, например, экваториальные слоистые отложения в районе 4°ю.ш., 156°з.д. Есть основания считать, что они действительно возникли в полярном районе и что процесс их таяния растянулся на несколько сотен миллионов или даже миллиард лет, вплоть до наших дней. По мере сублимации льда и уноса ветром пылевых частиц из-под отложений появляется неповрежденный древний кратерный рельеф. Такие же отложения, наполовину скрывающие рельеф «дна», находятся у 73°ю.ш., 215°з.д., в районе северной полярной шапки.
Первые предположения о том, каким образом полярные отложения могли оказаться вблизи экватора, возникли, когда было обнаружено, что району слоистых отложений в экваториальной зоне соответствует похожий участок на диаметрально противоположной стороне планеты. Возникла гипотеза о миграции полюсов. Она хорошо объясняла наблюдаемые факты, но требовала настолько большого смещения полюсов, что объяснить его колебаниями полярной оси было бы невозможно.
Наиболее вероятная причина смещения полюсов лежит в перераспределении масс в мантии планеты (или даже в ее коре). Если вновь возникшие наиболее плотные части мантии (масконы) находятся достаточно далеко от экватора, нарушается устойчивость вращения, и в результате вся кора Марса, которая представляет собой как бы единую плиту, стремится сместиться таким образом, чтобы маскон переместился к экватору. Положение оси вращения планеты в пространстве при этом не изменяется. Разумеется, несбалансированная масса не обязательно должна быть масконом у поверхности, это может быть и какая-то масса в глубине планеты или заполняемые лавой огромные кратерные моря.
