Пред.
След.
Макеты страниц
Распознанный текст, спецсимволы и формулы могут содержать ошибки, поэтому с корректным вариантом рекомендуем ознакомиться на отсканированных изображениях учебника выше Также, советуем воспользоваться поиском по сайту, мы уверены, что вы сможете найти больше информации по нужной Вам тематике ДЛЯ СТУДЕНТОВ И ШКОЛЬНИКОВ ЕСТЬ
ZADANIA.TO
§ 15. МАРСПланета 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 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 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 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
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 Наличие у Марса магнитного поля имеет большое значение для понимания его внутреннего строения, а также закономерностей планетного магнетизма вообще.
|
1 |
Оглавление
|