Текст книги "Разумная жизнь во Вселенной"

Автор книги: Юрий Мизун

Соавторы: Юлия Мизун
сообщить о нарушении

Текущая страница: 16 (всего у книги 29 страниц)

ВЕНЕРА

«Здесь нет привычной голубизны земного неба. Высоко над поверхностью Венеры раскинут огромный оранжевый купол облаков. Самые нижние его слои находятся на высоте 48–49 километров – так высоко, что с поверхности не видны какие-либо подробности их структуры, за исключением, может быть, тонких полос (вроде земных перистых облаков), расположенных чуть ниже 48 километров. Когда местное время приближается к 6 часам и наступает утро, рассветные лучи Солнца озаряют одну половину облачного купола и слегка подсвечивают другую. Наверное, это очень красиво, если смотреть с поверхности планеты. Облака становятся все светлее, яркость небосклона очень медленно выравнивается. На Земле проходит день, другой. Через 5 земных суток местное время на Венере прибавляется на один час. Через 10 земных суток – на два часа. Солнечные сутки на Венере очень длинны. Весь год планеты состоит из двух (точнее 1,91) солнечных венерианских суток. Поэтому так долго длится рассвет. Однако восход Солнца – понятие, не известное природе Венеры. Прямой луч Солнца неспособен пробиться сквозь двадцатикилометровую толщу сернокислотного тумана, который мы по традиции называем облаками Венеры. Пока наблюдения не показали ни одного, даже самого маленького, сквозного разрыва в облаках…».

Это отрывок из научной книги о Венере.

Венера – это вторая по удаленности от Солнца планета (рис, 17). Иногда ее называют двойником Земли. Своими размерами и массой она напоминает Землю. Продолжительность года на Венере составляет 224,7 земных суток. Орбита Венеры почти круговая. Среднее расстояние Венеры от Солнца составляет 108,1 миллиона километров. Наклон орбиты Венеры к плоскости эклиптики равен 3,5°. Из всех планет Венера находится ближе всего к Земле (40 миллионов километров). Это расстояние свет проходит за 2 минуты 12 секунд. Спутников у Венеры нет. Масса Венеры составляет 0, 815 массы Земли. Радиус Венеры равен

Рис. 17. Вид полушария Венеры с долготой центрального меридиана 180°. Снимок NASA

6052 километрам (радиус Земли – 6371 километр). Средняя плотность Венеры только незначительно меньше средней плотности Земли.

Атмосферу у Венеры обнаружил еще Ломоносов. Измерения были просты, а логика безупречна. Когда Венера оказывается на линии Земля – Солнце, то можно видеть, как она пересекает солнечный диск. Если солнечным лучам по пути к нам приходится проходить через атмосферу Венеры, то они искривляются. Если атмосферы у Венеры нет, то солнечные лучи искривляться не будут. Ломоносов установил, что они искривляются. Значит, у Венеры есть атмосфера. Схема этого эксперимента показана на рисунке 18. Около 96,5 % атмосферы Венеры составляет углекислый газ. Около 3,5 % составляет азот N2. Облака (туман) занимают высоты от 49 до 75 километров. Под облаками находится огромный океан из углекислого газа. Он раскален. Плотность газа очень велика. Она больше плотности

Рис. 18. Схема явления, которое М.В. Ломоносов наблюдал в 1761 году. При прохождении Венеры по диску Солнца, что случается очень редко, вокруг выступающего края планеты появляется тонкий светлый ободок

атмосферного газа на Земле в 50 раз. Показатели относятся к поверхностям планет. Атмосферный газ на Венере (на ее поверхности) по плотности только в 14 раз меньше воды. Чем выше, тем плотность газа меньше. С высотой уменьшается и температура атмосферного газа. Это показано на рисунке 19. Так, на высоте 30 километров давление равно 9,4 бар, плотность 10 кг/м3 и температура равна 222 °C. На высоте 60 километров давление падает до 0,09 бар, плотность падает до 0,2 кг/м3, а температура уходит в минус (–30 °C). Из-за высокого молекулярного веса атмосферного газа выше 150 километров атмосфера Венеры разряжена больше, чем атмосфера Земли на таких же высотах. Выше этого уровня преобладают легкие частицы – атмосферный кислород и углекислый газ. А еще выше (выше 320 километров) резко увеличивается относительное содержание гелия и водорода. Легкие составляющие атмосферного газа – угарный газ, кислород и водород появляются как результат распада (диссоциации) молекул углекислого газа и водяного пара. Эта диссоциация происходит под давлением жесткого (высокоэнергичного) ультрафиолетового излучения Солнца в стратосфере Венеры. Атмосфера Венеры делится на разные высотные слои – тропосферу, стратосферу, мезосферу и термосферу (криосферу). Выше

Рис. 19 а. Зависимость температуры и давления от высоты в атмосфере. Вверху показана дневная и ночная концентрации электронов в ионосфере

Рис. 19 б. Схема положения основных этажей атмосферы Венеры

700 километров начинается корона Венеры, состоящая только из водорода. Она простирается до 1000 километров и плавно переходит в межпланетную среду. На высотах короны температура практически не меняется с высотой. Она, конечно, зависит от времени суток, то есть от того количества тепла, которое поступает в атмосферу от Солнца. Это значит, что температуры днем выше, чем ночью. Так, выше 160 километров температура днем (в подсолнечной точке) близка к 300 К при минимальной солнечной активности и 450 К – при максимальной. Ночью температура падает до 100 К.

В атмосфере Венеры содержится не только углекислый газ и азот, но и целый ряд малых составляющих (малых – по количеству). Какие они и сколько их, показано на рисунке 20. На поверхности Венеры и в ее атмосфере очень мало воды, но более одной сотой процента. Пока не удается объяснить, почему это так.

Рис. 20. Состав атмосферы Венеры. Справа – малые составляющие

Об облачном слое Венеры можно судить по фотографиям. Напомним, что Венера вращается в противоположную сторону относительно направления вращения Земли. Над медленно вращающейся поверхностью планеты с огромной скоростью (около 100 м/с) вращается атмосфера на высоте облаков. Это средняя атмосфера. На фотографиях (рисунок 21) следы этого вращения атмосферы прослеживаются как спиральные полосы, которые спускаются от полюсов к экватору. Приведенные снимки сделаны в ультрафиолетовых лучах. Что гонит атмосферный газ – до конца не ясно до сих пор. Выше облаков скорость вращательного движения облаков резко падает. Она максимальна на высотах 16–32 километров.

Рис. 21. Снимки поверхности облачного слоя Венеры, сделанные в ультрафиолетовых лучах. Спиральные полосы, сходящиеся в центре, образуют V-образную фигуру, наблюдавшуюся с Земли. На рисунке приведены 4 последовательных изображения облачного слоя Венеры, которые показывают периодичность его движения. Интервалы между снимками 23, 67 и 53 часа. Снимки сделаны с помощью аппаратуры спутника «Пионер – Венера». Снимок NASA

Ниже 10 километров скорость ветра составляет только единицы метров в секунду. На поверхности Венеры скорость ветра не более 1 м/с. Но этот ветер валит с ног. Ведь атмосфера там очень плотная. Ниже облачного слоя атмосфера Венеры представляет собой чистую, незамутненную газовую среду. В северной полярной шапке Венеры наблюдается полярный вихрь. Здесь атмосферный газ опускается вниз. При этом он увлекает за собой облачный слой. Поэтому здесь облачный слой ниже, чем в средних широтах. Период вращения полярного вихря составляет 2,7 суток. Движение атмосферного газа на Венере немного проще, чем на Земле, где циклоны сменяют антициклоны и движения не всегда легко предсказать. На Венере все движения атмосферы направлены на запад, и только на запад. При этом вращательном движении атмосферный газ значительно обгоняет вращение самой планеты.

Облака Венеры имеют слоистую структуру. На высотах от 57 до 75 километров располагается самый верхний ярус облаков. Его составляют мельчайшие капли 80 %-ой серной кислоты. В каждом кубическом сантиметре на высоте 65–67 километров таких частиц содержится около 300. В среднем слое облаков плотность частиц, а точнее капель, растет. Наряду с каплями имеются и твердые частицы – мелкие кристаллики (видимо, сера кристаллической структуры). В нижнем слое на высотах от 48 до 51 километра наблюдается наибольшая концентрация как крупных, так и мелких частиц. Их здесь примерно 400 частиц в каждом кубическом сантиметре. Ниже 48 километров их концентрация резко падает. На высоте 31–32 километров частицы полностью исчезают.

Мельчайшие сернокислые капли в атмосфере Венеры порождает сероокись углерода СОS. Она была обнаружена, хотя и в небольших количествах. Сернистый газ SO2 в условиях Венеры является источником серной кислоты. Он под действием интенсивного ультрафиолетового излучения Солнца в атмосфере Венеры выше облаков окисляется кислородом. В результате образуется серный ангидрид SO3. Сам же кислород образуется в результате фотолиза углекислого газа СО2.

Говоря проще, солнечное излучение разрывает молекулу СО2 и высвобождает кислород. Серный ангидрид SO3 незамедлительно взаимодействует с водяным паром и дает серную кислоту. Ее немного, но вполне достаточно для того, чтобы образовать очень плотный слой облаков (туманы). Специалисты даже разработали сценарий образования облаков. События хронологически развиваются так:

«Процесс образования сернокислого тумана очень медленный. За весь венерианский день образуется всего 25 капелек диаметром 1,5мкм (микрон) на 1 см3. Такое количество частиц уже хорошо объясняет наблюдаемое явление. Все может выглядеть так. Утром стратосфера прозрачна, но к полудню в ней появляется уже довольно много частиц. Так как температура на их уровне ниже, чем на уровне излучающих облаков, идущее снизу тепловое излучение заметно ослабляется этой средой. Наибольшая концентрация частиц достигается к 16 условным часам, что и приводит к появлению минимума температуры. Ночью, когда «выключен» основной механизм этого процесса, небо снова становится прозрачным, и яркостная температура достигает максимального значения».

Частицы облаков постепенно осаждаются, объединяясь и укрупняясь. Серная кислота при высокой температуре нижних слоев атмосферы Венеры разрушается. При этом угарный газ реагирует с серным ангидридом. Он разрушает его. В результате образуются углекислый и сернистый газ. На более низких уровнях остатки угарного газа отнимают у части сернистого газа последние атомы кислорода, а в атмосферу выделяется сера в газообразном состоянии.

То, что в атмосфере Венеры присутствуют серная, соляная и плавиковая кислоты, обусловлено высокой температурой поверхности планеты. Серная кислота в атмосферу Венеры попадает из вулканических газов, где ее много. Много ее и просто на поверхности планеты.

У специалистов вызывает недоумение, почему на Венере так мало воды, хотя по многим показателям (состав, масса, размеры) Венера очень похожа на Землю. Конечно, высокие температуры на Венере делают свое дело. Вся вода в результате уходила в атмосферу, выкипала. Одновременно водород уходил в космическое пространство.

Поверхность Венеры была исследована с помощью космических аппаратов. Были получены фотографии поверхности Венеры. Две из них показаны на рисунках 22 и 23. На первом из этих рисунков видны камни. Они разбросаны по всему полю снимка. Камни разных размеров – от мелких до метровых каменных глыб. И так до самого горизонта. Камни рассыпаны на рыхлом грунте. Снимающий прибор находился у подножия венерианской горы, на склоне в 30 °. Горы на Венере достигают высоты в несколько километров.

Грунт Венеры содержит 0,3 % калия, 0,6·10–4 % урана (шесть стотысячных процента) и 3,6·10–4 % бария. Примерно половину грунта составляет кремнезем SiO3. Космические аппараты взяли пробы грунта Венеры. Анализ проб показал наличие элементов с атомными номерами от магния до железа. Были отождествлены следующие соединения: SiO2, Al2O3, MgO, CaO, FeO, K2O, MnO, TiO2, SO3, Cl.

Что касается рельефа Венеры, то он характеризуется равнинными районами, горами и низменностями. Горные районы занимают небольшую площадь. Это земля Иштар, земля Афродиты и области Бета. Все горные районы занимают 8 % всей поверхности Венеры. Низменности занимают 27 % всей поверхности. Это низменность Аталанта (большая равнина диаметром 2500 километров, углубленная на 2 километра относительно среднего уровня) и другие низменности. Остальная поверхность планеты (почти две трети) находится на промежуточных высотах. Это волнистые равнины.

Земля Афродиты (горная местность) расположена в экваториальной области. Она простирается на 18 тысяч километров в долготном секторе 60 – 120°. По широте она занимает пояс от 10° северной широты до 45° южной широты. Это более 5000 километров. По площади это 41 миллион квадратных километров. Это примерно площадь нашей Африки.

Вид полушария Венеры с долготой центрального меридиана 180° показан на рисунке 17. Это восточная часть земли Афродиты. Здесь имеется большое число кольцевых образований, глубина которых составляет всего сотни метров.

Рис. 22. 22 октября 1975 г. в 7 часов утра по московскому времени с поверхности Венеры впервые было передано изображение. На склоне разбросаны многочисленные каменные глыбы. Эта каменистая осыпь, где опустилась «Вене-ра–9», расположена в 2200 км от равнины, показанной на рис. 23. Большие камни в левой части изображения, напоминающие раковины, имеют, по-видимому, слоистую структуру. В левом верхнем углу снимка видны малоконтрастные пятна. Вероятно, это следующий склон горы

Рис. 23. Утром 25 октября 1975 г. «Венера–10» опустилась на плоскую каменную плиту на невысоком обширном плоскогорье экваториального района планеты. В нижней части снимка – часть аппарата, выше видны крышка телефотометра и прибор для измерения плотности грунта. Каменные плиты разбросаны по всему полю снимка. Поверхность плит в левой части снимка светлее, чем в правой. Вероятно, небо слева было более светлым, чем справа. Широкая темная полоса в центральной части – аппаратурный дефект, связанный с расположением здесь светлой крышки телефотометра

На южной окраине земли Афродиты имеется каньон Артемиды. Это огромный кратер-фантома, имеющий сравнительно правильную форму. Вокруг него имеется сильно разрушенный двойной вал. В центре в радиолучах регистрируется яркое пятно. Диаметр этого образования 2600 километров. Обширная равнина Седны показана на рисунке 24. Она образовалась в результате действия вулканов. Полагают, что она похожа на базальтовые равнины Луны и Марса. Базальты действительно здесь обнаружены. На рисунке 25 показаны своеобразные острова, которые остались от рельефа предшествующей эпохи.

Во многих районах Венеры имеются кратеры – результаты ударов метеоритов. Так, в 2000 километров западнее Альфы на равнине Лавинии имеются три больших метеоритных кратера (рисунок 26). Диаметры их 37–50 километров. Видимо, они образовались, когда одно большое метеоритное тело в атмосфере Венеры распалось на три крупных

Рис. 25. В некоторых районах над сравнительно ровной поверхностью равнины Седны выступают останцы – своеобразные острова, оставшиеся от рельефа предшествующей эпохи. Из работ А. Базилевского, О. Ржиги и др.

Рис. 2 6. В области Лавинии радиолокационной съемкой с аппарата «Магеллан» обнаружены три огромных метеоритных кратера, по-видимому, общего происхождения. Меньшие кратеры в нижней правой части снимка – вулканы размерами от 1 до 12 км. Снимок NASA

обломка. Они при ударе о поверхность планеты и образовали эти кратеры. Кратеры по поверхности Венеры распределены довольно равномерно. Диаметры их самые разные – от 1,5 до 280 километров. Кратеры могут иметь разное происхождение. Их образуют и вулканы. Примерно полмиллиарда лет назад имело место усиление вулканической активности на Венере. Это значительно обновило ее поверхность. В настоящее время на Венере выбрасывается примерно столько же вещества, что и на Земле. Вулканов на Венере около 1600. 150 из них превышают размеры в 100 км. Большой кратер Изабелла показан на рисунке 27. Наибольшему числу вулканов Венеры

Рис. 27. Кратер Изабелла с потоками продуктов извержений. Съемкой с аппарата «Магеллан» в 1991 и 1992 гг. на поверхности Венеры было обнаружено огромное количество подобных свидетельств вулканической деятельности. И хотя пока еще технически трудно установить, что эти извержения происходят и сейчас, было бы очень странно, если бы они почему-то вдруг прекратились в наши дни. Снимок NASA

присуща форма конусов или куполов, как это показано на рисунке 28. Здесь показано семь совершенно круглых образований, которые имеют проваленную верхушку. Их диаметр в среднем составляет 25 километров. Все они практически вытянуты в линию. Видимо, это трещина, сквозь которую поднималась магма.

Любопытно, что в атмосфере Венеры регистрируются грозы. Молнии на Венере гораздо более часты, чем на Земле. Спускаемый на поверхность космический аппарат регистрировал несколько десятков электрических разрядов (молний) в секунду. Но это не обычные молнии, а электрические разряды, которые сопровождают вулканические извержения.

Рис. 28. Семь круглых холмов диаметром около 25 км и высотой немного меньше километра, расположенные в точке 30° ю. ш., 11,8° в. д. на равнине вблизи области Альфа, были определены как очень толстые и медленно растекающиеся лавовые потоки. Подобные образования известны и на Земле. Снимок NASA

МАРС

Поскольку Марс занимает некое среднее положение между Землей и Луной, сравним характеристики Марса с характеристиками этих планет. На рисунке 29 показана сравнительная схема размеров Земли, Марса и Луны, приведены масса и средняя плотность вещества планет.

Рис. 29. Сравнительная схема размеров Земли, Марса и Луны

Любопытно, что размеры каждого последующего небесного тела вдвое меньше размеов предыдущего. Средний диаметр Марса составляет 6775 километров. Масса Марса почти в десять раз меньше массы Земли. Зная массу и средний радиус планеты легко можно определить ускорение свободного падения. Так, у поверхности Марса оно составляет 372 см/с2. Это примерно в три раза меньше земного. Такое же ускорение свободного падения на Меркурии. Как видно на рисунке 29, средняя плотность планеты значительно меньше средней плотности вещества Земли.

Взаимное положение Земли и Марса непрерывно меняется. Каждые 780 дней Марс находится в противостоянии с Землей. Его удаление от Земли (сближение) меняется от минимального (55 млн км) до максимального (102 млн км). Эти сближения называются противостояниями.

В том случае, когда минимальное расстояние между Землей и Марсом не больше 60 миллионов километров, оно называется великим противостоянием. Орбита Марса в большей степени вытянута, чем орбита Земли. Эксцентриситет орбиты-эллипса Марса равен 0,093. Большая полуось орбиты Марса, а по сути, среднее расстояние Марса от Солнца, равна 228 миллионам километров. Величина эксцентриситета указывает на то, что действительное расстояние от Марса до Солнца может быть больше или меньше большой полуоси (то есть среднего расстояния между ними) на 21 миллион километров. На рисунке 30 показаны положения Марса относительно линии осеннего равноденствия во время разных сезонов в северном полушарии. Орбита Земли внутренняя, а орбита Марса внешняя.

Поскольку сильно меняется удаление Марса от Солнца, то меняется и энергия Солнца, которая доходит до Марса. Энергия меняется как куб расстояния. Поэтому энергия, получаемая Марсом от Солнца, в два момента марсианского года отличается в 1,45 раза. На Земле такие изменения составляют всего 7 %. Удаление Земли от Солнца меняется всего на ±2,5 миллиона километров.

Положение Марса весьма оригинально относительно других планет. Во-первых, он обращается вокруг Солнца не так, как все планеты, а в противоположном направлении (против хода часовой стрелки), если смотреть с северного полюса эклиптики. Марсианские сутки почти такие же, как земные (24 часа 39,5 минут). Зато год на Марсе почти вдвое длиннее земного. Он равен 687 юлианским или 669 марсианским солнечным суткам. Плоскость экватора Марса наклонена к плоскости его орбиты на 25°. У Земли этот угол равен 23,5°. Самое любопытное состоит в том, что на Марсе длительность года в северном и южном полушариях разная. Ведь любая планета движется по своей орбите с изменяющейся скоростью. Чем больше орбита вытянута, тем больше эти изменения. Планета обязана двигаться так, чтобы за равные промежутки времени описывать равные площади, образованные куском орбиты и радиусами в один и другой момент. Это установил еще Кеплер, и сейчас эта закономерность

Рис. 30. Орбита Марса обладает большим эксцентриситетом. Поэтому при среднем расстоянии 228 млн км планета то удаляется от Солнца дополнительно на 21 млн км, то на столько же приближается к нему. На рисунке изображены положения планеты относительно линии осеннего равноденствия во время разных сезонов в северном полушарии. Показаны противостояния с 1973 по 1999 гг. и взаимные положения Земли и Марса в одном из них (1973 г.)

называется вторым законом Кеплера. При больших удалениях от Солнца планета может позволить себе двигаться медленно, свою площадь она набирает без труда. Когда она находится близко к Солнцу, ей приходится бежать очень быстро, чтобы набрать нужную площадь (такую же).

Вполне естественно, что и температура на Марсе в разные сезоны различается сильно. Так, более короткое лето в южном полушарии примерно на 20 градусов теплее лета в северном полушарии Марса.

Марс находится дальше от Солнца, чем Земля. Поэтому ему достается от Солнца меньше энергии. Примерно вдвое меньше (43 %). Поэтому климатические условия там очень суровые. Так, даже летом температура верхнего слоя грунта в полдень на северном тропике находится ниже нуля (от 0 до 20 °C). Температура в 5 °C характеризует «знойный» марсианский полдень летом. На широте тропика среднегодовая температура составляет -43 °C, а минимальная -90 °C (и ниже).

Температура на планете зависит не только от того, сколько энергии планета получает от Солнца. Она зависит и от того, насколько умело планета расходует эту энергию. Энергия может использоваться на самой планете, а может частично или полностью уйти из планеты в космическое пространство. Реальная ситуация зависит прежде всего от двух вещей: как отражает энергию обратно в космос поверхность планеты и какая атмосфера у планеты. Например, у Земли в атмосфере имеется тепличная пленка в виде озонного слоя, благодаря которой солнечная энергия удерживается у Земли. У Марса дела в этом плане обстоят хуже. Его атмосфера очень разрежена и почти не препятствует уходу энергии вы космос.

Кстати, не так давно, считалось, что на Марсе температура до +15 °C и даже до +30 °C для лета является характерной. Но прямые измерения показали, что она немного ниже, примерно на целых 30 °C. И только в экваториальном поясе Марса благодаря низкой отрицательной способности планеты (поверхность здесь темная) верхний слой грунта после полудня может прогреться до 0 °C или чуть-чуть больше. Но это грунт. А температура атмосферы все равно остается низкой.

Раз атмосфера на Марсе разреженная, то, автоматически, и давление там низкое. Среднее атмосферное давление на поверхности Марса составляет 6, 1 мбар. Это в 160 раз меньше, чем на поверхности Земли ив 15 000 раз меньше, чем на Венере. Мы привыкли на Земле все отсчитывать от уровня моря, Мирового океана. Это и вершины гор, и дно океанов. На Марсе такого фиксированного естественного уровня нет. Но он был бы очень удобен. Поэтому специалисты привязали этот условный «нулевой» уровень к атмосферному давлению, равному среднему атмосферному давлению на поверхности Марса (6,1 мбар). От этого уровня идет отсчет и вверх и вниз. Почему именно 6,1 мбар? Потому что это давление соответствует тройной точке фазового состояния воды (лед – жидкость – пар). Это привязка к земным условиям. На Марсе уровень давления в 6, 1 мбар – это давление углекислого газа атмосферы. Водяного пара в атмосфере Марса ничтожно мало. Поэтому его частное (парциальное, партио – часть) давление очень мало.

Как и на Земле, чем выше от поверхности Марса, тем холоднее. На определенной высоте замерзает даже углекислый газ атмосферы. Специалисты наблюдают на Марсе голубые облака, особенно в районе полюса и терминатора. Эти облака состоят из кристаллов замерзшей углекислоты. На Марсе бывают и облака из воды (водяного пара), но очень редко. В атмосфере Марса очень мало водяного пара, другими словами, она очень сухая. В самых иссушенных местах на Земле в воздухе водяного пара больше, чем в атмосфере Марса. Больше в сотни раз! В атмосфере Марса концентрация водяного пара по объему близка к 0,05 %. Правда, в определенных местах и в определенных условиях она может быть в десятки раз меньше.

Атмосфера состоит из азота (2,5 %), аргона (1,6 %), кислорода (0,1–0,4 %), угарного газа (0,06 %), а также малого количества благородных газов. Это неон, криптон и ксенон. 95 % всей атмосферы (по объему) – это углекислый газ.

Следует более подробно поговорить о кратерах Марса, а также о его вулканах. Имеются кратеры двух типов (по происхождению). Одни образовались под действием (в результате ударов) метеоритов, а другие являются результатом деятельности вулканов. Мы не будем описывать все кратеры Марса. Здесь фактического материала очень много, и можно описать кратеры очень подробно. Но это не нужно. Важно уловить саму суть. Все остальное можно найти в соответствующих справочниках. В диаметре кратеры занимают сотни километров. На рисунках 31 и 32 показаны два древних кратера диаметром около 80 км. От них осталось только большое темное дно. Эти два кратера показаны у среза снимка выше его центра. Ниже видны большие кратеры. Поверхность здесь

Рис. 31. Район к северу от вала кратерного Моря Аргир. Размеры участка 600x820 км. Снимок «Марса-5»

покрыта камнями и грубыми обломками скал. Старые кратеры постепенно сглаживаются. Многие из них сильно разрушены и видны как темный или светлый круг. По сути, кратеры такие же, как и на Луне. У них есть кольцевой вал. У некоторых просматривается центральная горка. Но различие все же имеется. Кратеры на Марсе в среднем вдвое меньше в диаметре, чем на Луне. Это и понятно: меньше сила гравитационного притяжения, меньше удар, а значит, меньше и образовавшаяся воронка. Таким образом, на Марсе кратеры меньше по размерам, чем на Луне. На фото их больше (на единицу площади). Это и понятно, поскольку пояс астероидов (малых планет) ближе к Марсу, чем к Луне. Именно эти небесные тела были источником метеоритной бомбардировки поверхности планет. Это бомбардирование имело место не только на ранней стадии формирования планет, но и в более позднее время. Этот процесс образования кратеров полностью не прекратился и в наше время. Космические аппараты на Марсе зарегистрировали очень даже свежие образования из семейства кратеров. Пример такого свежеиспеченного кратера и показан на рисунке 32. Его диаметр равен 25 километрам. В нижней части кольцевой вал разрушен другим, менее крупным метеоритным телом. Поскольку грунт Марса очень сыпучий, то насыпь вала образует оползни. Еще три кратера показаны на рисунке 33. Они выстроены в цепочку. Здесь виден сильно разрушенный старый кратер диаметром около 50 километров. Два других кратера диаметром 20 и 8 километров разрушены меньше. Полагают, что возраст этих кратеров более 2 миллиардов лет.

Рис. 32. Хорошо сохранившийся метеоритный кратер диаметром 25 км (33° ю. ш., 19° з. д.). Снимок сделан узкоугольной камерой «Марса-5»

Кратеры расположены на поверхности Марса отнюдь не равномерно. Экваториальные районы испещрены кратерами. В северной полярной шапке их мало. На юге они видны до самого полюса.

Рис. 33. Район плоскогорья северо-западнее Аргира (36° ю. ш., 79° з. д.). Диаметр большого сильно разрушенного кратера около 50 км. Снимок сделан узкоугольной камерой «Марса-5»

На Марсе есть горы и равнины. Равнины расположены среди кратеров. Одна из них равнина Аргир. В поперечнике она достигает 900 километров. Собственно, она представляет собой типичное кратерное море. Таких «морей» много на Луне. Другая равнина Эллада еще протяженнее: 1600 километров в одном направлении и 2000 километров в другом. Дно этой равнины нельзя назвать ровным. На этих же долготах имеются еще две равнины: Большой Сирт и равнина Исиды. Последняя к востоку переходит в равнину Элюзий, а к северу – в равнину Утотя. На долготе долины Аргир находится долина Ацидалийская. К югу она переходит в долину Хриса. Равниной представляет собой и местность вокруг южного полюса. Северный полюс Марса окружен огромной Великой Северной равниной. На этой полярной равнине есть много мелких кратеров. Один из них (побольше) назван именем Ломоносова.

Представляет интерес и долина Маринера. Она находится к северо-западу от долины Аргир. Эта долина весьма своеобразная. Она фактически представляет собой гигантский каньон. Общая длина каньона достигает 4,5 тысячи километров. Глубина этого огромного каньона достигает 2–3 километров, а в некоторых местах и того больше.

Рис. 34. Сравнительная схема высот горы Олимп и Эвереста

Семейство гигантских вулканов Фарсида состоит из трех вулканических конусов, горы Аскрийской, горы Павлины и горы Арсия. Горы на Марсе значительно выше, чем на Земле, выше 20 километров. К северо-западу от этих гор находится очень высокая гора Олимп. О масштабе марсианских гор можно судить по рисунку 34, на котором сравниваются марсианская гора Олимп и высочайшая вершина Земли Эверест. Вершина горы Олимп является вулканической. Эти вулканы потухшие. На вершинах всех четырех гор располагаются вулканические кальдеры огромных размеров. Одна из таких огромных кальдер показана на рисунке 35. Возраст ее достигает нескольких сотен миллионов лет. Эта кальдера находится на вершине горы Арсия, которая является самой южной из гор. Диаметр этой кальдеры впечатляет, он достигает 130 километров. Что же касается горы Олимп, то она является потухшим (?) вулканом. Тип вулкана – щитовой. Это особые вулканы, лава которых отличается жидкой консистенцией. При извержениях вулканов лава растекается на большие расстояния. Поэтому склоны такого вулкана очень пологие. Можно себе представить гору-вулкан, диаметр которой в основном достигает 600 километров. В земных условиях – нет. На Марсе это реальность.

Рис. 35. Огромная вулканическая кальдера диаметром 130 км венчает вершину горы Арсия – древнего и давно не действующего вулкана. Снимок NASA

Остальные три вулкана-гиганта в области Фарсида меньше Олимпа по высоте, но сами они находятся на возвышенности, которая приподнимает их на 3–5 километров. Пола-гают, что эти вулканы начали активно жить примерно полтора миллиарда лет назад. Олимп настолько огромен, что его наблюдали с Земли еще в прошлом столетии. Тогда это зрелище получило название «Снега Олимпа». Название было дано светлому образованию круглой формы и неясного происхождения. Но сейчас мы знаем, что это 1000-километровое кольцо облаков, которое часто опоясывает высочайший вулканический конус.