Главная >> Астрономия. 11 класс. Воронцов-Вельяминов

 

 

 

 

§ 18. Планеты земной группы

 

4. Марс

Интерес к Марсу в значительной степени всегда был связан с надеждой обнаружить на этой планете жизнь, а может быть, и разумных обитателей.

Во время противостояний даже в небольшой телескоп на Марсе можно заметить белые полярные шапки, а также тёмные пятна (моря) на общем оранжево-красном фоне материков. Период обращения Марса вокруг оси (24 ч 37 мин) лишь немного отличается от земных суток. Наклон оси вращения планеты к плоскости орбиты (65°) также близок к земному. Происходящие вследствие этого сезонные изменения на поверхности Марса нередко рассматривались как аналог явлении, наблюдаемых в растительном мире нашей планеты, и доказательство наличия жизни.

Благодаря изучению Марса аппаратами, ставшими его искусственными спутниками, выяснилось, что северное и южное полушария планеты резко отличаются одно от другого: более древние возвышенные материки расположены в южном полушарии, более молодые равнины — в северном. Разница высот между ними достигает 6 км. Наряду с многочисленными кратерами метеоритного происхождения на Марсе обнаружены гигантские вулканические конусы, образованные в результате излиянии текучей лавы. Среди них выделяется гора Олимп высотой 27 км, диаметр основания достигает 550 км, а диаметр кратера около 60 км (см. рис. 2 на цветной вклейке V). Сосредоточены вулканы в двух районах — Элизиум и Фарсида. Считается, что деятельность этих вулканов прекратилась не более чем несколько сот миллионов лет тому назад после того, как значительно увеличилась толщина марсианской коры, которая теперь составляет 70—100 км. Сейсмическая активность Марса мала. Приборы, доставленные на его поверхность, регистрируют лишь сотрясения, которые вызваны падениями метеоритов.

Не только вулканы, но и многие другие формы рельефа Марса являются следствием активных процессов в коре планеты, происходивших в прошлом, — горные цепи, системы трещин коры и огромные каньоны. Наиболее крупный из них — Долина Маринера — имеет длину около 4000 км, ширину до 200 км, а глубина достигает 5 км. На склонах видны осыпи и другие следы атмосферной эрозии (см. рис. 1 на цветной вклейке V). Многие метеоритные кратеры также подверглись разрушительному воздействию атмосферы, они нередко заполнены песчаными дюнами.

На панорамах поверхности, полученных в районах посадки космических аппаратов, она предстаёт перед нами как каменистая пустыня (см. цветную вклейку VI). Исследования химического состава марсианского грунта, которые проведены автоматическими станциями «Викинг», показали высокое содержание в этих породах кремния (до 20%), железа (до 14%). Красноватая окраска поверхности Марса, как и предполагалось, объясняется присутствием оксидов железа в виде такого известного на Земле минерала, как лимонит.

Из всех планет Марс более всего похож на Землю по характеру процессов, происходящих в атмосфере. Но природные условия на Марсе весьма суровы: средняя температура на его поверхности —60 °С и крайне редко бывает положительной. На полюсах температура падает до —150 °С, при этом замерзает не только вода, но и углекислый газ, превращаясь в «сухой лёд». Полярные шапки Марса состоят из нескольких слоев. Основным из них является нижнии слои толщиной несколько километров, который состоит из обычного водяного льда, смешанного с пылью. Этот слой существует постоянно и не исчезает даже в период марсианского лета. В отличие от него, верхний слои толщиной не более 1 м, состоящий из «сухого льда» С02 — оксида углерода (IV), с повышением температуры практически полностью испаряется. Выделяющиися при этом углекислый газ повышает атмосферное давление. Перепад давления создаёт условия для сильных ветров, скорость которых может достигать 70 км/ч, и возникновения пылевых бурь. Их длительность может составлять 50—100 суток. При этом в атмосферу поднимается порядка миллиона тонн пыли, удерживаясь во взвешенном состоянии на высоте порядка Ю км. Во время пылевых бурь резко меняется климатическая обстановка на всей планете.

Воды в атмосфере Марса мало, но при низком атмосферном давлении и низких температурах даже такого количества достаточно для образования ледяных облаков и туманов. Среди различных видов этих облаков встречаются похожие на земные (например, перистые), но все они по сравнению с облачными покровами Земли выглядят значительно скромнее. Туманы наблюдаются в низменных районах Марса в холодное время суток. В зимние месяцы даже вблизи экватора на поверхности может появляться тонкий слои инея. А тонкий слои полярной шапки из сухого льда распространяется до широты 50°.

Окончание >>>

 

 

Рейтинг@Mail.ru