Реферат по астрономии.

Марс.

Учеников 11 «Б» класса

школы №68

Янькова Романа

Рязань 1998 г.

Содержание.

1. Общие сведения о планете. . . . . . 2

2. Радиолокационные исследования Марса. . . . 3

3. Рельеф поверхности Марса. . . . . . 5

4. Реки и ледники на Марсе. . . . . . 8

5. Фобос и Деймос. . . . . . . . 12

6. Внутреннее строение. . . . . . . 14

7. Атмосфера Марса. . . . . . . 16

8. Ионосфера. . . . . . . . . 17

9. Особенности теплового режима и атмосферной динамики. 18

10. Проблемы климатической эволюции. . . . . 21

1. Общие сведения о планете.

Аэлита – символ Марса – планеты больших ожиданий и несбывшихся надежд. Во всей Солнечной системе нет, пожалуй, другого небесного тела, которое сыграло бы столь великую роль в развитии планетной астрономии. И хотя обычно названия планет имеют малое отношение к професси богов-тезок, Марс в свое время вызвал настоящую войну.

Диаметр Марса равен 6787 км – почти вдвое меньше земного – весьма миниатюрный мир. По объему планета примерно в 7 раз меньше Земли, а по массе – в 9 раз.

Орбита Марса, впервые вычисленная Иоганном Кеплером, представляет собой эллипс с заметным эксцентриситентом (e=0,093).

Марс обходит свою орбиту за 687 земных суток, значит, марсианский год почти вдвое длиннее земного, и потому встречаются обе планеты в противостояниях лишь через 2 года и 2 месяца (780 суток). Но, если посмотреть на рисунок, на котором представлены орбиты обеих планет, легко понять, что не все противостояния одинаково удобны для наблюдений. Гораздо лучше наблюдать Марс, когда он находится вблизи перигелия. Тогда его расстояние до Земли уменьшается до 56300000 км. Вблизи же афелия это расстояние увеличивается почти вдвое. Годы наибольшего сближения планет называются великими противостояниями Марса. В эти дни все телескопы мира устремлены на красную планету.

Рисунок 1.

Во время великих противостояний диаметр Марса виден почти вдвое большим, чем во время обычных противостояний и светит Марс в эти периоды ярче, чем Сириус. Великие противостояния всегда бывают в августе и повторяются через 15-17 лет. С одного из них и началась бурная история «красной планеты».

Наблюдать Марс в телескоп и составлять карты стали с 1636 года, то есть с самого начала телескопических наблюдений. Даже в слабые и несовершенные телескопы на поверхности Марса легко рассмотреть разноцветные пятна: белые – у полюсов, зеленовато-коричневые – в умеренных поясах и оранжево-красные – у экватора. Наблюдая за движением этих пятен, астрономы измерили период вращения Марса вокруг своей оси. Он оказался «земного порядка» – 24 часа 37 минут 22,4 секунды. Во второй половине XIX века уже считалось, что «общая карта Марса может быть изображена с большей уверенностью, чем карты малодоступных стран, окружающих наши земные полюсы».

В 1878 году наступило великое противостояние Марса. Миланский астроном Джиованни Скиапарелли, обладавший необычайно зоркими глазами, увидел туманные полоски на поверхности Марса. Их было множество. Тонкие прямые линии, будто проведеные по линейке, пересекали красноватые "материки", соединяя между собой "моря" и "озера" планеты.

Они не могли быть реками. Для этого линии были слишком прямыми и располагались слишком правильно геометрически. Они не могли быть горными хребтами, чудовищными оврагами... Они не могли быть ничем, что создает природа. Ибо природа не в состоянии провести прямую линии на округлом боку планеты. Скиапарелли решает, что перед ним - результат работы разума!

Скиапарелли составляет подробную карту Марса, наносит все видимые в 24-сантиметровый телескоп каналы и дает им названия. Еще больше крепнет его уверенность, когда он обнаруживает, что особенно четко видны каналы в том полушарии Марса, в котором начинается весна. Он видит, как уменьшаются весной белые пятна на полюсах Марса. И думает: лед полярных областей тает. Темные полосы постепенно проступают на диске планеты от полюса к экватору, значит, вода начинает поступать в пересохшие за зиму русла и по берегам марсианских каналов расцветает марсианская растительность...

В 1879 году Скиапарелли публикует результаты своих наблюдений и свои выводы. Они производят сенсацию. Астрономы снова кинулись к своим инструментам и... разделились на враждующие лагери. Началась "великая марсианская война". Если раньше наблюдения планет производились, в основном, любителями, вооруженными малыми телескопами, то теперь самые крупные обсерватории включили изучение Марса в планы своих работ…

Так началось бурное исследование «красной планеты».

2. Радиолокационные исследования Марса.

С начала 60-х годов XX в. для исследования периодов и направления вращения планет, а вслед за тем рельефа и физических свойств их поверхностей стала успешно применяться радиолокация. За короткий период ее возможности значительно возросли вследствие совершенствования как аппаратуры, так и методов измерений. Для определения периодов вращения используются результаты анализа величин смещения и расширения спектральной линии отраженного излучения (эхо-сигнала), обусловленных эффектом Доплера, а для изучения профилей и свойств поверхности - данные об интенсивности отраженного излучения и о распределении интенсивности по спектру, с учетом времени запаздывания прихода сигналов на приемную антенну и доплеровского сдвига по частоте. Важную информацию о микроструктуре поверхности несут также данные измерений степени поляризации отраженных планетой радиоволн.

Радиолокационные исследования наиболее информативны для низкоширотных областей, поскольку при переходе к высоким широтам, а значит, удалении от самой близкой к Земле (подрадарной) области, дающей наибольший вклад в отражение, погрешности измерений и неоднозначность их интерпретации резко возрастают. В радиолокационной астрономии преимущественно используются радиоволны сантиметрового частотного диапазона.

Радиолокационные исследования поверхности Марса особенно интенсивно начались в конце 60-х и в начале 70-х годов, до тех пор, пока этот метод практически не был вытеснен мощным потоком информации с искусственных спутников планеты. Наилучшее достигнутое в этот период разрешение составило 8 км по долготе и около 80 км по широте в пределах широтного пояса +/- 20^o по обе стороны от экватора. Были обнаружены значительные вариации марсианского рельефа, достигающие высоты 14 км в глобальном масштабе. На отдельных участках длиной в десятки и сотни километров были выявлены многочисленные перепады высот в 1-2 и более километров, большинство из которых, как подтвердили в дальнейшем результаты фотографирования Марса с космических аппаратов, правильно ассоциировались с кратерами поперечником до 50-100 км. Одновременно оценивались рассеивающие свойства поверхности и углы наклона участков, сопоставимых по своей протяженности с длиной волны. Чем больше эти углы, тем больше шероховатость поверхности, или, другими словами, более неоднороден микрорельеф. Оказалось, что участки марсианской поверхности, от которых отражаются радиоволны, в целом довольно сглаженные: среднеквадратические значения углов их наклона лежат в пределах от 0,5 до 4^o, что существенно меньше, чем у Луны или Меркурия.

Интенсивность отраженного планетой сигнала зависит от коэффициента отражения K (выражаемого в процентах), с которым непосредственно связаны физические свойства поверхности (прежде всего плотность поверхностного слоя на глубине порядка нескольких длин волн зондирующего излучения) и характер слагающих поверхностных пород. Этими свойствами определяется величина диэлектрической проницаемости  материала, от которого отражается электромагнитная волна. Таким образом, измеряя , можно оценивать плотность грунта  на планете. Радиолокационные исследования Марса обнаружили колебания диэлектрической проницаемости в широких пределах, примерно от 1,5 до 5, чему отвечают значения плотности от 1 до 2,5 г/см³. Эти оценки были позднее подтверждены путем измерений при помощи бортовых радиометров сантиметрового диапазона, работавших на спутниках Марса "Марс-3" и "Марс-5". Полученный широкий диапазон значений свидетельствует об изменении свойств марсианской поверхности от твердых скальных пород до сильно раздробленных, сыпучих грунтов, что действительно имеет место в различных районах планеты.

Таблица 1.

Характеристики поверхности Марса по радиолокационным данным.

K, %	3 – 14
	1,4 - 4,8
, г/см3	1 - 2,5
, град	0,5 – 4

3. Рельеф поверхности Марса.

Во второй половине 60-х годов с пролетных аппаратов "Маринер-4,6,7" были получены первые фотоснимки нескольких сравнительно небольших районов поверхности в южном полушарии. Снимки, которых с таким нетерпением ждали, принесли разочарование. Отснятые районы изобиловали кратерами, в большинстве своем сильно разрушенными и чем-то напоминавшими лунные. Основываясь на этой весьма ограниченной информации, о Марсе стали говорить как о мертвой планете не только в биологическом, но и в геологическом смысле. Это сильно ослабило традиционный интерес к нему исследователей и широкой общественности, длительное время подогревавшийся такими экзотическими феноменами, как "сезонная смена растительного покрова", "каналы" и т.п. Однако дальнейшие исследования, особенно энергично развернутые после вывода на орбиты вокруг Марса первых искусственных спутников в 1971 году (советских "Марс-2" и "Марс-3" и американского "Маринер-9"), не просто "возродили", а значительно усилили былой интерес к этой планете.

Особенно эффективными оказались результаты глобального картирования Марса путем передачи телевизионных изображений и фотографирования его поверхности со спутников "Маринер-9", "Марс-5" и "Викинг-1,2". Изображения получены в основном с разрешением в 1 км, но отдельные участки исследованы при разрешении до 40-50 м, т.е. в 10 000 раз более высоком, чем при наблюдении с Земли. Это дало возможность увидеть, что же представляют собой наблюдаемые в телескоп на диске Марса темные и светлые области, понять, с чем связаны периодические изменения их очертаний и контрастов, сколь реальны границы других слабых, едва различимых пятен, как выглядят полярные шапки. Последовательные съемки одних и тех же районов за период, превышающий марсианский год, позволили проследить динамику сезонных колебаний и влияние атмосферных процессов на морфологию марсианской поверхности.

Изучению структуры и рельефа поверхности во многом способствовали также одновременные измерения в других диапазонах длин волн - инфракрасном, ультрафиолетовом, сантиметровом.

Что же на самом деле представляет собой поверхность Марса? Прежде всего оказалось, что уже отмечавшееся различие в расположении средних уровней поверхности северного и южного полушарий из-за несимметричности фигуры довольно отчетливо проявляется и в морфологии рельефа: в северном полушарии преобладают равнинные области, в южном - кратерированные. Выделяются крупные, поперечником свыше 2000 км, котловины ("моря"), такие как Эллада, Аргир, Амазония, Хрис, и возвышенные плато ("материки") - Фарсида, Элизиум, Тавмасия и др. Последние по своим размерам близки к земным континентам и возвышаются на 4-6 км над уровнем средней поверхности, который соответствует экваториальному радиусу планеты 3394 км. Если бы на Марсе существовали океаны, как на Земле, они бы заполнили обширные пространства котловин, а эти плато действительно выделились бы как материки.

Помимо обширных кратерированных районов, были обнаружены прямые свидетельства тектонической и вулканической деятельности в виде характерных вулканических конусов и разломов, сочетания относительно более молодых структур, довольно четкие следы воздействия различных эрозионных факторов и процессов осадконакопления.

Подавляющее большинство сосредоточенных преимущественно в средне- и высокоширотных районах южного полушария кратеров - ударного происхождения, с различной степенью стирания или разрушения за счет последующих геологических процессов. По степени облитерации, прежде всего по характеру разрушения кромок, или валов склонов, можно судить о возрасте кратера и об интенсивности процессов, приведших к сглаживанию. В целом кратеры на Марсе более мелкие, чем на Луне и Меркурии, но значительно глубже, чем на Венере. Внешние склоны валов типичных кратеров имеют углы наклона по отношению к горизонту около 10^o, внутренние стенки наклонены на 20-25^o. Как правило, дно кратеров плоское вследствие заполнения эродированным материалом.

Преобладающие формы рельефа северного полушария непосредственно связаны с активными геологическими процессами. В первую очередь внимание привлекают проявления вулканизма - громадные щитовые вулканы с четко очерченными кратерами на вершинах - кальдерами. Такие кратеры образуются при частичном обрушении вершины вулканического конуса, сопровождающем сильные извержения. Четыре вулкана в области Фарсида в несколько раз больше существующих на Земле.

Крупнейшие вулканические конусы называются горами Арсия, Акреус, Павонис и Олимп. Они достигают 500-600 км в основании, поднимаясь над окружающей равниной на 20-21 км. По отношению же к среднему уровню поверхности Марса высота Арсии и Акреуса 27 км, а Олимпа и Павониса - 26 км. Поражают воображение не только высота этих гор, но и диаметры кратеров на их вершинах: около 100 км у Арсии и 60 км у Олимпа. Гора Олимп - это хорошо известное астрономам наиболее светлое пятно, наблюдаемое на диске Марса в средних широтах, обозначавшееся на прежних картах как Никс Олимпика (Снега Олимпа). Само название говорит о том, что его считали возвышением; мало кто мог предполагать, что это возвышение столь грандиозно по своим размерам.

Отсутствие в областях Марса, где сосредоточены вулканы, кратеров ударного происхождения, а также хорошо сохранившиеся следы лавовых потоков на склонах гор позволяют предположить, что вулканы действовали еще сравнительно недавно (по оценкам не более нескольких сотен миллионов лет назад). Свидетельства широко развитого вулканизма на планете дают также хорошо сохранившиеся остатки лавовых потоков на панорамах, переданных с посадочного аппарата "Викинг-2". Место посадки на обширной марсианской равнине Утопия буквально усыпано многочисленными камнями, с характерными сколами и ноздреватыми поверхностями типа пемз. Подобные продукты раздробления пемзовых лав в виде обломочных рыхлых глыб часто встречаются на Земле.

Об интенсивной тектонической активности свидетельствуют многочисленные разломы и сбросы марсианской коры, образовавшиеся утесы, грабены, обширные ущелья с системой ветвящихся каньонов. Они достигают несколько километров в глубину, десятков километров в ширину, сотен и даже тысяч километров в длину. Сетки мощных каньонов зачастую отделены друг от друга плоскими плато или горами с плоскими вершинами и крутыми склонами, которые сложены наиболее прочными породами, противостоящими разрушению. Такие горы называют столовыми. Очевидно, эти образования, а также цепочки кратеров при наблюдении с Земли и создавали иллюзию марсианских "кратеров" - одной из наиболее известных и притягательных гипотез в истории астрономии конца XIX и первой половины XX столетий.

Рисунок 2.

Панорама Марса.

Вследствие наличия атмосферы и значительной эффективности эрозии на Марсе кратеры метеоритного происхождения сильно модифицированы. По этой же причине образовалось огромное количество пылепесчаного материала, что стало характерной чертой марсианской поверхности. Перемещение пыли ветром, обусловленное как локальными метеорологическими, так и глобальными циркуляционными процессами на планете, вызывает периодические изменения очертаний светлых и темных областей, причем темные области систематически на несколько Кельвинов теплее светлых. В относительно спокойные периоды тонкозернистый материал преимущественно скапливается в углублениях, а при сильных ветрах выдувается из них, образуя характерные светлые шлейфы у кромок кратеров, ориентированные в направлении ветра. Это преимущественная ориентировка может сохраняться в течение определенного времени и внутри кратеров, где преобладающими становятся более крупные частицы песка и пыли.

С переносом пыли и динамикой сезонных изменений полярных шапок связана и природа знаменитой "волны потемнения", распространяющейся с наступлением весны от широты примерно 70^o к экватору со скоростью около 5 м/с, так что до экватора она докатывается меньше чем за два земных месяца, покрывая расстояние свыше 4000 км. К лету, когда шапка уменьшается до минимальных размеров, темная полоса достигает широты 40^o в противоположном полушарии, а к осени, с началом роста шапки, быстро откатывается назад, и "моря" светлеют. В увлекательной теории Ловелла это объяснялось весенним пробуждением и быстрым распространением растительности вдоль живительных артерий - каналов, заполняемых водой с началом таяния шапки. Эта грандиозная ирригационная система высокоразвитых марсиан рассматривалась им как единственно мыслимое средство противостоять суровой природе на планете, преобладающими ландшафтами которой являются пустыни, а вода в условиях сухой и менее плотной, чем земная, атмосферы быстро испаряется.

Обилие и интенсивный перенос пыли объясняют и то, почему не было найдено сколько-нибудь определенной взаимосвязи неоднородностей рельефа с отражательными свойствами (альбедо) поверхности Марса, а также, почему для большинства районов планеты характерна малая плотность грунта. Альбедо поверхности претерпевает значительные изменения, и многие черты рельефа попросту маскируются. Иногда возникают мощные пылевые вихри, неслучайно называемые "пылевыми дьяволами". Ситуация приобретает глобальный характер в период пылевых бурь - грандиозного природного явления, периодически охватывающего всю планету. Пыль во время бурь поднимается на высоту до 10 и более километров, так что выступающими над этой сплошной пеленой оказываются только вершины крупнейших вулканов, а вся остальная поверхность приобретает ровный желтый фон, без каких-либо деталей.

Рисунок 3.

«Пылевой дьявол»

4. Реки и ледники на Марсе.

Бомбардировка метеоритами, глобальная тектоника, широко развитый вулканизм и ветровая эрозия - не единственные активные процессы, формировавшие поверхность Марса. На фотоснимках, переданных космическими аппаратами, обнаруживаются длинные ветвящиеся долины протяженностью в сотни километров, по своей морфологии напоминающие высохшие русла земных рек, выглаженные ложбины и другие характерные конфигурации, свидетельствующие также о водной и ледниковой эрозии. Это приводит к предположению, что в некоторый период марсианской истории поверхность планеты бороздили потоки воды, образовавшие русла с развитой системой притоков, и перемещались ледники. Они образовали в областях ледникового сноса, при обтекании кратеров, каплевидные острова и другие формы разрушения горных пород и выпахивания поверхности. Например, на рис.4 отчетливо видны следы мощного выглаживания, вероятнее всего вызванного ледниками, но, возможно, определенную роль здесь сыграла и вода, при течении которой образовались протоки между локальными уплотнениями материала поверхности. Наибольшие уплотнения, однако, связаны с кратерами ударного происхождения, поперечники которых на рис.4 достигают 10-15 км.

Рисунок 4.

Выглаженные ложбины марсианской поверхности с характерными каплевидными островами около кратеров, вероятно, оставленными движущимися ледниками, возможно, с участием потоков воды; размер кратеров 10-15 км (снимок «Викинга-1»).

О водном происхождении сохранившихся многочисленных русел, общее число которых оценивается в несколько десятков тысяч, говорит и факт перепада высот в направлении течения древних рек от истока к устью. Часть этих русел протянулась между углублениями на кратерированных участках поверхности, по-видимому, служивших местными водными резервуарами.

Насколько древними являются речные русла, корытообразные долины, оставленные ледниками, и некоторые другие образования, явно свидетельствующие о присутствии воды на поверхности Марса? К какому периоду (или периодам) марсианской истории относятся эти события? Данная проблема, как и проблема общих запасов воды на Марсе, непосредственно связана с палеоклиматом планеты, химическим составом и эволюцией ее атмосферы. Четкость многих сохранившихся флювиогляциальных форм, отсутствие следов их захоронения позднейшими наслоениями указывают на относительно недавнее происхождение, в пределах последнего миллиарда лет. По конфигурации некоторых желобов на склонах возвышенностей можно даже предполагать, что с них когда-то стекали дождевые потоки - ситуация, совершенно невозможная в современных условиях на Марсе при ничтожном содержании в атмосфере водяного пара и очень низком атмосферном давлении у поверхности, при котором вода в жидком виде практически не удерживается, быстро испаряясь.

Исходя из общих геохимических закономерностей о высвобождении воды из планетных недр, подкрепленных теперь явно выраженными признаками вулканической деятельности на всех планетах земной группы, многие исследователи уже давно высказали идею о том, что основные водные массы на Марсе сосредоточены в приповерхностном слое вечной мерзлоты, особенно в слоях наносов и в крупных равнинных бассейнах типа Эллады. Не исключалась даже возможность того, что за счет обычного геотермического температурного градиента внутри этих бассейнов под слоем льда температура может оказаться достаточной для сохранения воды в жидком состоянии. Такое предположение было высказано советскими учеными А.И.Лебединским и В.Д.Давыдовым.

В пользу представлений о существовании на Марсе обширных районов вечной мерзлоты действительно свидетельствует ряд деталей. К ним, в частности, относятся специфические долины с обнажением на их склонах внутренних пустот типа карстовых на Земле. Весьма вероятно, что они образовались при первоначальном обнажении и последующей сублимации ледяных прослоев (линз) и что подобных резервуаров, покрытых сыпучим грунтом, сохранилось на Марсе довольно много. Примерно аналогичную природу могут иметь встречающиеся на планете территории с хаотическим рельефом, содержащие замысловато изломанные блоки горных пород. Они, вероятнее всего, образовались за счет проседания наружных слоев вследствие ухода подповерхностного материала. О районах вечной мерзлоты свидетельствуют также специфические формы выбросов на внешних склонах некоторых кратеров, напоминающие снежные лавины. Происхождение таких конфигураций, не имеющих аналогов на других планетах, можно объяснить плавлением подповерхностного льда при ударе метеорита и стеканием грязевых потоков по склонам образовавшегося кратера.

Обширные области вечной мерзлоты на Марсе дают основание предположить наличие на его поверхности изверженных пород типа палагонитов - стекловатого минерала желто-бурого (или темно-бурого) цвета, встречающегося на Земле в базальтах, диабазах и туфах преимущественно в полярных районах. Палагониты образуются при взаимодействии магмы с водой или при извержении ее сквозь ледовую толщу. Они богаты железом и обеднены кремнием, что как раз подтверждается анализом элементного состава пород на поверхности Марса. Вместе с тем из-за меньшего атмосферного давления марсианские палагониты могут отличаться от земных меньшим содержанием летучих элементов и менее прочной структурой.

При определенных условиях, когда за счет падения метеорита, вулканического извержения или другого местного геотермального источника происходит таяние льда, на поверхности Марса могли бы образовываться (или вскрываться) водные резервуары.

Эту проблему исследовали известный американский планетолог К.Саган вместе с Д.Уоллесом. Их расчеты показали, что испарение очень быстро практически прекращается за счет появления на жидкой поверхности ледяного покрова, достигающего толщины не менее метра. Чем меньше давление атмосферы, тем интенсивнее испарение и тем сильнее охлаждение поверхности за счет высвобождения скрытой теплоты испарения, а значит, толще образующийся слой льда. В конечном итоге толщина ледяного покрова в среднем должна составлять 10-30 метров, что соответствует условиям равновесия между его ростом и сублимацией. Как известно, лед является хорошим теплоизоляционным материалом, и одновременно он достаточно прозрачен для солнечных лучей, которые частично проникают сквозь него и поглощаются в самой водной толще. Вместе с высвобождающейся скрытой теплотой плавления на нижней поверхности льда это препятствует дальнейшему промерзанию резервуара, обеспечивая сохранение в нем жидкой воды.

Все это привело авторов к интересной гипотезе о существовании на Марсе не только обширных водоемов (озер) под слоем вечной мерзлоты, но и о продолжающемся поныне течении рек, скованных ледяным щитом только с поверхности. А если это действительно так, то естественно предположить, что формирование по крайней мере некоторых из наблюдаемых русел происходило непрерывно. Можно было бы возразить, что большинство замерзших рек, вероятно, покрыто песчаными наносами и что в этом случае резко уменьшается как скорость сублимации, так и количество проникающего внутрь тепла, а значит, условие равновесия смещается. Действительно, в таких местах ледяной покров, вероятно, толще, однако вследствие регулярного переноса пыли условия могут изменяться.

Противоположный эффект должен наблюдаться при увеличении инсоляции, приводящей к уменьшению толщины ледяного покрова. На определенных участках поверхности, где промерзание было полным, возможно появление под слоем льда жидкой воды, так что этот слой по существу становится айсбергом. Такая ситуация могла бы, в частности, возникать в приполярных областях вследствие периодического изменения наклона оси вращения Марса относительно плоскости эклиптики. При таянии южной полярной шапки, которая в современную эпоху стаивает почти целиком вследствие заметного эксцентриситета орбиты планеты, обнаруживаются слои, образованные осадочными породами. В этих концентрических наслоениях вокруг полюса различается несколько сот слоев толщиной от единиц до десятков метров, имеющих вид террас. Такие структуры можно объяснить деятельностью ледников полярной шапки при изменении наклона оси планеты, от которого сильно зависит интенсивность их таяния. Предполагается, что последовательные процессы отложения осадков при таянии ледников с образованием "водяных подушек" и айсбергов, частично сглаживавших при своем перемещении неровности рельефа, происходили с периодом в сотни тысяч лет.

Белые полярные шапки Марса - одна из наиболее примечательных черт на диске планеты, хорошо наблюдаемых в телескоп. Аналогичным образом выделялись бы полярные области Земли при наблюдении, например с Марса, особенно - далеко простирающиеся к средним широтам обширные заснеженные пространства северного полушария зимой. Однако до недавнего времени велись споры о том, из чего состоят марсианские шапки - из обычного, водяного льда или твердой углекислоты. Последнее предположение связано с тем, что на полюсах отмечается самая низкая температура поверхности Марса, 148K=-125^oC. А это как раз соответствует температуре замерзания углекислоты, из которой преимущественно состоит марсианская атмосфера. Измерения с космических аппаратов показали, что в общем-то правы были защитники как той, так и другой гипотезы, однако в основной своей массе полярные шапки образованы обычным льдом. Оказалось, что интенсивный рост шапок происходит в период с начала марсианской осени до начала весны в соответствующем полушарии за счет конденсации из атмосферы углекислоты. При этом образуется слой сухого льда толщиной в несколько сантиметров, быстро исчезающий с наступлением весны. После этого остается нестаивающая за лето часть, имеющая температуру около -70^oC(203K), то есть значительно превышающую температуру замерзания углекислоты. Она-то и состоит в основном из обычного льда, покрываемого, как и прилегающая поверхность, слоем углекислоты в зимнее время. Весьма вероятно, что шапки содержат также обширные включения газовых гидратов - так называемых клатратов, представляющих собой соединения, которые образуются при внедрении молекул углекислого газа (или других газов) в пустоты кристаллической структуры водяного льда. По внешнему виду они напоминают спрессованный снег и хорошо известны прежде всего как побочный продукт при добыче природного газа. На Марсе клатраты, возможно, образуются и в средних широтах ночью, особенно внутри углублений и кратеров, как это было замечено на фотопанорамах "Викингов". С восходом Солнца конденсат быстро сублимирует. Измеренные температуры как раз хорошо соответствует фазовому переходу при образовании и исчезновении клатратов CO₂. Тем не менее, окончательного отождествления пока не сделано, поэтому как эти, так и другие обширные белые образования на дне некоторых кратеров, обнаруживаемые на снимках с орбитальных аппаратов, получили пока условное название "белая порода".

Толщина северной полярной шапки может быть сопоставимой с толщиной ледяного панциря Антарктиды, достигающей 4,3 км, а отношение площади этого панциря к площади земной поверхности меньше, чем нестаивающей части шапки к площади поверхности Марса. Но лед Антарктиды содержит свыше 90% запасов всей пресной воды на Земле, и нельзя исключить, что подобный резервуар существует и на Марсе.

Все, что связано с водой на Марсе чрезвычайно важно для понимания общих проблем планетной эволюции. Сейчас о предполагаемых водных резервуарах ученые судят только по косвенным данным, прямых доказательств их существования пока нет. Эти доказательства могут дать только эксперименты.

5.Фобос и Деймос.

Важнейшим критерием для оценок возраста тех или иных структур на поверхности планеты служит число кратеров ударного происхождения в зависимости от их размеров и степени разрушения. Однако в условиях сильной эрозии трудно установить истинную плотность кратеров на Марсе. К тому же плотность кратеров в отдельных районах может быть частично связана с позднейшей вулканической активностью, а не только с возрастом древних форм рельефа. На наиболее сильно кратерированных участках поверхности число кратеров и их распределение по размерам сравнимы со степенью насыщенности лунной поверхности, в то время как на других участках они практически отсутствуют.

Своего рода контрольную цифру для получения сравнительной оценки числа соударений, которым подвергалась поверхность всей планеты за геологическую историю, дает изучение поверхности спутников Марса - Фобоса и Деймоса. Поскольку спутники лишены атмосферы и находятся в той же области Солнечной системы, что и сама планета, такое сравнение кажется правомерным. Оно свидетельствует об очень высокой эффективности процессов эрозии на Марсе, поскольку насыщенность кратерами поверхностей спутников выше.

Спутники Марса имеют очень низкую отражательную способность (альбедо меньше 5%), их можно отнести к наиболее темным объектам среди астероидов в Солнечной системе. Из материалов, обладающих столь низким альбедо, наиболее вероятны углистые хондриты, представляющие собой неплотное темное углистое вещество, богатое гидратированными силикатами, газами и даже органическими соединениями. Они образуют небольшую группу среди обычных хондритов - самого распространенного класса каменных метеоритов, содержащих наибольшее количество легких летучих элементов. Предположение об углистых хондритах и сравнительно малая плотность спутников (около 2 г/см³) не противоречат наиболее вероятной модели их строения, согласно которой рыхлым материалом образованы только внешние слои, окружающие более плотные недра. Видимо, их поверхности покрыты слоем пыли вследствие интенсивной метеорной бомбардировки, и поверхностный слой напоминает лунный реголит. Как показали фотоснимки, полученные с близкого расстояния "Маринером-9" и "Викингами", пылью засыпаны кратеры на Деймосе поперечником менее примерно 50 м вследствие ее сползания по склонам. Из-за малой силы тяжести и, следовательно, низкой скорости убегания, которую называют второй космической скоростью (для Фобоса она всего около 13 м/с, а для Деймоса около 8 м/с), можно ожидать повышенной плотности пылевых частиц вдоль орбит спутников - образования своего рода пылевых торов.

Наиболее впечатляющей особенностью поверхности Фобоса являются линейчатые структуры типа борозд или желобов, которые ориентированы примерно перпендикулярно оси, направленной к Марсу. Для объяснения происхождения этих структур предложены различные гипотезы. Вполне правдоподобным кажется предположение о приливных эффектах, значительно более эффективных, чем оказываемые Землей на Луну, и приведших к образованию "складок". Предпринималась попытка связать желоба с эрозией материала различной прочности на поверхности более крупного тела, фрагментом которого мог бы быть Фобос, и последующим отложением рыхлого материала. Высказана оригинальная идея о возникновении трещин за счет внутренних напряжений при торможении в процессе гипотетического захвата этого тела из пояса астероидов на сравнительно близкую орбиту вокруг Марса.

Тщательное изучение изображений Д.Веверкой и другими исследователями наиболее убедительные свидетельства в пользу предположения, что это скорее трещины, а не складки и не остаточные формы эрозии, хотя по своей морфологии они достаточно сложные - видимо, вследствие взаимодействия с поверхностным реголитом. Однако причина их образования могла быть иной. Нельзя исключить, что крупный кратер Стинки диаметром около 10 км и борозды на поверхности Фобоса возникли в одном и том же процессе. Действительно, наиболее крупные, четко выраженные трещины, имеющие ширину от 100 до 200 м и глубину от 10 до 20 м, находятся вблизи кратера, образовавшегося от удара крупного метеорита, - события почти катастрофического для небольшого тела, хотя бы частично состоящего из углистых хондритов (материала, слабого по своей механической прочности), едва не приведшего к его разрушению. На противоположной кратеру стороне трещины меньше, а самая крупная, непосредственно примыкающая к Стинки, имеет ширину 700 м и глубину 90 м. Эти размеры огромны, если учитывать, что максимальный поперечник Фобоса всего 27 км, а минимальный - 19 км.

Исходя из кратерообразования на небесных телах в районе орбиты Марса и плотности кратеров на Фобосе, возраст борозд оценивается в 3,4 млрд. лет. По крайней мере, он не меньше 1 млрд. лет, если предположить, что по каким-либо причинам интенсивность бомбардировки крупными метеоритами вблизи астероидного пояса была аномально высокой. Было ли это единственное "почти катастрофическое" событие в истории спутников Марса? Это не известно, хотя вполне резонно предположить, что могли произойти другие крупные катастрофы и что существующие сейчас спутники действительно представляют собой фрагменты крупных родительских тел - отправного пункта эрозийной гипотезы образования линейчатых структур на поверхности Фобоса. Обзорное фотографирование с "Викингов" не привело к обнаружению других "осколков" размером более примерно 1 км; однако не следует забывать, что охваченная наблюдениями область пространства была ограниченной. К тому же надо учесть, что за период в миллиарды лет могла произойти сложная эволюция их орбит.

6. Внутреннее строение.

Характерные особенности геологических структур на марсианской поверхности служат хорошим критерием для рассчитываемых эволюционных моделей планеты, занимающей по своим размерам промежуточное положение между Луной и Меркурием, с одной стороны, и Землей и Венерой - с другой. Прежде всего, существует ряд свидетельств того, что, подобно остальным планетам земной группы, на Марсе также происходила ранняя дифференциация вещества его недр. На это указывают сохранившиеся следы первичной магматической деятельности на отдельных наиболее древних участках поверхности, химический состав поверхностных пород. Однако для Марса значительнее труднее удовлетворить требованию высокой начальной температуры центральных областей, с тем, чтобы обеспечить их расплавление, если принять во внимание только металлсиликатное фракционирование первичного вещества, позволяющее объяснить его низкую среднюю плотность за счет общей обедненности железом. Обойти эту трудность можно, приняв также во внимание вероятное фракционирование железа и серы и удержание повышенного содержания халькофильных элементов при относительно низких температурах конденсации на орбите Марса. Это позволяет допустить, что образовалось ядро из смеси железа с сернистым железом в условиях сравнительно невысоких температур (около 1300 K), отвечающих эвтектике Fe-FeS. Допуская также, что калий вошел в сульфидную фазу, можно предположить, что благодаря распаду ⁴⁰K сохранились тепловые источники в ядре.

Поскольку значительная доля железа связывалась серой, можно думать, что мантия Марса также обогащена сернистым железом и что в составе ее силикатов больше минералов с повышенным содержанием железа, чем магния. Несомненная обогащенность железом обнаружена и в слагающем веществе поверхностных пород. Это приводит к предположению, что гравитационная дифференциация вещества Марса не была столь глубокой и полной, как на других планетах земной группы. Именно с этим обстоятельством - недостаточно полным выделением металлического железа - связано его повышенное содержание в марсианских породах, в то время как общее относительное содержание железа в веществе Марса не превышает ~25%, что существенно меньше, чем у Земли, Венеры и, конечно, Меркурия. Сильное ограничение на степень дифференциации Марса накладывает и величина безразмерного момента инерции I=0,375, определенная с использованием данных измерений параметров орбит искусственных спутников планеты. Она указывает на сравнительно небольшое отклонение от однородного распределения плотности, что согласуется с представлениями о наличии сравнительно небольшого и не очень плотного ядра. Его радиус оценивается равным примерно 800-1500 км, масса составляет менее 9% от полной массы планеты.

В современных моделях тепловой эволюции Марса полная теплогенерация обеспечивается при отношениях долгоживущих изотопов, примерно соответствующих солнечным, и несколько повышенном содержании калия. Формирование железо-сульфидного ядра начинается вскоре после завершения аккумуляции и продолжается ~1 млрд. лет, чему отвечает период раннего вулканизма. Приблизительно еще один миллиард лет спустя образуется зона частичного плавления мантийных силикатов, медленно расширяющаяся внутрь. Этот этап характеризуется интенсивной вулканической и тектонической деятельностью, образованием базальтовых равнин и вулканических щитов. На рубеже этого периода (около 3 млрд. лет назад) Марс достигает вершины своей эволюции, после чего постепенно начинает охлаждаться. В течение последующего 1 млрд. лет поддерживается примерно постоянный уровень термической энергии, происходят глобальные тектонические процессы наибольшего масштаба, образование громадных вулканов на щитах.

Сейчас Марс продолжает остывать. Тепловой поток в современную эпоху оценивается равным 40 эрг/см²*с - приблизительно таким же, как на докембрийских щитах на Земле. Толщина литосферы, очевидно, достигает нескольких сотен километров, в том числе около 100 км составляет ее верхний слой - марсианская кора. Сравнительно большая толщина литосферы дает основание предполагать умеренную сейсмическую активность Марса в настоящее время. С этими представлениями согласуются результаты экспериментов по пассивной сейсмике на посадочном аппарате "Викинг-2": приблизительно за год работы на поверхности был зарегистрирован только один слабый толчок с неглубоким эпицентром, вероятно, вызванный не тектоническими процессами, а падением метеорита в нескольких десятках километров от аппарата.

Сохранение у планеты полностью или частично расплавленного ядра подтверждают данные измерений Ш.Ш.Долгиновым и его сотрудниками магнитного поля Марса на автоматических станциях "Марс-2", "Марс-3" и "Марс-5". Эти измерения привели к выводу, что Марс обладает собственным магнитным полем, топология которого соответствует полю дипольной природы, с напряженностью у поверхности на экваторе около 65 гамм, хотя, как и в случае Венеры, этот вывод разделяется не всеми исследователями. По сравнению с геомагнитным, это поле слабое, что при одинаковых параметрах вращения обеих планет могло бы быть следствием небольшой жидкой зоны в ядре. Если же, как полагает, например, американский космофизик К.Рассел, это поле целиком индуцированного происхождения, то даже это допущение придется отвергнуть и признать, что ядро, скорее всего целиком затвердело. Нельзя, впрочем, исключить, что в своей космогонической истории Марс переживает период инверсии магнитного поля, какой, судя по палеонтологическим данным, не раз переживала в прошлом Земля.

7. Атмосфера Марса.

Атмосфера представляет собой самую внешнюю и потому наиболее доступную дистанционным методам исследований оболочку планеты, формирование которой непосредственно связано с ее эволюцией.

Давление атмосферы у поверхности Марса на два порядка меньше, чем у поверхности Земли. Средняя температура у поверхности Марса -60оС(~210K). Преобладающий компонент в атмосфере Марса - углекислый газ, относительное объемное содержание которого свыше 95%.

Таблица 2.

Относительные параметры атмосферы Марса.

Химический состав (объемные проценты по отношению к средней плотности)	CO2	95
	N2	2-3
	Ar	1-2
	H2O	10-3-10-1
	CO	4*10-3
	O2	0,1-0,4
	SO2	10-5
	Ne	<10-3
	Kr	<2*10-3
	Xe	<5*10-3
Средняя молекулярная масса		43,5
Температура у поверхности
Tmax(K)		270
Tmin(K)		200
Среднее давление у поверхности P (атм.)		6*10-3
Средняя плотность у поверхности  (г/см3)		1,2*10-5

Для атмосферы Марса характерно низкое относительное содержание водяного пара, на уровне сотых и тысячных долей процента. Около 80% количества H₂O сосредоточено в приповерхностном слое атмосферы толщиной в несколько километров. Содержание водяного пара в зависимости от сезона, широты и времени суток колеблется в сто раз. Наиболее сухая атмосфера - в высоких широтах зимой, а наиболее влажная - над полярными областями летом. На Марсе обнаружены также отдельные районы повышенной влажности в средних широтах и общее уменьшение влагосодержания в атмосфере в период пылевой бури.

В разреженной атмосфере Марса тепловые неоднородности у поверхности резко выражены, и температурный профиль испытывает значительные сезонно-суточные изменения, достигающие 100-150 K. С высотой глубина вариаций сильно уменьшается. За среднее давление, примерно соответствующее среднеуровенной поверхности Марса, принято 6,1 мбар. Оно совпадает с положением тройной точки на фазовой диаграмме воды. В зависимости от рельефа давление колеблется от ~2 до ~ 10 мбар. Днем температура поверхности выше, а ночью ниже, чем температура атмосферы. У полюсов температура атмосферы опускается зимой ниже температуры фазового перехода углекислого газа(148 K при давлении 6 мбар), в результате чего CO₂ превращается в сухой лед.

Рисунок 5.

Высотный профиль температуры атмосферы Марса, показанный на рисунке 5, отвечает средним условиям, т.е. относится к послеполуденному времени приэкваториальных широт. Температурный градиент днем близок к адиабатическому, от поверхности до 20-30 км, а выше, в стратосфере, достигаются условия, близкие к изотермии, с отдельными инверсионными слоями. В стратосфере Марса, так же как и на полюсах, может конденсироваться углекислота, однако марсианские облака преимущественно состоят из кристаллов водяного льда и расположены ниже, в тропосфере. Положение и температура мезопаузы на Марсе примерно такие же, как на Венере, а дневная экзосферная температура ~350 K, и она испытывает меньшие вариации в зависимости от времени суток.

8. Ионосфера.

Интенсивным высвечиванием энергии в инфракрасных полосах углекислого газа в верхних атмосферах Марса, по-видимому, объясняются их существенно более низкие по сравнению с Землей средние экзосферные температуры. Так называют температуру выше той области верхней атмосферы (термосферы), где происходит основной приток энергии за счет прямого поглощения атмосферными молекулами и атомами солнечного ультрафиолетового и рентгеновского излучения, и профиль температуры становится почти изотермическим. Экзосферная температура Марса не превышает 200-350 К, а основания экзосфер лежат примерно на 200 км ниже.

Измерения по методу радиопросвечивания с космических аппаратов показали, что Марс обладает ионосферой, однако менее плотной, чем земная, и ближе поджатыми к планете.

Основной максимум дневного слоя марсианской ионосферы лежит на высоте 135-140 км и имеет электронную концентрацию не более 2*10⁵ эл/см³, т.е. почти на порядок меньше концентрации в дневном слое F₂ ионосферы Земли. Второй максимум обнаружен на высоте около 110 км с электронной концентрацией 7*10⁴ эл/см³. Основной компонентой марсианской ионосферы является ион O₂+ с примесями O+ и др.; выше 200 км преобладают ионы O+. Ее дневной максимум с концентрацией (3-5)*10⁵ эл/см³ расположен на высоте 140 км, резкий спад электронной концентрации наблюдается на уровне 250-400 км: здесь находится ионопауза - граница между тепловыми ионами ионосферы и потоками энергичных частиц солнечной плазмы. С ночной стороны образуется протяженная зона до высоты свыше 3000 км, со средней концентрацией электронов до 10³ эл/см³ и несколькими локальными максимумами на высотах ниже 150 км, где концентрация в 5-10 раз выше, а основной ион O₂+. Состав и содержание ионов в ионосфере Марса подвержены существенным вариациям.

Образование переходной зоны - ионопаузы с дневной стороны планеты в области, расположенной за ударной волной на высотах выше примерно 300-500 км, является наиболее характерной особенностью взаимодействия солнечной плазмы с Марсом. Радиационных поясов у него нет. Ионопауза образуется в зоне, где давление солнечного ветра примерно уравновешивается давлением ионосферных заряженных частиц вместе с давлением собственного магнитного поля планеты. В идеальной модели ионосферы бесконечной проводимости токи, индуцированные потоком солнечного ветра, текут по поверхности ионопаузы и непосредственно примыкающей к ней сверху области. Поэтому результирующее индуцированное магнитное поле расположено вне ионосферы. Примерно аналогичная ситуация сохраняется и в более реальном случае ионосферы конечной проводимости, поскольку время магнитной диффузии значительно больше времени изменения направления межпланетного магнитного поля, и диффузия последнего в невозмущенную ионосферу пренебрежимо мала.

На самом деле картина взаимодействия является значительно более сложной и имеет ряд специфических черт отдельно для Марса, как это было выявлено по результатам плазменных экспериментов на искусственных спутниках планеты. Комплексный характер процессов в области обтекания, помимо образования промежуточной зоны, отождествляемой с ионопаузой, включает также в себя последовательность разогрева и термализации ионов, образование зоны разрежения за ударной волной и много других особенностей.

9. Особенности теплового режима и атмосферной динамики.

Отдельный комплекс проблем представляет тепловой режим планетной атмосферы и ее динамика. Тепловой режим определяется количеством падающей на планету солнечной лучистой энергии (энергетической освещенностью) за вычетом энергии, отражаемой обратно в космическое пространство. Он зависит, таким образом, от расстояния a планеты от Солнца и ее интегрального сферического альбедо A, поскольку внутренними источниками тепла для всех планет земной группы можно пренебречь. Величина потока солнечной радиации, падающая по нормали на единичную площадку поверхности планеты в отсутствие атмосферы, определяет солнечную постоянную E_c. Через эти три величины и постоянную закона Стефана-Больцмана  выражается важный параметр, служащий мерой поступающей на планету энергии - ее равновесная (эффективная) температура

T_e= [E_c(1-A)/4a²]^1/4.

Здесь a выражается в а.е., а четверка в знаменателе учитывает то обстоятельство, что поток энергии падает на диск, а излучается со сферы.

Планетарная динамика отражает баланс между скоростями генерации потенциальной энергии за счет солнечной радиации и скоростью потери механической энергии за счет диссипации.

Источником атмосферных движений различных пространственных масштабов служит отсутствие равенства между поступающей и отдаваемой энергией в отдельных участках планеты при общем строгом выполнении условия теплового баланса в глобальном масштабе, характеризуемого эффективной температурой. Другими словами, возникновение горизонтальных температурных градиентов вследствие дифференциального нагрева должно компенсироваться развитием крупномасштабных движений, с широким спектром пространственных размеров.

Ветровая система на планете, создаваемая за счет неодинакового распределения солнечного тепла в пространстве и во времени, зависит также от того, имеет ли механизм теплового воздействия период больший или меньший периода собственного вращения планеты.

Вследствие термического расширения, обусловленного зависимостью плотности газов, помимо давления, также от температуры, сильнее нагретый, а значит, наименее плотный воздух поднимается вверх, а более холодный и тяжелый опускается вниз. Поэтому кажется очевидным, что возникающие из-за различия инсоляции, а значит, и горизонтальных градиентов температуры перепады давления должны приводить к регулярному переносу воздушных масс из тропиков к полюсам. Вдоль меридиана при этом образуется гигантская замкнутая конвективная ячейка, в верхней части которой теплый воздух будет переноситься от экватора к полюсу, а вдоль поверхности – холодный воздух от полюса к экватору. Сама такая ячейка носит название гадлеевской по имени известного английского астронома Д.Гадлея. На самом деле такая симметричная относительно экватора циркуляция в атмосферах планет не устанавливается. Причиной является наличие из-за вращения планет сил Кориолиса. В динамике атмосферы определяющую роль играет ее горизонтальная составляющая, благодаря которой воздушные течения отклоняются от направления своего движения в северном полушарии вправо, а в южном - влево. В результате протяженность меридиональной циркуляции сильно ограничивается.

При определении поля ветров удобным приближением служит понятие геострофического потока, или геострофического ветра, соответствующего условию, когда градиенты горизонтального давления сбалансированы силами Кориолиса. Сила такого термического ветра зависит от градиента давления и направлена вдоль линий изобар.

Влияние сил Кориолиса на форму движений характеризуется числом Россби:

R_o=U/2Lsin,

где U – типичная горизонтальная скорость движений, L – их характерный масштаб,  – угловая скорость вращения планеты,  – широта. Силы Кориолиса являются преобладающими при R_o<=1.

Данная схема является весьма идеализированной. Реальный характер циркуляции определяется наложением нескольких типов движений, степень неупорядоченности которых сильно зависит от угловой скорости вращения планеты. На вращающейся планете развиваются волновые движения, называемые волнами Россби. С ростом угловой скорости и при больших перепадах температур вдоль меридиана такие волны становятся неустойчивыми, при их разрушении возникают вихри.

В анализе теплового режима планетной атмосферы обычно используется понятие о постоянной тепловой релаксации , характеризующей время реакции атмосферы на тепловое возмущение. Эта постоянная представляет собой отношение теплосодержания единичного атмосферного столба к величине излучаемой энергии, пропорциональной четвертой степени эффективной температуры, т.е. характеризует время, за которое запасенная энергия высветится:

=mC_pT_ср/T_e⁴.

Таблица 3.

Эффективная температура и параметры тепловой инерции Марса

Te, K	Tср, K	
216	235	3*105

Атмосфера Марса практически прозрачна для приходящего солнечного излучения, и постоянная тепловой релаксации у него на два-четыре порядка меньше, чем у Венеры и Юпитера, чьи атмосферы намного более плотные. На Марсе, вследствие малой тепловой инерции грунта и малой теплоемкости атмосферы, поверхностная температура оказывается близкой к ее местному лучисто-равновесному значению в каждой точке планеты. В связи с этим более резко выражена суточная составляющая скорости ветра.

Важным метеорологическим фактором в марсианской атмосфере является четко выраженная сезонная вариация давления вследствие конденсации углекислого газа в зимней полярной шапке. Этот эффект обнаружен экспериментально в обоих местах посадки аппаратов "Викинг". Наблюдения охватывают почти целиком марсианский год в северном полушарии планеты. Самый глубокий минимум давления (примерно 120-е сутки от начала измерений) составляет ~7 мбар и соответствует максимальной аккумуляции CO2 к концу зимы на южной полярной шапке, а другой минимум (430-е сутки) ~8,5 мбар – его вымерзанию на северной шапке. Эти минимумы оказываются вблизи осеннего и весеннего равноденствия, в то время как максимум давления наблюдается вблизи перигелия во время зимнего солнцестояния и составляет ~9,7 мбар. С таким общим изменением давления связана перестройка циркуляционной системы, а локальные флуктуации отражают изменения ветрового режима, в том числе возникновение пылевых бурь. По результатам измерений температуры атмосферы Марса в инфракрасном диапазоне, по данным о перемещении пыли на поверхности и данным непосредственных измерений с посадочных аппаратов получены оценки интенсивности и смены направлений ветра в различные периоды времени. Летом в тропических широтах на высотах 15-20 км преобладают западные ветры со скоростью 30-50 м/с, в то время как в тропосфере у поверхности направление ветра испытывает сильные суточные изменения, а среднесуточная составляющая мала, меньше 10 м/с. Наибольшей скорости (порядка 70-100 м/с) ветер достигает во время сильных пылевых бурь, обычно совпадающих с периодами противостояний Марса. Измерения, проводившиеся во время пылевой бури 1971 г., продолжавшейся около четырех месяцев, дали возможность выявить ряд интересных особенностей этого уникального природного явления, имеющего глобальный характер. Темные облака пыли, поднятой до 10 и более километров, наблюдались по всему диску, полностью сглаживая контрасты на поверхности. Было обнаружено существенное потепление самой атмосферы и более низкая температура поверхности (стремление температурного профиля к изотермическому) вследствие прозрачности атмосферы для солнечного излучения, которое задерживалось пылью. Плотность пылевых частиц в атмосфере со средними размерами 5-10 мкм составляла около 10^-9 г/см³. В атмосферу было поднято свыше миллиарда тонн пыли, спектральные характеристики которой по высокому содержанию окиси кремния (около 50%) примерно соответствовали составу поверхностных пород.

10. Проблемы климатической эволюции.

В комплексах атмосферных параметров, соединенных на достаточно больших пространственно-временных интервалах, выявляются статистические закономерности, определяющие климат на планете или в отдельных ее регионах.

Равновесная температура Марса существенно ниже нуля, и отгонявшаяся из недр вода могла находиться на поверхности в жидком состоянии лишь при достаточно плотной атмосфере благодаря парниковому эффекту и росту температуры. Неизвестно, была ли вода на поверхности Марса лишь на определенном этапе эволюции или появлялась регулярно на протяжении длительного периода, но оставленные ею следы в виде высохших речных русел и ледниковых выпахиваний довольно очевидны.

В первом случае следует допустить, что на планете однажды произошло резкое изменение климата, вероятно, где-то в пределах 1 млрд. лет назад, и что до этого момента Марс, проходивший вершину своей геологической эволюции, был больше всего похож на Землю. Такое изменение могло быть обусловлено резким уменьшением выделения внутреннего тепла, с чем естественно связать и заключительный этап вулканической активности на Марсе. Но нельзя исключить, что колебания марсианского климата происходили неоднократно, подобно периодам великих оледенений на Земле. Высказываются даже предположения, что они происходят и сейчас с периодом от нескольких сот тысяч до миллиона лет. Эти предположения основываются на расчетах периодических колебаний наклонения экватора Марса к плоскости его орбиты вследствие приливных возмущений планет и Солнца и соответственно изменения инсоляции на полюсах. Расчеты К.Сагана, П.Гираша и О.Туна привели к выводу о том, что за счет изменения наклонения, эквивалентного колебаниям светимости Солнца, могут быть два предельных устойчивых состояния атмосферы Марса: одно с такой разреженной атмосферой, как сейчас, а другое - с атмосферой, по плотности равной земной. Источником возрастания плотности более чем в 100 раз в данной модели служили полюса, в полярных шапках которых предполагалось вымораживание больших количеств углекислоты. Было показано, что повышенное облучение полюсов за счет большего наклона оси вращения по сравнению с нынешним (примерно на 4-5^о), сопровождаемое уменьшением их альбедо, в принципе способно создать такую атмосферу и одновременно растопить водяной лед.

Более поздними измерениями, выполненными "Викингами", не было, однако, обнаружено значительного количества "сухого" льда в шапках в чистом виде. По-видимому, основная масса дегазированной углекислоты находится в марсианском реголите, а также в отложениях тонкодисперсного пылевого материала вокруг полюсов и в напластованиях равнинных областей приполярных широт. Особенно большие наслоения такого грунта следует ожидать в северной полярной области за счет различия инсоляции марсианских полушарий: в северном зима длиннее. Тем не менее и в этом случае равновесное состояние между количеством адсорбированного углекислого газа и его парциальным давлением в атмосфере определяется температурой. Поэтому представления о возможности изменения плотности атмосферы в зависимости от изменения наклона оси вращения в целом остаются, по-видимому, справедливыми.

Конечно, было бы заманчиво поверить, что нам просто не довелось увидеть Марс другим, с более благоприятным климатом, из-за недостаточно большого наклона оси его вращения в современную эпоху и что это посчастливится увидеть нашим далеким потомкам примерно сто тысяч лет спустя. Однако против такой привлекательной гипотезы говорит тот факт, что прорытые водой и ледниками русла и ложбины, по-видимому, образовались раньше, чем относительно более молодые кратеры ударного происхождения на их высохшей поверхности, возраст которых оценивается по меньшей мере в десятки миллионов лет. Поэтому большего внимания заслуживает, на наш взгляд, предположение о циклических изменениях уровня светимости Солнца, выдвинутое американским астрофизиком В.Фаулером в связи с попытками объяснения парадокса солнечных нейтрино. Так называют значительно меньший (примерно в 5 раз) регистрируемый на Земле поток нейтрино от Солнца по сравнению с ожидаемым их выходом в результате реакций термоядерного синтеза, считающихся главным механизмом генерации солнечной энергии. Найденная корреляция этих циклов, повторяющаяся с периодичностью ~10⁸ лет, с великими оледенениями на Земле естественным образом могла бы объяснить как периодические колебания марсианского климата, так и, возможно, значительные климатические вариации на других планетах.

Для выяснения путей эволюции атмосферы и древнего климата Марса очень важное значение имеют результаты масс-спектрометрических измерений в атмосфере планеты содержания малых примесей, в первую очередь инертных газов (см. табл. 2) и отношений основных изотопов. Путем сопоставления измеренных концентраций инертных газов с их абсолютным и относительным содержанием в земной атмосфере и газовой фракции метеоритов можно судить о степени их первичного фракционирования на стадии аккумуляции и происшедшей за геологическое время степени дегазации на планете. Анализ изотопного состава позволяет дополнительно выяснить степень дегазации и фракционирования летучих при диссипации газов из планетной атмосферы.

Результаты изотопного анализа и соотношений летучих (CO₂/³⁶Ar; N₂/³⁶Ar) на Марсе дают основание считать, что когда-то он действительно обладал более плотной атмосферой за счет приблизительно в 20 раз большего по отношению к существующему содержания углекислого газа и примерно от 10 до 100 раз большего содержания азота. Последняя оценка сделана на основании измеренного изотопного отношения азота (¹⁵N/¹⁴N), которое оказалось примерно на 75% выше, чем в атмосфере Земли, в то время как изотопные соотношения других распространенных составляющих – кислорода и углерода – сохраняются примерно аналогичными земным. Это приводит к важному выводу о том, что, хотя даже в самые благоприятные периоды атмосфера Марса оставалась по крайней мере вдесятеро менее плотной чем земная, такая атмосфера была способна создать заметный парниковый эффект и сохранить на поверхности жидкую воду.

Общее отогнанное количество воды на Марсе оценивается значением ~5*10²¹ г, что соответствует средней глубине равномерно разлитого на поверхности слоя около 20 м; это примерно на два порядка меньше, чем на Земле, но вместе с тем на порядок больше, чем на Венере. Можно ожидать, что почти вся эта масса отогнанной воды захоронена сейчас на Марсе в приповерхностных ледниках и полярных шапках, если исходить из предположения, что скорость диссипации атомов водорода на протяжении всей геологической истории планеты соответствовала современной величине потока (около 10⁸ см^-2*с^-1). В этом случае количество потерянной воды, отнесенное к толщине эффективного слоя, не должно превысить 3-5 м.

Помимо адсорбирования на марсианском реголите и в напластованиях приполярных областей, одним из каналов эвакуации CO₂ из атмосферы могли бы быть уже упоминавшиеся соединения включения – клатраты. Легко убедиться в том, что для оцененного выше количества H₂O и CO₂ молярное отношение для клатрата CO₂nH₂O соответствует n≈4-5, что почти совпадает с нижним пределом для газовых гидратов при нормальном давлении.

Может возникнуть вполне естественный вопрос: только ли удаленность от Солнца повлияла на климат Марса и что случилось бы с ним, окажись он по своим размерам таким же, как Земля и Венера? Можно предполагать, что в этом случае Марс аккумулировал и удержал бы существенно большее количество летучих, а вследствие иного хода тепловой эволюции степень дифференциации слагающего вещества и дегазации была более полной. Такой Марс, очевидно, обладал бы значительно более плотной атмосферой и умеренным климатом.

Состав атмосферы Марса, включающий кислород, азот, углерод, близкая к арктическим и антарктическим районам Земли температура поверхности и обилие воды в ее верхних горизонтах, казалось бы, благоприятствуют оптимистическим надеждам обнаружить признаки жизни на этой планете. К сожалению, биологические эксперименты с марсианским грунтом на посадочных аппаратах «Викинг» оставили этот вопрос без ответа или скорее принесли больше отрицательных, чем положительных результатов. Видимо, в условиях эффективной естественной стерилизации за счет проникающей до поверхности коротковолнового ультрафиолетового излучения (с энергией фотонов до 6-7 эВ) и сильно окисленной среды в грунте, содержащем перекисные соединения (пероксиды), шансов обнаружить жизнь на Марсе мало.

Есть основания полагать, что ряд казавшихся позитивными свидетельств биологической активности в каждом из трех типов биологических экспериментов на «Викингах» – газовый обмен, разложение метки и ассимиляция углерода (в двух последних случаях с использованием меченых атомов углерода ¹⁴С) – объясняются процессами химического взаимодействия. В частности, интенсивное выделение кислорода в начальной фазе эксперимента по газовому обмену скорее всего связано с обилием в грунте пероксидов, а не с процессами метаболизма. Важным аргументом против наличия живых форм служит также чрезвычайно низкий порог обнаружения на поверхности и в приповерхностном слое органических молекул (~10^-6 по массе по отношению к неорганическим). Вместе с тем вполне возможно, что отрицательный результат миссии «Викингов» был предопределен недостаточной чувствительностью использованных методов в столь неблагоприятных для жизни современных условиях на Марсе. Нельзя, конечно, исключить того, что эти условия могли быть значительно более благоприятными в ранней истории планеты или на определенных этапах ее климатической эволюции, когда на поверхности появлялась жидкая вода. Поэтому большой интерес представили бы попытки обнаружения простейших форм палеожизни в марсианском грунте, доступном непосредственным методам анализа в земных лабораториях.

Пока еще надежды найти признаки жизни на Марсе принципиально сохраняются, хотя вероятность ее существования там ничтожно мала. Если же в дальнейшем с этими надеждами придется окончательно расстаться, то это лишь с большей остротой поставит вопрос о том, почему жизнь возникла и интенсивно развивалась лишь на третьей от Солнца планете, - вопрос, имеющий не только естественнонаучное, но и громадное философское, мировоззренческое значение.

Список использованной литературы.

1. Маров М.Я. Планеты Солнечной системы.- М.: Наука, 1986. -320 с.

2. Томилин А. Небо Земли.

3. World Wide Web. http://www.mars.sgi.com.