Главная > Астрономия > Планеты и их наблюдение
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

§ 15. МАРС

Планета Марс имеет экваториальный диаметр 6787 км, т. е. 0,53 земного. Полярный диаметр несколько меньше экваториального (6753 км) из-за полярного сжатия, равного 1/191 (против 1/298 у Земли). Марс вращается вокруг своей оси почти так же, как и Земля: его период вращения равен 24 час. 37 мин, 23 сек., что лишь на 41 мин. 19 сек, больше периода вращения Земли. Ось вращения наклонена к плоскости орбиты на угол 65°, почтя равный углу наклона земной оси (66°,5). Это значит, что смена дня и ночи, а также смена времен года на Марсе протекают почти так же, как на Земле. Там есть и климатические пояса, подобные земным: тропический (широта тропиков ±25°), два умеренных и два полярных (широта полярных кругов ±65°).

Однако вследствие удаленности Марса от Солнца и разреженности атмосферы климат планеты гораздо суровее земного. Год Марса (687 земных или 668 марсианских суток) почти вдвое длиннее земного, а значит, дольше длятся и сезоны. Из-за большого эксцентриситета орбиты (0,09) длительность и характер сезонов Марса различны в северном и южном полушариях планеты, как видно из следующей таблички:

Таким образом, в северном полушарии Марса лето долгое, но прохладное, а зима короткая и мягкая (Марс в это время близок к перигелию), тогда как в южном полушарии лето короткое, но теплое, а зима долгая и суровая. Как это выражается в привычных нам температурах, будет сказано ниже.

Масса Марса была довольно точно определена по движению его спутников Фобоса и Деймоса, а затем уточнена по движению искусственных спутников серии «Маринер».

Рис. 25. Фотография Марса, полученная на обсерватории Нью-Мексико

Она равна 1 : 3 098 700 доле массы Солнца, или 0,107 массы Земли, или . Средняя плотность Марса равна 3,89 г/см3 (0,70 средней плотности Земли), ускорение силы тяжести на поверхности 372 см/сек2 (0,38 земного), критическая скорость, достаточная для преодоления притяжения планеты, 5,0 км/сек (против 11,2 км/сек на Земле).

На диске Марса (рис. 25) еще в середине XVII в. были замечены темные и светлые области.

В 1784 г. В. Гершель обратил внимание на сезонные изменения размеров белых пятен у полюсов (полярных шапок). В 1882 г. итальянский астроном Дж. Скиапарелли составил подробную карту Марса и дал систему названий деталей его поверхности, выделив среди темных пятен «моря» (по-латыни mare), «озера» (lacus), «заливы» (sinus), «болота» (palus), «проливы» (fretum), «источники» (fons), «мысы» (promontorium) и «области» (regio). Все эти термины носили, разумеется, чисто условный характер. Большинство темных областей имеют латинские названия с добавлением одного из этих терминов, например, Mare Sirenum (Море Сирен), Lacus Solis (Озеро Солнца), Sinus Sabaeus (Сабейский залив), Oxia Palus (Кислое болото), Pandorae Fretum (Пролив Пандоры), Deucalionis Regio (Область Девкалиона) и др.

Светлые области получили также латинские названия, но без добавления определяющих терминов, например, Arabia, Eridania, Thaumasia, Argyre I (есть и Argyre II), Noachis, Hellas и др. По аналогии с Луной их назвали материками. В настоящее время материки, моря и другие детали Марса, наблюдаемые в телескоп, получили общее название деталей альбедо, поскольку их основное отличие друг от друга состоит в различиях альбедо. Этот термин введен для того, чтобы отличить эти детали от деталей рельефа Марса, фотографируемых с космических аппаратов.

Материки Марса имеют желто-оранжевую окраску, поэтому с самого начала их считали песчаными пустынями. Это предположение в общем подтвердилось. Фотографии марсианского ландшафта, переданные в 1976 г. американскими спускаемыми аппаратами «Викинг» (рис. 26), совершившими посадку в светлых областях Хризе и Утопия, наглядно показывают, как выглядят эти области. Перед нами — пустыни, усеянные крупными и мелкими камнями.

Совершенно иначе обстояло дело с природой темных областей. В конце XIX в. французские астрономы Э. Лиэ и В. Трувело предположили, что темные области Марса покрыты растительностью.

(см. скан)

Рис. 26. Панорама Mapca, полученная спускаемым аппаратом космического аппарата «Викинг-1») (США). Область пустыни Хризе.

В пользу этой гипотезы говорили сезонные изменения цвета и альбедо морей Марса: весной (в соответствующем полушарии) они темнели и приобретали зеленоватьй оттенок вместо нейтрально-серого или коричневого. Так как это совпадало с уменьшением размеров («таянием») полярной шапки, которую считали состоявшей из снега и льда, то получалась стройная картина весеннего орошения целого полушария планеты водами тающей полярной шапки и распускания растительности.

Артериями, по которым поступала вода от полярных шапок длительное время считались «каналы» (canali), открытые в 1877 г. Дж. Скиапарелли. Американский астроном П. Ловелл в 90-е гг. XIX в. и в начале XX в. усиленно защищал гипотезу об искусственном происхождении каналов Марса, якобы построенных разумными обитателями планеты (марсианами). Эта гипотеза (как и гипотеза о растительной природе морей) находила своих сторонников до середины 50-х гг. нашего столетия. Однако дальнейшие исследования не подтвердили ни той, ни другой гипотезы.

Растительную гипотезу в нашей страда длительное время защищал член-корреспондент АН СССР Г. А. Тихов применивший методику сравнения спектральных и фотометрических свойств морей Марса и земной растительности, особенно произрастающей в суровых условиях сухого и холодного климата. Эти исследования проводились им и его сотрудниками в 40-е — 50-е гг. нашего века.

Большие ряды фотометрических, колориметрических и спектральных наблюдений различных деталей альбедо Марса (в том числе и полярных шапок) накопили начиная с 30-х годов советские астрономы Н. П. Барабашов, В. В. Шаронов, Н. Н. Сытинская, И. К. Коваль и их сотрудники. Интересные исследования поляризации света этих деталей в различных участках спектра и при различных условиях освещения провел французский астроном О. Дольфюс. Однако все эти исследования не позволили выявить природу темных областей и причину их отличия от светлых. Никаких характерных полос или деталей в спектре этих образований, которые позволили бы решить вопрос, найдено не было.

Ученые, не разделявшие растительной гипотезы, считали темные области местами выхода коренных горных пород, отложениями вулканического пепла и т. д.

В таком же положении длительное время находился вопрос о природе полярных шапок. О том, что это не снег, говорили сравнительно низкое для снега альбедо полярных шапок (около 0,3). В дальнейшем даже возникли сомнения, наблюдаем ли мы в красных и синих лучах одни и те же образования. Н. П. Барабашов предполагал, что в красных лучах мы видим ледяной покров, лежащий на поверхности, а в синих — плавающие над ним облака. Эта точка зрения основывалась на представлении, что атмосфера Марса столь сильно рассеивает синие и фиолетовые лучи, что поверхность в них не видна. Действительно, на снимках в этих лучах детали альбедо не выходили. Марс казался почти однородным диском, и лишь полярные шапки выделялись своей яркостью. Это привело к концепции о существовании в атмосфере Марса особого «фиолетового слоя», или «синей дымки». Эта концепция была довольно распространена в 40-е — 50-е гг., но оказалась окончательно опровергнутой в 1969—1972 гг., после фотографирования Марса американскими космическими аппаратам «Маринер-6» и «Маринер-7». Выяснилось, что поверхности Марса вообще свойственны малые контрасты альбедо. Особенно малы они именно в синих и фиолетовых лучах. Над материками (пустынями) Марса постоянно носятся облака мелкой пыли, которая всегда светлее тех пород, из которых она образуется. Пыль и повышает яркость материков в красных лучах.

Под действием ветров и смерчей пыль на Марсе может подниматься в атмосферу и держаться в ней довольно долго. Сильные пылевые бури наблюдались в южном полушарии Марса в 1956, 1971 и 1973 гг.

Как показали спектральные наблюдения в инфракрасных лучах, в атмосфере Марса (как и в атмосфере Венеры) главным компонентом является углекислый газ Длительные поиски кислорода и водяного пара сперва вообще не давали уверенных результатов, а потом было установлено, что кислорода в атмосфере Марса не более 0,3% (вертикальная масса 10—20 см-атм), а количество водяного пара соответствует столбику осажденной воды от 5 до 40 мкм.

Исследования с помощью космических аппаратов подтвердили эти оценки. Лишь у границ полярных шапок содержание водяного пара повышается до 80—100 мкм.

Количество азота и аргона в атмосфере Марса, по данным американских «Викингов», не превосходит 1—2%.

При столь сухой атмосфере трудно допустить, что основной компонент полярных шапок Марса — замерзшая вода. Ведь тогда при таянии шапки атмосфера вблизи нее должна была бы заметно увлажняться, что не могло не быть замечено с помощью спектрографов в инфракрасных лучах. Следовательно, если в полярных шапках и есть вода, то это должен быть сравнительно тонкий слой инея. Снимки района южной полярной шапки, полученные «Маринером-7», показывают, что она имеет толщину по крайней мере в десятки метров (белое вещество шапки частично засыпает крупные детали рельефа). Это означает, что основное вещество полярных шапок — «сухой лед», т. е. замерзшая углекислота. Впрочем, вопрос о том, какой именно лед преобладает в полярных шапках, до конца не решен. Помимо внешнего, видимого слоя замерзшей воды могут быть другие слои, скрытые отложениями пыли. Такие слои действительно наблюдаются в полярных шапках. Кроме того, температуры в полярных областях около 200-210°К, что слишком высоко для «сухого льда», имеющего температуру сублимации 146°К.

Температурный режим на Марсе выглядит так. В дневные часы в районе экватора, если Марс находится вблизи перигелия, температура может подниматься до +25°С (около 300°К). Но уже к вечеру она падает до нуля и ниже, а за ночь планета выхолаживается еще больше, поскольку разреженная сухая атмосфера планеты не может удержать тепло, получаемое от Солнца днем.

Приведем пример. Советская АМС «Марс-6» совершила мягкую посадку в районе Эритрейского моря в южном полушарии Марса в феврале 1974 г. когда Марс был на среднем расстоянии от Солнца.

Несмотря на то, что в это время в южном полушарии стояло лето, температура атмосферы близ поверхности едва достигала -45°С.

Американский Викинг-1» сел 20 июля 1976 г. в области Хразе, на щироте +19°,5. В это время планета была вблизи афелия и несмотря на то, что «Викинг» совершил посадку в тропиках, температура в утренние часы составляла -86°С, но к середине дня поднялась до -30°С.

Давление атмосферы у поверхности планеты по данным советской АМС «Марс-6», составляет 6 миллибар (т. е. 0,006 атмосферы), в месте посадки «Викинга-1» оно было несколько больше, 7,7 миллибара. Эти разности давлений отражают, как и на Земле, разность уровней, что позволило астрономам исследовать рельеф Марса по интенсивности полос поглощения углекислого газа — главного компонента марсианской атмосферы. Интенсивность полос поглощения пропорциональна давлению атмосферы. Градуировка этого метода была осуществлена по радиолокационным измерениям высот ряда опорных точек на поверхности Марса. Нулевой уровень отсчета высот принят соответствующим давлению 6,1 миллибара.

До космических полетов к Марсу среди астрономов получило распространение представление о сравнительно гладком рельефе этой планеты. Однако это мнение не подтвердилось: рельеф планеты оказался весьма сложным.

Первые фотографии поверхности Марса из космоса были получены «Маринером-4» в июле 1965 г. На них было заметно множество кратеров, напоминавших лунные. Некоторые из них имели центральную горку. Более подробные и качественные фотографии передали «Маринер-6» и «Маринер-7» в 1969 г. Таким образом, подтвердилось предсказание советских ученых К. П. Станюковича и В. В. Федынского, сделанное в 1947 г., что Марс (а также Меркурий, спутники планет и астероиды) должен быть испещрен кратерами ударно-метеоритного происхождения.

Как известно, в течение более чем столетия в науке шла упорная борьба двух гипотез происхождения лунных кратеров: вулканической и метеоритной.

Каждая из них имела свои плюсы и минусы, но метеоритная гипотеза имела то неоспоримое преимущество, что исходила из реальных фактов и была разработана математически. Открытие кратеров на Марсе, а затем на спутниках Марса Фобосе и Деймосе окончательно подтвердило, что большинство кратеров имеет ударнометеоритное происх ождение.

Вместе с тем, исследование Марса космическими аппаратами показало и то, что на этой планете имеются громадные вулканы. Самым крупным из них оказался вулкан Олимп, давно наблюдавшийся с Земли в виде светлого пятнышка Nix Olympica (что означает «олимпийские снега»), поперечник его подножья составляет 600 км, а высота 22 км. Это самая высокая гора в Солнечной системе. На вершине вулкана имеется круглая кальдера поперечником 80 км. Олимп принадлежит к числу так называемых щитовых вулканов, которые, в отличие от насыпных конусов Везувия, Этны и других вулканов, образованы поднятием коры внутренними силами. По своей форме они действительно напоминают щит. Представителями этого типа вулканов на Земле являются Мауна Лoa и Килауэа на Гавайских островах, а на Марсе, кроме Олимпа, Арский, Аскрейский и Павлиний вулканы (все три тоже больше любого из земных вулканов), а также около десятка вулканов меньших размеров.

Таким образом, вулканизм на Марсе проявляется в иных формах, чем последствия ударов метеоритов. Типичной формой вулканов там являются мощные щитовые вулканы с вершинными кальдерами (круглыми углублениями, переходящими в жерла вулкана), типичной формой метеоритных кратеров — простые кольцевые горы с небольшой высотой вала. Подсчеты распределения по размерам метеоритных кратеров на Луне, Марсе, Меркурии, Фобосе и Деймосе показали, что они следуют одному закону, согласующемуся с законом распределения по массам метеоритных тел.

Фотографии поверхности Марса, полученные в 1971—1972 гг. «Маринером-9» и в 1974 г. советскими АМС «Марс-4» и «Марс-5», открыли глазам исследователей новые разнообразные формы марсианского рельефа. Особое место среди них занимает гигантский разлом в коре планеты — Копрат (наблюдавшийся с Земли в телескопы в качестве одного из «каналов»).

Он имеет около 4000 км в длину, до 120 км в ширину и около 6 км в глубину (рис. 27). В стороны от него отходят ветвящиеся овраги. Есть на Марсе и другие разломы коры, меньшего масштаба. Имеются горные хребты, отдельные вершины, области с сильно пересеченным рельефом и гладкие равнины, получившие название бассейнов. К ним относится часть материков, а именно, округлые светлые области Аргире, Ноахис, Эллада (Hellas) и другие. Перепад высот на Марсе (если не считать отдельных вершин вроде Олимпа) составляет около 14 км.

Рис. 27. Разлом Копрат по фотографии «Маринера-9».

В настоящее время составлена фотомозаичная карта поверхности Марса, основанная на 7300 фотографиях его поверхности, полученных космическим аппаратом «Маринер-9», и ряд геологических карт. Удалось выявить наличие как бы единого гигантского «материка» в южном полушарии и единого «океана» в северном. Это значит, что поверхность «материка» лежит в среднем на 3 км выше, чем поверхность «океана».

Поскольку «материк» покрыт большим количеством метеоритных кратеров, а равнины северного полушария почти лишены их, можно сделать вывод о том, что поверхность «океана» сложена более молодыми породами (скорее всего, излияниями базальта). О том же свидетельствуют данные о глобальном рельефе планеты: как и на Земле, более легкие породы (очевидно, близкие к гранитам) как бы «плавают» в более тяжелой базальтовой подложке. В настоящее время геологи тщательно изучают и сравнивают рельеф Марса, Меркурия, Луны и Земли, поскольку такое сравнение может привести к важным выводам о закономерностях глобальной тектоники планет.

На Марсе видны следы деятельности ветра: образования, напоминающие дюны (рис. 28), Количество малых кратеров (меньше 3 км) заметно ниже, чем на Лунел Меркурии и Фобосе, что, вероятно, связано с их разрушением под действием ветровой эрозии.

Но на Марсе могла проявиться не только ветровая, но и водяная эрозия. В настоящее время давление у поверхности планеты настолько низко, что на ней не может быть жидкой воды: 6,1 миллибара — это как раз тройная точка для воды, давление, при котором лед превращается прямо в пар, минуя жидкую фазу. В то же время снимки «Маринера-9», «Марса-4», «Марса-5», а затем и «Викингов» показали любопытные образования, напоминающие русла высохших рек (рис. 29). Наличие извилин, притоков, уклона вдоль русла и другие признаки показали, что это ничем иным быть не может. Значит, в прошлом на Марсе было более высокое давление у поверхности. За счет чего? Ответ на этот воцрос может быть только один: за счет вещества полярных шапок, содержащих углекислый лед одинаковый по составу с основным компонентом атмосферы планеты. Очевидно, в прошлом на Марсе царили более высокие температуры, так что вещество современных полярных шапок тогда входило в состав его атмосферы. Благодаря более высокому давлению (никак не меньше 30 миллибар) жидкая вода могла существовать и течь на поверхности планеты. Ее источником были те же полярные шапки и подпочвенные воды.

Рис. 28. Дюны на Марсе. Фотография «Маринера-9».

Рис. 20, Руслоподобные образования (меандры) на Марсе. Фотография «Маринера-9».

Возможно что тогда на Марсе не только текли реки, но существовали и небольшие озера.

Что же явилось причиной повышения температуры на Марсе в прошлом? Скорее всего, усиление интенсивности солнечной радиации. Об ее колебаниях рассказывают нам ледниковые периоды наг Земле. По данным палеонтологии и палеоклиматологии известно, что во время некоторых межледниковых периодов на Земле было гораздо теплее, чем сейчас. Потепление было в те времена и на Марсе. Вот тогда-то там и текли реки и, может быть, развивалась жизнь...

А существует ли жизнь на современном Марсе? Попытка проверить такую возможность и дать ответ на давний вопрос, тревожащий человечество на протяжении века, была предпринята американскими учеными в 1976 г. с помощью приборов двух спускаемых аппаратов «Викинг». Программа эксперимента включала забор пробы марсианского грунта и его исследование тремя разными способами, направленными на выявление процессов обмена веществ у предполагаемых микроорганизмов, существующих в грунте Марса.

Эксперименты не дали определенных результатов. Обнаруженные явления (резкое усиление выделения кислорода и углекислого газа из проб с быстрым спаданием этого выделения до нуля) не соответствовали ожидаемым в случае присутствия живых: организмов и больше напоминали химические процессы с участием высших окислов — перекисей и надперекисей различных веществ. Эксперименты «Викингов» не доказали, хотя и не опровергли, предположение о наличии жизни на Марсе. Решение этого вопроса потребует новых, более совершенных экспериментов.

Марс подобно Земле и Венере обладает ионосферой, которая имеет примерно в 10 раз меньшую концентрацию электронов в максимуме, а самый ионосферный максимум лежит ниже, чем в земной ионосфере. Методом радиопросвечивания с АМС «Марс-4» и «Марс-5 советские ученые М. А. Колосов, Н. А. Савич и их сотрудники обнаружили ночную ионосферу Марса с электронной концентрацией электронов/см3. Измерения на АМС «Марс-2», «Марс-3» и «Марс-5» позволили Ш. Щ. Долгинову обнаружить слабое магнитное поле Марса. Оно в 500 раз слабее земного а его полярность противоположна земному магнитному полю.

Наличие у Марса магнитного поля имеет большое значение для понимания его внутреннего строения, а также закономерностей планетного магнетизма вообще.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление