Общие сведения о Марсе

ГОСУДАРСТВЕННОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ  УЧРЕЖДЕНИЕ

ГОРОДА МОСКВЫ

СРЕДНЯЯ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯ  ШКОЛА №179


 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

МАРС

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                                                                 Выполнила

                                                                 ученица 11-Э класса

                                                                 Григалашвили М.М.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

МОСКВА

2012

 

Содержание

 

Введение……………………………………………………3

Глава 1. Общие сведения о  Марсе………………………..4

    1. Красная планета………………………………..4
    2. Луны…………………………………………….5
    3. Атмосфера………………………………………7

Глава 2. Строение Марса…………………………………..9

    • Рельеф поверхности…………………………...9

2.2     Реки и ледники ………………………………..15

2.3     Внутреннее  строение………………………….22

Глава 3. Исследование Марса в XX веке…………………25

         3.1     Изучение с помощью  орбитальных                                                                                            телескопов………………………………………………….26

         3.2     Исследование Марса  космическими аппаратами…………………………………………………26

Глава 4. Современное изучение Марса…………………..30

         4.1     Планируемые миссии…………………………30

         4.2     Пилотируемые полет  на Марс…………….….30

Глава 5. Спутники изучающие  Марс……………………..31

Заключение…………………………………………………38

Список использованной литературы……………………...40

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Марс - четвертая по порядку от Солнца большая планета Солнечной системы, далекая и загадочная с незапамятных времен, сегодня стала близкой. Это стало возможным благодаря достигнутым успехам космонавтики.

Испокон века Марс притягивал к себе взоры и мысли землян. Возможность жизни на других планетах Солнечной системы будоражила лучшие умы человечества. В литературе тема Марса тоже очень популярна: Такие произведения как “Аэлита” Алексея Толстого, “Марсианские Хроники” Рэя Брэдбери и “Война Миров” Герберта Уэллса известны практически каждому, а уж перечислить всех авторов, писавших о Марсе, вообще невозможно.

Пафос романтических 60 гг., когда с экранов кинотеатров не сходил восторженный вопрос "...есть ли жизнь на Марсе?", сменился рабочими буднями полетов на Марс автоматических межпланетных станций (АМС), начало которым положил первый полет к "красной планете" советской станции "Марс-1", запущенной 1 ноября 1962 г. Начиная с 1959 г. в СССР и России было разработано восемь типов "марсианских" станций, дошедших до летно-конструкторских испытаний. Путь к нашей последней, к сожалению неудачной, экспедиции оказался тернистым: с 1962 по 1996 г. выполнено 17 стартов АМС к Марсу. Из них лишь четыре миссии считаются частично успешными. Неудача марсианских экспедиций постигала не только нас, но и США. Но несмотря ни на что, не все экспедиции были провальными, так что люди накопили немало сведений об атмосфере Марса, его климате, поверхностном составе и геологических процессах, протекающих на нем. Но материалов для изучения еще очень и очень много.         

 В смелых мечтах  ученые желают изменить климат  Марса, сделать его пригодным  для жизни и заселить людьми, но если одни считают, что  это недалекая реальность, другие  заявляют, что дальше разговоров  дело не зайдет, а если Марсу  и суждено приютить людей, случится  это очень и очень не скоро.          

 Встает законный вопрос: “Почему?” Почему Марс, почему  именно к нему привязано столько  внимания как простых людей, так и ученых? Вероятно потому, что Марс - единственная планета в Солнечной Системе, на которой могут приютиться люди. Он бесспорно является самой “землеподобной” планетой в Солнечной системе. Его ось наклонена по углом в 24.935 градуса к плоскости орбиты его вращения вокруг Солнца (наклон оси Земли составляет 23.5 градуса). Период вращения Марса вокруг своей оси составляет 24 часа 39 минут 36 секунд (Земли-23 часа 56 минут 5 секунд). Как и Земля, он не представляет собой идеальную сферу, а несколько приплюснут с полюсов и несколько взбухает на экваторе. Как и Земля, он имеет четыре сезона, правда их длительность почти вдвое больше: из-за эллиптической орбиты сезоны в северном и южном полушария имеют разную продолжительность: лето в северном полушарии продолжается 177 марсианских суток, а в южном оно на 21 день короче и теплее на 20 градусов, чем лето в северном полушарии. Наконец, как и Земля, он имеет ледяные полярные шапки, горы, пустыни и пылевые бури. И хотя сейчас Марс производит впечатление безжизненной пустыни, есть данные о том, что в древние времена его оживляли океаны и реки, а его климат и атмосфера были весьма похожи на земные.

 

 

 

 

Красная планета

 

Первая поразительная  особенность Марса - его красный  цвет. Эта особенность оказалась настолько важна, что определила название планеты. Древние не мучались вопросом, почему Марс окрашен в красный цвет. Они были уверены, что это кровь. Потому что в годы так называемых великих противостояний[1] Марс подходит к Земле на самое близкое расстояние, и тогда между людьми почему-то вспыхивают наиболее жестокие войны. Действительно, что лучше крови могло символизировать предстоящие ужасы? Вавилоняне отождествляли планету - предвестницу несчастий с богом сражений Нергалом, греки и римляне - с богом войны Аресом или Марсом. Название «Марс» закрепилось и вполне оправдывало себя на протяжении всей истории человечества. Вот и последнее Великое противостояние, когда Марс в очередной раз подошел близко к Земле, совпало с началом второй мировой войны и нападением Германии на СССР.         

 Почему же Марс красный? Такой цвет Марс получил благодаря полезным ископаемым, которые содержат избыточное количество оксида железа, имеющего красноватый цвет. Так что древние были не так уж далеки от истины - марсианский песок делает красным та же самая окись железа, которой обязан свои цветом гемоглобин человеческой крови.

 

 

 

 

 

Луны

 

Спутники Марса были открыты  11 и 17 августа 1877 года во время великого противостояния американским астрономом Асафом Холлом. Такие названия спутники получили опять же из греческой мифологии: Фобос и Деймос - сыновья Ареса (Марса) и Афродиты (Венеры), всегда сопровождали своего отца. В переводе с греческого “фобос” означает “страх”, а “деймос” - “ужас”.

Фобос - самая близкая  луна к ее планете в Солнечной  системе. Расстояние от Фобоса до Марса-9400 километров и вращается спутник вокруг Марса с периодом 7 час. 39 мин. Таким образом, Фобос совершает обращение вокруг планеты втрое быстрее, чем сам Марс вращается вокруг своей оси. За сутки Фобос успевает совершить три полных оборота и еще пройти дугу в 78 градусов. Для марсианского наблюдателя Фобос восходит на западе и заходит на востоке.

Размеры Фобоса невелики-28х20х18 км.  Последние данные, полученные со спускаемого аппарата “Марс Глобал Сервейер”, показали, что поверхность Фобоса, являющаяся как бы ребром относительно планеты, вся покрыта кратерами от постоянных метеоритных столкновений.

В 1945 году американский астроном Б. Шарплес обнаружил вековое  ускорение в движении Фобоса по орбите. Это означало, что Фобос, строго говоря, движется по очень пологой спирали, постепенно приближаясь к поверхности Марса. Если так и дальше будет продолжаться, через 15 млн лет-срок с космической точки зрения весьма небольшой, Фобос упадет на Марс. Интересно, что есть программа, призванная “помочь” Фобосу упасть на Марс с целью повышения температуры планеты вследствии столкновения со спутником, но насколько это реально-покажет время.

Деймос - самая маленькая  известная луна в Солнечной системе. Спутник не обладает сферической формой, его размеры  11x15 км. Расстояние до Марса порядка 23.5 тысяч километров. Период вращения спутника вокруг Марса 30 часов 21 минута. Период обращения Деймоса немного больше, чем период вращения Марса, поэтому хоть Деймос и “нормально” восходит на востоке и заходит на западе, но движется по небу Марса крайне медленно.

Небольшими кратерами  поверхности спутников усеяны примерно также как и Луна. При общем сходстве, обилии мелко раздробленной породы, покрывающей поверхности спутников Фобос выглядит более "ободранным", а Деймос имеет более сглаженную, засыпанную пылью поверхность. На Фобосе обнаружены загадочные борозды, пересекающие почти весь спутник. Борозды имеют ширину 100-200 м и тянутся на десятки километров. Глубина их от 20 до 90 метров. Есть несколько гипотез, объясняющих происхождение этих борозд, но пока нет достаточно убедительного объяснения, как впрочем, и объяснения происхождения самих спутников. Скорее всего это захваченные астероиды.

 

 

Атмосферный состав

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 r (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.

 

 

 

Рельеф поверхности

 

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 10o, внутренние стенки наклонены на 20-25o. 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 70o 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 40o 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»

 

 

 

Реки и ледники

 

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.

Общие сведения о Марсе 📙 Реферат → 🆔 170967

Общие сведения о Марсе 📙 Реферат → 🆔 170967

Общие сведения о Марсе