Мерцающей в дни противостояния зловещим кроваво-красным цветом и вызывающей первобытный мистический страх загадочной и таинственной звезде, которую древние римляне нарекли в честь бога войны Марсом (у греков Арес), вряд ли пристало бы женское имя. Греки еще называли ее Фаэтоном за "лучезарный и блистающий" облик, которым поверхность Марса обязана ярким цветом и "лунным" рельефом с вулканическими кратерами, вмятинами от ударов гигантских метеоритов, долинами и пустынями.
Орбитальные характеристики
Эксцентриситет эллиптической орбиты Марса составляет 0,0934, обуславливая, таким образом, различие максимального (249 млн км) и минимального (207 млн км) расстояний до Солнца, из-за чего количество поступающей на планету солнечной энергии изменяется в пределах 20-30%.
Скорость движения по орбите в среднем составляет 24,13 км/с. Марс полностью огибает Солнце за 686,98 земных суток, что превышает земной период в два раза, а вокруг собственной оси оборачивается почти так же, как и Земля (за 24 ч 37 мин). Угол наклона орбиты к плоскости эклиптики по разным оценкам определяется от 1,51° до 1,85°, а наклонение орбиты к экватору составляет 1,093°. Относительно экватора Солнца орбита Марса наклонена под углом 5,65° (а Земля - около 7°). Значительный наклон экватора планеты к плоскости орбиты (25,2°) приводит к существенным сезонным изменениям климата.
Физические параметры планеты
Марс среди планет Солнечной системы по размерам стоит на седьмом месте, а по удаленности от Солнца занимает четвертую позицию. Объём планеты составляет 1.638×1011 км³, а вес 0,105-0,108 массы Земли (6,44*1023 кг), уступая ей в плотности около 30% (3,95 г/см3). Ускорение свободного падения в области экватора Марса определяют в пределах от 3,711 до 3,76 м/с². Площадь поверхности оценивается в 144 800 000 км². Атмосферное давление колеблется в пределах 0.7—0.9 кПа. Скорость, необходимая для преодоления гравитации (вторая космическая) - 5 072 м/с. В южном полушарии поверхность Марса по среднему уровню на 3–4 км выше, чем в северном.
Климатические условия
Общая масса атмосферы Марса составляет около 2,5*1016 кг, но в течение года она сильно изменяется в связи с таянием или "намерзанием" содержащих углекислый газ полярных шапок. Среднее давление на уровне поверхности (около 6,1 мбар) почти в 160 раз меньше, чем вблизи поверхности нашей планеты, но в глубоких впадинах достигает 10 мбар. По разным источникам сезонные перепады давления колеблются от 4.0 до 10 мбар.
На 95,32 % атмосфера Марса состоит из углекислого газа, примерно 4% приходится на долю аргона и азота, а кислорода вместе с водяным паром меньше 0,2 %.
Сильноразреженная атмосфера не может долго удерживать тепло. Несмотря на "горячий цвет", которым выделяется среди других планета Марс, температура на поверхности опускается зимой до -160°C на полюсе, а на экваторе летом, в дневное время поверхность может прогреться лишь до +30°C.
Климат носит сезонный характер, как и на Земле, но вытянутость орбиты Марса приводит к существенным различиям в продолжительности и температурном режиме времен года. Прохладные весна и лето северного полушария в совокупности длятся существенно больше половины марсианского года (371 марс. сутки), а зима с осенью коротки и умеренны. Южное лето жаркое и короткое, а зима холодная и длинная.
Сезонные изменения климата ярче всего проявляются в поведении полярных шапок, сложенных льдом с примесью тонкодисперсных, пылевидных частиц горных пород. Фронт северной полярной шапки может удаляться от полюса почти на треть расстояния до экватора, а граница южной шапки доходит до половины этой дистанции.
Термометром, расположенным точно в фокусе телескопа-рефлектора, нацеленного на Марс, температура на поверхности планеты была определена уже в начале 20-х годов прошлого столетия. Первые измерения (до 1924 г.) показали значения от -13 до -28° С, а в 1976 году нижний и верхний пределы температуры были уточнены высадившимся на Марс космическим аппаратом "Викинг".
Марсианские пыльные бури
"Разоблачение" пылевых бурь, их масштабов и поведения позволило раскрыть тайну, которую долгое время хранил Марс. Поверхность планеты загадочно изменяет цвет, с глубокой древности завораживая наблюдателей. Причиной "хамелеонства" оказались пылевые бури.
Резкие перепады температур Красной планеты становятся причиной разгула неистовых ветров, скорость которых достигает 100 м/с, а низкая сила тяжести, несмотря на разреженность воздуха, позволяет ветрам поднимать огромные массы пыли на высоту более 10 км.
Зарождению пылевых штормов также способствует резкое повышение атмосферного давления, вызываемого испарением замерзшей углекислоты зимних полярных шапок.
Пыльные бури, как показывают снимки поверхности Марса, пространственно тяготеют к полярным шапкам и могут охватывать колоссальные площади, продолжаясь до 100 суток.
Еще одной пыльной достопримечательностью, которой Марс обязан аномальным перепадам температуры, являются смерчи, которые, в отличие от земных "коллег", разгуливают не только по пустынным областям, но и хозяйничают на склонах кратеров вулканов и ударных воронок, понимаясь вверх до 8 км. Их следами оказались гигантские ветвисто-полосчатые рисунки, которые долгое время оставались загадочными.
Пыльные бури и смерчи возникают главным образом во время великих противостояний, когда в южном полушарии лето приходится на период прохождения Марса через ближайшую к Солнцу точку орбиты планеты (перигелий).
Очень урожайными на смерчи оказались снимки поверхности Марса, сделанные космическим аппаратом Mars Global Surveyor, который на орбите планеты находится с 1997 года.
Одни смерчи оставляют следы, сметая или засасывая рыхлый поверхностный слой тонкодисперсных частиц грунта, другие не оставляют даже "отпечатков пальцев", третьи, неистовствуя, рисуют замысловатые фигуры, за что их нарекли пылевыми дьяволами. Вихри работают, как правило, в одиночку, но и от групповых "представлений" не отказываются.
Особенности рельефа
Наверное, всем, кто, вооружившись мощным телескопом, впервые взглянул на Марс, поверхность планеты сразу напомнила лунный ландшафт, и во многих областях это действительно так, но все-таки геоморфология Марса своеобразна и неповторима.
Региональные особенности рельефа планеты обусловлены асимметрией ее поверхности. Преобладающие равнинные поверхности северного полушария ниже условно нулевого уровня на 2–3 км, а в южном полушарии осложненная кратерами, долинами, каньонами, впадинами и холмами поверхность на 3–4 км выше базового уровня. Переходная зона между двумя полушариями шириной 100–500 км морфологически выражена сильно эродированным гигантским уступом высотой почти 2 км, охватывающим почти 2/3 планеты по окружности и трассируемым системой разломов.
Преобладающие формы рельефа, характеризующие поверхность Марса, представлены испещренными кратерами различного генезиса, возвышенностями и впадинами, ударными структурами круговых депрессий (многокольцевые бассейны), линейно вытянутыми возвышенностями (грядами) и крутосклонными котловинами неправильной формы.
Широко распространены плосковершинные поднятия с обрывистыми краями (столовые горы), обширные плоские кратеры (щитовые вулканы) с эродированными склонами, извилистые долины с притоками и рукавами, выровненные возвышенности (плато) и области беспорядочно перемежающихся каньонообразных долин (лабиринты).
Характерными для Марса являются и провальные депрессии с хаотическим и бесформенным рельефом, протяженные, сложно построенные ступени (сбросы), серии субпараллельных гряд и борозд, а также обширные равнины вполне "земного" облика.
Кольцевые кратерные бассейны и крупные (более 15 км в поперечнике) кратеры являются определяющими морфологическими структурами для большей части южного полушария.
Самые высокие регионы планеты с именами Фарсида и Элизий находятся в северном полушарии и представляют огромные вулканические нагорья. Плато Фарсида, возвышаясь над равнинным окружением почти на 6 км, протягивается по долготе на 4000 км и на 3000 км простирается по широте. На плато расположены 4 гигантских вулкана высотой от 6,8 км (гора Альба) до 21,2 км (г. Олимп, диаметр 540 км). Вершины гор (вулканов) Павлина/Павонис (Pavonis), Аскрийская (Ascraeus) и Арсия (Arsia) находятся на высоте 14, 18 и 19 км соответственно. Гора Альба стоит особняком к северо-западу от строгого ряда остальных вулканов и представляет собой щитовую вулканическую структуру диаметром около 1500 км. Вулкан Олимп (Olympus) - самая высокая гора не только на Марсе, но и во всей Солнечной системе.
С востока и запада к провинции Фарсида примыкают две обширные меридиональные низменности. Отметки поверхности западной равнины с именем Амазония близки к нулевому уровню планеты, а самые низкие участки восточной депрессии (равнина Хриса) ниже нулевого уровня на 2–3 км.
В экваториальной области Марса расположено второе по величине вулканическое нагорье Элизий размером около 1500 км в поперечнике. Плато воздымается над основанием на 4–5 км и несет на себе три вулкана (собственно гора Элизий, купол Альбор и гора Гекаты). Самая высокая гора Элизий выросла до 14 км.
К востоку от плато Фарсида в приэкваториальной области протянулась гигантская по масштабам Марса (почти на 5 км) рифтообразная система долин (каньонов) Маринер, превышающая по длине один из крупнейших на земле Большой Каньон почти в 10 раз, и в 7 раз шире и глубже. Ширина долин в среднем составляет 100 км, а почти отвесные уступы их бортов достигают высоты 2 км. Линейность структур указывает на их тектоническое происхождение.
В пределах возвышенностей южного полушария, где поверхность Марса просто усеяна кратерами, расположены самые крупные на планете кругообразные ударные депрессии с именами Аргир (около 1500 км) и Эллада (2300 км).
Равнина Эллада глубже всех впадин планеты (почти 7000 м ниже среднего уровня), а превышение равнины Аргир по отношению к уровню окружающей возвышенности составляет 5,2 км. Аналогичная округлая низменность, равнина Исиды (1100 км в поперечнике), расположена в приэкваториальной области восточного полушария планеты и на севере примыкает к равнине Элизий.
На Марсе известно еще около 40 подобных многокольцевых бассейнов, но размером поменьше.
В северном полушарии расположена самая крупная на планете низменность (Северная равнина), окаймляющая полярную область. Отметки равнины находятся ниже нулевого уровня поверхности планеты.
Эоловые ландшафты
Трудно было бы в нескольких словах охарактеризовать поверхность Земли, имея в виду планету в целом, а вот получить представление о том, какая поверхность у Марса, можно, если просто назвать ее безжизненной и сухой, красновато-бурой, каменисто-песчаной пустыней, потому что расчлененный рельеф планеты сглажен рыхлыми наносными отложениями.
Эоловые ландшафты, сложенные песчано-тонкоалевритовым с пылью материалом и сформированные в результате ветровой деятельности, покрывают практически всю планету. Это обычные (как на земле) барханы (поперечные, продольные и диагональные) размером от первых сотен метров до 10 км, а также слоистые эолово-гляциальные отложения полярных шапок. Особый рельеф, "созданный Эолом", приурочен к замкнутым структурам – днищам крупных каньонов и кратеров.
Морфологическая деятельность ветра, определяющая своеобразные особенности поверхности Марса, проявилась и в интенсивной эрозии (дефляции), которая привела к образованию характерных, "гравированных" поверхностей с ячеистыми и линейными структурами.
Слоистые эолово-гляциальные образования, сложенные смешанным с осадками льдом, покрывают полярные шапки планеты. Их мощность оценивается в несколько км.
Геологическая характеристика поверхности
По одной из существующих гипотез современного состава и геологического строения Марса сначала из первичного вещества планеты выплавилось внутреннее ядро небольшого размера, состоящее главным образом из железа, никеля и серы. Затем вокруг ядра образовалась однородная по составу литосфера мощностью вместе с корой порядка 1000 км, в которой, вероятно, и сегодня продолжается активная вулканическая деятельность с выбросом на поверхность все новых порций магмы. Толщину марсианской коры оценивают в 50–100 км.
С тех пор как человек стал заглядываться на самые яркие звезды, ученых, как и всех неравнодушных к вселенским соседям людей, среди прочих загадок, прежде всего интересовало, какая поверхность у Марса.
Почти вся планета покрыта слоем буровато-желтовато-красной пыли с примесью тонкоалевритового и песчаного материала. Основными компонентами рыхлого грунта являются силикаты с большой примесью оксидов железа, придающих поверхности красноватый оттенок.
По результатам многочисленных исследований, выполненных космическими аппаратами, колебания элементного состава рыхлых отложений поверхностного слоя планеты не столь значительны, чтобы предположить большое разнообразие минерального состава горных пород, слагающих марсианскую кору.
Установленные в почве средние содержания кремния (21%), железа (12,7%), магния (5%), кальция (4%), алюминия (3%), серы (3,1%), а также калия и хлора (<1%) указывали на то, что основу рыхлых отложений поверхности составляют продукты разрушения изверженных и вулканогенных пород основного состава, близких к базальтам земли. Поначалу ученые усомнились в существенной дифференцированности каменной оболочки планеты по минеральному составу, однако проведенные в рамках проекта Mars Exploration Rover (США) исследования коренных пород Марса привели к сенсационному открытию аналогов земных андезитов (пород среднего состава).
Это открытие, подтвержденное позже многочисленными находками аналогичных пород, позволило судить о том, что Марс, как и Земля, может обладать дифференцированной корой, чему свидетельствую существенные содержания алюминия, кремния и калия.
На основании огромного числа снимков, выполненных космическими аппаратами и позволившими судить, из чего состоит поверхность Марса, помимо изверженных и вулканогенных пород, на планете очевидно присутствие вулканогенно-осадочных пород и осадочных отложений, которые узнаются по характерной плитчатой отдельности и слоистости фрагментов обнажений.
Характер слоистости пород может свидетельствовать об их образовании в морях и озерах. Области осадочных пород зафиксированы во многих местах планеты и чаще всего они встречаются в обширных кратерах.
Ученые не исключают и "сухое" образование осадков их марсианской пыли с дальнейшей их литификацией (окаменением).
Мерзлотные образования
Особое место в морфологии поверхности Марса занимают мерзлотные образования, большинство из которых проявились на разных этапах геологической истории планеты в результате тектонических подвижек и влияния экзогенных факторов.
На основании изучения большого количества космических снимков ученые единодушно пришли к выводу, что в формировании облика Марса наряду с вулканической активностью значительная роль принадлежит воде. Извержения вулканов приводили к растапливанию ледяного покрова, что, в свою очередь, служило развитию водной эрозии, следы которой видны и сегодня.
О том, что мерзлота на Марсе сформировалась уже на самых ранних этапах геологической истории планеты, свидетельствуют не только полярные шапки, но и специфические формы рельефа, сходные с ландшафтом в зонах вечной мерзлоты на Земле.
Вихреобразные образования, каковыми выглядят на космических снимках слоистые отложения в полярных областях планеты, вблизи представляют собой систему террас, уступов и депрессий, образующих самые разнообразные формы.
Отложения полярных шапок мощностью в несколько километров состоят из слоев углекислотного и водного льда, смешанного с илистым и тонкоалевритовым материалом.
С процессом разрушения криогенных толщ связаны провально-просадочные формы рельефа, характерные для экваториальной зоны Марса.
Вода на Марсе
На большей части поверхности Марса вода не может существовать в жидком состоянии из-за низкого давления, но в некоторых районных суммарной площадью около 30 % площади планеты специалисты НАСА допускают наличие жидкой воды.
Достоверно установленные в настоящее время запасы воды на Красной планете сосредоточены главным образом в приповерхностном слое вечной мерзлоты (криосфере) мощностью до многих сотен метров.
Ученые не исключают существование реликтовых озер жидкой воды и под толщами полярных шапок. Исходя из расчетного объема криолитосферы Марса, запасы воды (льда) оцениваются примерно в 77 млн км³, а если учесть вероятный объем оттаявших пород, эта цифра может уменьшиться до 54 млн км³.
Кроме того, существует мнение, что под криолитосферой могут находиться пласты с колоссальными запасами соленых вод.
Множество фактов говорит о наличии воды на поверхности планеты в прошлом. Главными свидетелями выступают минералы, образование которых подразумевает участие воды. В первую очередь это гематит, глинистые минералы и сульфаты.
Марсианские облака
Общее количество воды в атмосфере "иссушенной" планеты более чем в 100 млн раз меньше, чем на Земле, и тем не менее поверхность Марса бывает покрыта пусть редкими и невзрачными, но настоящими и даже голубоватыми облаками, правда, состоящими из ледяной пыли. Облачность формируется в широком диапазоне высот от 10 до 100 км и сосредотачивается преимущественно в экваториальном поясе, редко поднимаясь выше 30 км.
Ледяные туманы и облака распространены и вблизи полярных шапок зимой (полярная мгла), но здесь они могут "опускаться" ниже 10 км.
Облака могу окрашиваться в бледный розоватый цвет, когда ледяные частички смешиваются с пылью, поднятой с поверхности.
Зафиксированы облака самых разнообразных форм, в том числе волнистые, полосатые и перистые.
Марсианский пейзаж с высоты человеческого роста
Впервые увидеть, как выглядит поверхность Марса с высоты рослого человека (2,1 м) позволила вооруженная камерой "рука" марсохода curiosity в 2012 году. Перед изумленным взглядом робота предстала "песчаная", щебнисто-гравелистая равнина, усеянная мелкими булыжниками, с редкими плоскими обнажениями, возможно, коренных, вулканических пород.
Унылую и однообразную картину по одну сторону оживляла холмистая гряда кромки кратера Гейла, а по другую - пологосклонная громада горы Шарпа высотой 5,5 км, которая и являлась объектом охоты космического аппарата.
Намечая маршрут следования по днищу кратера, авторы проекта, видимо, и не подозревали, что поверхность Марса, снятая марсоходом Curiosity, будет столь разнообразной и неоднородной, вопреки ожиданию увидеть только унылую и монотонную пустыню.
На пути следования к горе Шарп роботу пришлось преодолевать трещиноватые, плитчатые плоские поверхности, пологие ступенчатые склоны вулканогенно-осадочных (судя по слоистой текстуре на сколах) пород, а также глыбовые развалы темных голубоватых вулканитов с ячеистой поверхностью.
Аппарат по ходу обстреливал "указанные сверху" цели (булыжники) лазерными импульсами и бурил маленькие скважины (до 7 см в глубину) для изучения вещественного состава образцов. Анализ полученного материала, помимо содержаний породообразующих элементов, характерных для пород основного состава (базальтов), показал наличие соединений серы, азота, углерода, хлора, метана, водорода и фосфора, то есть "компонентов жизни".
Кроме того, были найдены глинистые минералы, образованные в присутствии воды с нейтральным показателем кислотности и небольшой концентрацией солей.
На основании этих сведений в совокупности с ранее полученной информацией ученые склонились к выводу, что миллиарды лет назад на поверхности Марса была жидкая вода, а плотность атмосферы значительно выше современной.
Утренняя звезда Марса
С тех пор как в мае 2003 г. мир облетел снимок голубого полумесяца Земли, сделанный космическим аппаратом Mars Global Surveyor с орбиты Красной планеты на расстояния 139 млн км, многим представляется, что именно так и выглядит Земля с поверхности Марса.
Но на самом деле, наша планета смотрится оттуда приблизительно так, как мы видим Венеру в утренние и вечерние часы, только светящаяся в буроватой черноте марсианского неба одинокая (если не считать слабо различимую Луну) маленькая точка немного ярче Венеры.
Первый снимок Земли с поверхности был выполнен в предрассветный час с борта марсохода Spirit в марте 2004 года, а космическому аппарату Curiosity Земля "под руку с Луной" позировала в 2012 г. и получилась еще "краше", чем в первый раз.
