МАРС. ОСОБЕННОСТИ ЕГО ПОВЕРХНОСТИ. ИХ ИЗМЕНЕНИЯ ВО ВРЕМЕНИ

Изучение Марса в огромной степени облегчено хорошей прозрачностью его атмосферы. Уже простые телескопические наблюдения его поверхности в течение нескольких часов убеждают, что планета быстро вращается. Темные пятна на его поверхности сохраняют свою форму длительное время, они, несомненно, принадлежат твердой поверхности планеты. Из сопоставления старых зарисовок Марса (начиная с наблюдений Кассини в середине XVII в.) с последующими, включая самые новые, выведены с большой точностью период обращения Марса (см. таблицу 22) и расположение оси вращения в пространстве. Она наклонена к плоскости орбиты Марса на угол 24°, в результате чего на Марсе наблюдается смена времен года, такая же, как на Земле, только продолжительность сезонов на Марсе больше — соответственно большей длине года (687 дней). Эксцентриситет орбиты Марса довольно велик (0,093). Перигелий Марса лежит в направлении, мало отличающемся от направления на афелий Земли. Когда две планеты в своем движении вокруг Солнца оказываются вблизи этих точек и Марс при этом — в противостоянии для Земли, то расстояние между ними наименьшее из возможных (56 млн. км), и тогда говорят о великом противостоянии Марса. Противостояние, когда Марс находится в афелии, наоборот, наименее выгодно для наблюдений, так как расстояние Марса от Земли в эту пору почти вдвое больше, свыше 100 млн. км. Великие противостояния Марса повторяются через 15 лет и случаются в августе — начале сентября. В это время к Земле обращен южный конец оси Марса. Вот почему южное полушарие Марса изучено лучше, чем северное.

Темные пятна на Марсе выделяются своим серым цветом, иногда с зеленоватым, а чаще буроватым оттенком, на фоне оранжевых светлых пространств. Как сказано выше, они устойчивы во времени, что позволило составить карту поверхности Марса (рис. 206), отличающуюся большой точностью. Темные области получили название «морей», «заливов», «озер» и т. п. с номенклатурой, заимствованной из древнегреческой мифологии. В наши дни они объединяются под названием «детали альбедо». Как правило, они не находятся в соответствии с морфологическими деталями, обнаруженными при анализе телевизионных изображений Марса, полученных с близкого расстояния при пролете космических аппаратов. Истинная природа деталей альбедо медленно выясняется в процессе изучения физических условий на планете.

Во время великого противостояния 1877 г. на Марсе были обнаружены очень тонкие и длинные темные линии, образовывавшие на поверхности планеты геометрически правильную сетку. Они получили название каналов. В последующие полстолетия вопрос о природе каналов усиленно обсуждали в кругу ученых и широкой прессы. После периода увлечений, доходивших до признания существования на Марсе живых существ — строителей системы каналов, установилось правильное представление о каналах как о совокупности малоконтрастных темных пятнышек, пересекающих обширные светлые области планеты. В трудных условиях наблюдений глаз и мозг астронома воспринимает цепочку неправильных пятен как тонкую линию и невольно находит геометрически правильную картину этих линий там, где ее нет на самом деле.

Автоматические межпланетные станции (АМС) серий «Маринер», «Марс» начали посещать Марс с 1965 г., и съемки поверхности планеты осуществлялись либо при близком пролете АМС, либо с искусственных спутников Марса. Сразу же они открыли для нас совершенно новый облик планеты. Наконец, в 1976 г. на Марсе высадились посадочные аппараты двух АМС серии «Викинг», которые произвели успешную многоцветную съемку близкой панорамы Марса, в то время как их оритальные блоки с очень совершенной аппаратурой, перейдя на положение искусственных спутников, продолжали фотографировать Марс.

В противоположность земным наблюдениям на Марсе не обнаружено никаких резких переходов между темными и светлыми областями, никаких каналов, но зато поверхность оказалась, подобно лунной, усеянной кратерами самых разнообразных размеров от 500 км диаметром до предела разрешения телевизионной камеры около 0,5 км. Более мелкие кратеры на Марсе располагаются на более крупных и на местах, свободных от каких-либо особенностей, в «морях» Марса — так же как и в светлых местах. Пока единственное исключение представляет светлая область Эллада (Hellas), почти лишенная кратеров. Это — одна из самых низких областей на Марсе: огромная чаша диаметром около 1700 км, лежащая на 5,5 км ниже соседнего с нею Геллеспонта (Hellespontus).

(см. скан)

Рис. 206. Карта поверхности Марса, показывающая детали альбедо на ней и русские наименования их

Между ними наблюдаются разграничивающие их откосы. Эллада принадлежит к числу довольно многочисленных на Марсе приблизительно круглых светлых образований. Следующим по порядку размеров кольцевым образованием является видимое с Земли очень светлое круглое пятно Nix Olympica (Олимпийские снега) диаметром около 500 км.

Что касается ареографического рельефа, то он уверенно определяется из радиолокационных измерений дальности точек отражения сигнала, когда она последовательно изменялась по мере того, как планета, вращаясь, подставляла локатору все новые места для зеркального отражения. Еще надежнее метод радиоэхо при облете планеты искусственным спутником. Такими путями был установлен перепад высот на Марсе около 13 км — именно такова разность высот двух светлых областей: Амазонии (Amazonis) и Тарсиса (Tharsis). Неподалеку от последнего, южнее темного Озера Тифона (Tithonius Lacus), начинается грабен — грандиозное ущелье Копрат (Coprates) длиной свыше 2000 км, глубиной до 6 км и шириной около 120 км. Самая заметная из темных деталей альбедо на Марсе — Большой Сирт (Syrtis Major) — находится на среднем уровне поверхности планеты.

За время многократных облетов Марса собран огромный ареографический материал, позволивший построить детальную карту Марса в масштабе 1 : 5 000 000. Выявлены три типа марсианского ландшафта: области, щедро покрытые кратерами; области, лишенные кратеров (например, Эллада); хаотические области (например, Страна Пирры — Руггае Regio или Копрат). Светлая область Ясность (Claritas) — Тавмасия (Taumasia) содержит ряд высоких горных цепей с пологими склонами. Невозможно провести какое-либо соответствие между уровнем той или иной крупной детали поверхности Марса и ее альбедо: темные и светлые области встречаются на одних и тех же высотах.

Кратеры на Марсе, как правило, лишены центральной горки, их размеры — от 3 до 120 км в диаметре. Малые кратеры, размером 1— 2 км и меньше, немногочисленны. Зато на Марсе нередки кратеры типа кальдеры, т. е. большие кольцевые образования, возникшие после провала центрального вулкана с его окрестностями. На Марсе есть немало и таких «несостоявшихся» кальдер, как, например, Олимпийские снега (Nix Olympica) — обширный вулканический район с центральной возвышенностью, особенно светлой. Внешнее кольцо этого района имеет поперечник 600 км и возвышается над окружающей местностью на 6 км, а увенчивает возвышенность центральная вулканическая вершина высотой свыше 20 км над окружающей равниной и до 26 км над средним уровнем поверхности планеты.

Из других особенностей марсианского ландшафта привлекают к себе внимание обширные поля на дне больших кратеров, покрытые барханами длиной 3-5 км. Нередки извилистые трещины, всем своим видом напоминающие русла исчезнувших рек, наконец, системы полос светлого и темного вещества, параллельно ориентированных и непостоянных: с временем существования одна — две недели. Еще один вид морфологических образований, не встречающий аналогии на других планетах, — длинные желоба, которые при пересечении препятствий — хорошо оформленных кратеров — «обтекают» их совершенно так, как обтекает вода в реке устои моста, только протяженность обтекания десяти километрового кратера достигает 50 км. Эта форма марсианского ландшафта устойчива и кажется древним образованием, возникшим от широких водяных потоков или, скорее, от движения ледников.

Из радиолокационных наблюдений Марса на деци- и сантиметровых волнах следует, что зеркальное отражение происходит от сравнительно небольшой центральной части диска, площадью всего лишь около 5 % полной его площади. Это указывает на наклоны рельефа в среднем около 3°, что значительно меньше наклонов рельефа на Луне. Наконец, в видимых лучах, как мы видели выше (с. 476), фазовый коэффициент у у Марса мал, что также говорит о гладкости поверхности. Правда, у Марса наблюдается заметный «эффект оппозиции», т. е., когда Земля стоит точно (в пределах 1°) между Солнцем и Марсом, блеск последнего резко возрастает на (т. е. до 30 %), по-видимому, вследствие того, что земному наблюдателю в этом случае поверхность планеты представляется лишенной теней. Однако у Луны этот эффект несравненно больше.

При малых контрастах на поверхности Марса наиболее заметной его деталью являются полярные шапки — белые образования у полюсов планеты. Полярные шапки непрерывно изменяют и размеры и внешние очертания. Они очень увеличиваются в зимний период соответствующего полушария и сильно уменьшаются в летний, иногда до полного исчезновения. Естественно рассматривать это явление, как таяние.

Фотографии, полученные с АМС «Маринер-6» и «Маринер-7», показывают крайне неровную границу полярной шапки, которая воспроизводит рельеф местности: снег (будем пока называть его так) задерживается на высоких местах: на затемненных склонах кольцевых гор и протяженных образований — хребтов, гребней (рис. 207). Но какова субстанция полярных шапок: снег или твердая углекислота, или еще какое-либо белое вещество? Мы отложим ответ на этот вопрос до выяснения вероятного химического состава атмосферы Марса и температуры его поверхности.

Детали альбедо — моря, заливы, озера, болота, каналы — на Марсе также изменяются со временем — периодически, параллельно с изменением времен года. Явления протекают так: к концу зимы большая полярная шапка начинает таять, т. е. ее размеры уменьшаются, границы отступают ко все более и более высоким широтам.

(кликните для просмотра скана)

Прилежащие к ней моря и каналы приобретают более ясные очертания, больший контраст. По мере продвижения весны во времени улучшение видимости деталей на поверхности Марса распространяется все дальше к экватору планеты со скоростью примерно 35 км/день и даже заходит к концу лета за экватор, так что тропический пояс на Марсе в разное время попадает под воздействием обоих полюсов (рис. 208).

Рис. 209. Изменения поляризации с фазой у мелко измельченного лимонита (точки) и у светлых областей на Марсе (кривая)

Параллельно происходят небольшие изменения поляризации, указывающие на отрицательную поляризацию темных областей сравнительно со светлыми на рубеже весны и лета. Это обстоятельство, а также ход поляризации с фазовым углом согласуются с таким представлением о темных областях, по которому они состоят из очень малых непрозрачных частиц. Что касается поляризации полярной шапки, то в ней заметны две составляющие — поляризация самой полярной шапки и облачного покрова, иногда подолгу висящего над ней. Последний показывает зависимость от фазового угла, подобную той, что наблюдается у облаков из ледяных кристалликов. Поляризация полярной шапки как образования на поверхности Марса иная, не похожая на поляризацию ни облаков, ни снега, ни инея. Но иней, образованный в лаборатории под малым давлением (около 0,1 атм), дает сходную зависимость поляризации от угла фазы.

Светлые области оранжевого цвета на Марсе по своим фотометрическим и спектрофотометрическим свойствам очень напоминают лимонит — минерал, насыщенный красно-оранжевым цветом, химический состав которого и который в быту известен под названием охры. Веское подтверждение этому уподоблению дают поляризационные наблюдения: зависимость поляризации светлых областей Марса от фазового угла точно совпадает с фазовой зависимостью поляризации порошкообразного лимонита (рис. 209). Таким образом, светлые области на Марсе можно рассматривать как пустыни, но весьма своеобразные — покрытые сравнительно тонким слоем «рыхлого песка», состоящего из ржавчины.

Панорамы марсианского ландшафта, полученные через различные светофильтры спустившимися аппаратами «Викинг-1, -2» (рис. 210), показали нам не только формы, но и окраску поверхности Марса. Это — оранжево-красная пустыня, по-видимому, песчаная, но усеянная многочисленными темными камнями с резкими краями. На месте посадки «Викинга-2», впрочем, в россыпи камней преобладают более сглаженные формы с пористой поверхностью.

(см. скан)

Рис. 210. Панорама Марса, переданная на Землю посадочным аппаратом «Викинг-1».

Преобладающие элементы (>10 %) в окружающем аппарат грунте — железо и кремний, довольно много , а также . Но пока еще неизвестно относительное содержание , щелочных металлов и кислорода. Последнее обстоятельство затрудняет уверенное определение горных пород (базальты?). Впрочем, в грунте Марса были обнаружены и углекислый газ и кислород.