Виталий Бронштэн - Планета Марс

Еще в 1959 г. советский планетолог Г. Н. Каттерфельд высказал гипотезу, что марсианские "каналы"- это в основном разломы, подобные глубинным разломам Земли. В 1973 г. Г. В. Чарушин и Г. Н. Каттерфельд произвели статистический анализ распределения "каналов" Марса и разломов Земли по направлениям и изменения их частоты по площадям. Им удалось выявить много общего в этих распределениях для Марса и Земли и сделать вывод о том, что фотографии "Маринеров" подтверждают разломную гипотезу,

Но произведенное уже в 1975 г. американскими астрономами К. Саганом и П. Фоксом детальное исследование связи сети "каналов" Ловелла с реальными структурами рельефа и деталями альбедо Марса (т. е. с границами материков и морей) показало, что только меньшая доля классических "каналов" связана с разломами (типа Копрата), горными хребтами, цепочками кратеров и другими образованиями. В их числе оказались, между прочим, и все те каналы, которые выходили на фотографиях. Большая же часть классических "каналов" все-таки оказалась оптической иллюзией. И гипотеза 3 (см. стр. 28) снова заняла доминирующее положение, сильно потеснив гипотезы 26 и 2в.

Пусть читатель, однако, не огорчается этим обстоятельством. На смену "каналам" Скиапарелли и Ловелла пришли другие каналы (без кавычек)-вполне реальные образования, поставившие перед учеными ряд трудных, но интересных проблем. О них будет рассказано в следующем разделе.

Большое исследование распределения марсианских кратеров по размерам в различных областях планеты выполнил У. Хартманн. Число малых кратеров на единицу площади даже в густо покрытых кратерами районах меньше, чем на Фобосе и Деймосе. Это позволило оценить скорость эрозии, разрушающей малые кратеры на Марсе и отсутствующей на его спутниках, а заодно оценить возраст различных кратерных площадей. Согласно этим оценкам, вулканический район Тарсис не старше 300 млн. лет, тогда как древние кратерные области южного полушария насчитывают возраст 3-4 млрд. лет. Самые крупные щитовидные вулканы в Озере Феникса и Олимпийских Снегах существуют не более

100 млн. лет. Заметно также, что около 600 млн. лет назад скорость эрозии резко уменьшилась.

Процесс ветровой эрозии и связанные с нею перенос пыли и образование слоистых отложений тоже явились предметом исследования американсьих специалистов. Выветривание на Марсе играет гораздо большую роль, чем па Земле, в изменении его рельефа. Перенос пыли

и эоловы (ветровые) отложения определяют структуру многих районов на Марсе. Сплошным покровом таких отложений покрыта гигантская котловина Эллады. Вокруг границ полярных шапок древние слоистые отложения образовали большие лунки и ложбины. Из этих областей происходит постепенный перенос эоловых обломков к экватору. В некоторых местах отмечены образования типа дюн (рис, 21), в других-слоистые

волнообразные отложения. Расположение слоев наносных пород почти симметрично относительно экватора планеты (их мощность возрастает к полюсам) и почти одинаково в обоих полярных районах.

Разумеется, все это-лишь первые шаги в понимании геологии и геоморфологии Марса. Впереди-новые исследования. Ценный вклад даст детальный анализ крупномасштабных фотографий поверхности Марса, полученных в феврале и марте 1974 г. советскими автоматическими межпланетными станциями "Марс-4" и "Марс-5".

Климат Марса в прошлом

Среди образований, обнаруженных на поверхности Марса, всеобщее внимание привлекли руслообразные протоки, или меандровые долины, о которых уже упоминалось*). Их внешний вид, наличие "притоков" вряд ли можно объяснить иначе, чем предположив, что эторусла рек.

Однако, как уже говорилось выше, на Марсе в настоящее время реки течь не могут, там вообще не может быть жидкой воды. Причина этого состоит в том, что при тех низких давлениях, которые господствуют на Марсе, вода закипает уже при очень низких температурах. Тройная точка воды, когда лед переходит в пар, минуя жидкую стадию, соответствует давлению 6, \мбар, которое как раз характерно для среднего уровня поверхности Марса. Но даже при более высоких давлениях (10-20 мбар) вода должна закипать при температурах 7-18°С, которые на Марсе осуществляются. Поэтому за короткий срок вода должна переходить в пар.

Никакая другая жидкость не могла образовать наблюдаемых русел: лава быстро застывает, а жидкая углекислота даже в земных условиях не может существовать: твердый 002 переходит непосредственно в пар и наоборот.