Женщины. Космос. Вселенная.

Марс

Главная
Вселенная
Солнечная система
Созвездия
Животные в космосе
Космонавты
Ссылки
Автор

Поверхность

Основные параметры твёрдого тела Марса были установлены на основании наблюдений с Земли и позже скорректированы по данным космических аппаратов. Оказалось, что радиус Марса в плоскости экватора составляет 3396 км и почти на 20 км превышает полярный радиус планеты (3376,4 км). Таким образом средний радиус Марса равен 3386 км, вдвое уступая среднему земному. Площадь поверхности Марса на основании вычислений оказалась равна 145 млн. км2.

Зная радиус Марса, площадь его поверхности и внутренний состав были вычислены масса планеты – 6,42•1023 кг (т.е. 0,108 массы Земли) и её средняя плотность – 3,93 г/см3. Средняя плотность планеты Марс свидетельствует о широком распространении силикатов имеющих плотности от 2700 до 4500 кг на кубический метр.

Поверхность Марса очень неоднородна: здесь есть горы и равнины, вулканические и метеоритные кратеры, древние речные долины и обширные котловины, когда-то в прошлом занятые морями. Много на планете следов бурной тектонической деятельности: размолов, каньонов, хребтов.

Горы на Марсе сосредоточены в пределах нескольких районов, крупнейшим из которых является вулканическое нагорье Тарсис (Фарсида), лежащий вблизи экватора. Его площадь около 30 млн. км2 (занимает до 20% от площади всей планеты), наибольший поперечник равен 4000 км. Средние высоты в пределах нагорья составляют 7-10 км, но отдельные вулканические конусы вздымаются на гораздо большую высоту. Это гора Арсия, гора Павлина и гора Аскрийская.

Первая из них – это огромный вулкан с диаметром основания 435 км и высотой 19 км. У вулкана Арсия самая большая кальдера среди всех вулканов Солнечной системы, протяжённость в 110 км. Гора Павлина лежит к северу от Арсии. Высота её 14 км над средним уровнем марсианской поверхности. Самой северной из 3-х вершин является гора Аскрийская, являющаяся третьим по высоте вулканом и горой Марса: 18 км над поверхностью планеты. Диаметр основания вулкана – 460 км. Кальдера вулкана образовалась в результате нескольких сильных вулканических взрывов и довольно глубока.

Все 3 вулкана нагорья Тарсис известны также как горы Фарсида, протянувшиеся с северо-востока на юго-запад.

Гора Олимп снятая станцией «Викинг-1». Credit: NASA

К северо-западу от нагорья во впадине Фарсида находится четвёртый из величайших марсианских вулканов – гора Олимп. Олимп не зря получил имя в честь одноимённой горы в Греции, на которой согласно мифам жили боги во главе с Зевсом, ведь является самой высокой горой в Солнечной системе, высшая точка которой лежит на высоте в 27 км по отношению к основанию и 25 км по отношению к среднему уровню марсианской поверхности. Диаметр основания вулкана равен 540 км, средний уклон склонов от 2° до 5°. Из-за гигантских размеров и небольшой крутизны склонов вулкан невозможно полностью увидеть с поверхности Марса. Вершину вулкана венчает огромная кальдера размерами 85 на 60 км и глубиной, благодаря наличию целых шести перекрывающихся кратеров, в 3 км. По краям вулкана обнаружены гигантские обрывы высотой до 7 км, которые как бы ограничивают его от окружающей местности, покрытой сетью небольших горных хребтов – Ореола Олимпа.

Ещё одним вулканом провинции Фарсида (включает одноимённые нагорье и впадину) является уникальный щитовой вулкан Альба, лежащий к северу от гор Фарсида. Вулкан Альба значительно уступает горе Олимпу по высоте – всего 6,8 км над поверхностью, но зато диаметр его основания в 2000 км более чем в 3 раза превосходит диаметр основания самого высокого вулкана Солнечной системы. Склоны вулкана содержат сотни тонких протоков, протяжённостью свыше сотни километров и шириной до 300 метров, сформированных очень жидкой лавой. Рядом с вершиной вулкана расположена двойная кальдера со следами как минимум 5 извержений.

Вторым вулканическим регионом планеты Марс является нагорье Элизиум, лежащее в нескольких тысячах километрах от провинции Фарсида. Нагорье имеет размеры 2400 на 1700 км и среднюю высоту над поверхностью в 5 км. В пределах Элизиума известны 3 крупных вулкана: патера Альбор, купол Гекаты и гора Элизиум. Первый из них – Альбор, представляет собой невысокий вулканический купол с поперечником основания около 155 км, увенчанный кальдерой размерами 35 на 30 км. В 850 км к северу от Альбора расположен вулканический конус Гекаты. Размеры конуса: диаметр основания в среднем 170 км, высота 6 км над марсианской поверхностью. Кальдера на вершине имеет размеры 11,3 на 9,1 км. Примерно посередине между Альбором и Гекатами расположен самый крупный вулкан Элизиума – гора Элизиум. Диаметр основания этого вулкана превышает полтысячи километров, высота над окружающей местностью – 9 км, над средним уровнем марсианской поверхности – 14 км. Вулкан увенчан кальдерой диаметром 14,1 км.

Большинство вулканов на Марсе, особенно самые крупные, напоминают щитовые вулканы Гавайских островов на Земле. У обоих групп вулканов характер извержений – эффузивный, отличающийся спокойным, длительным излиянием жидких базальтовых лав из кальдеры. Правда, размеры марсианских вулканов в десятки раз превосходят размеры самых крупных гавайских. Связано данное обстоятельство по-видимому с тем, что очаги магмы, питающие марсианские вулканы, сотни миллионов лет остаются неподвижными относительно поверхности, ведь на Марсе в отличии от Земли не обнаружено литосферных плит, движение которых в районах современного земного вулканизма приводит к постепенному ослаблению и затем и вовсе прекращению вулканической деятельности старых вулканических конусов и формированию новых. В результате разгоряченные глубинные породы, плотность которых с ростом температур понижается, поднимаются вверх, как бы приподнимая поверхность планеты. Поверхностные же породы с более низкой температурой опускаются вниз, образуя протяжённые разломы. Кроме того не исключено, что излияние лав на Марсе происходило гораздо более длительное время и было очень интенсивным. Формирование вулканов завершилось несколько сотен миллионов лет назад.

Патера Аполлинарис. Credit: Malin Space Science Systems, MGS, JPL, NASA

Наравне с эффузивным характером вулканических извержений на Марсе на планете есть вулканы и другого типа – взрывного. Подобный характер извержения наблюдается у древнейших сохранившихся на красной планете вулканов – патеры Тиррения и патеры Хадриака, лежащих на северо-восточном краю обширного бассейна Хеллас в южном полушарии планеты. Высота вулканов над уровнем поверхности невелика (около 2 км), склоны сильно эродированы и испещрены многочисленными широкими каналами, а также кратерами. Данная особенность говорит во-первых – о древности вулканических конусов (полагают, что им не менее 3,5 млрд. лет), во-вторых – о сложении вулканов пирокластическими слоями пепла. На юго-восточной окраине вулкана Хадриака имеется крупный канал, по которому во время извержений извергались основные массы лавы.

Взрывные извержения были характерны и для другого марсианского вулкана – Аполлинариса, лежащего к юго-востоку от нагорья Элизиум. Диаметр основания вулкана 296 км, а наибольшая высота над поверхностью всего 5 км. Вершина вулкана увенчана плоской кальдерой – патерой Аполлинарис. На взрывные извержения указывают врезанные долины и оползни на склонах вулкана, имеющие взрывное происхождение и высокое содержание вулканического пепла. На более поздних этапах развития Аполлинариса извержения стали носить эффузивный характер.

Надо сказать, что словом "патера" на Марсе обозначаются все невысокие сильно разрушенные горные купола вершины которых венчают неправильные вулканические кальдеры, имеющие рваные неровные края. В частности самый большой по занимаемой площади марсианский вулкан – Альба до 2007 года носил официальное название патера Альба. Сегодня же данное название применяется только для его центральной депрессии.

Патеры расположены во многих местах планеты, но особенно много их в пределах вулканических нагорий. В частности в пределах нагорья Фарсида расположены сразу 6 патер: на северо-востоке это вулканические купола Керавнский и Урана, а также патера Урана; в западной его части – патеры Библиды и Улисса; и купол Фарсиды на востоке. На нагорье Элизиум и в его окрестностях патер меньше: Аполлинарис, Альбор и Оркус. Последняя представляет собой обширную, вытянутую в направлении северо-северо-восток – юго-юго-запад равнину. Дно патеры, расположено на полкилометра ниже уровня окружающей её местности и ограничено внешним ободом высотой до 1800 метров. Обод пересечён многочисленными грабенами и разломами, имеющими направление запад-восток и являющимися доказательством активных тектонических движений. В настоящее время Оркус считается древним ударным кратером, возникшим при столкновении с планетой под очень малым углом метеорита, значительная часть которого заполнена вулканическими отложениями.

С тектонической деятельностью на Марсе также связывают образование многочисленных разломов, каньонов и грабенов на поверхности планеты.

Лабиринт Ночи. Снимок Mars Reconnaissance Orbiter. Credit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

В частности к юго-востоку от горы Павлина лежит целый лабиринт из пересечённых в разных направлениях каньонов, известных под общим названием Лабиринт Ночи. Каньоны проходят между многочисленными блоками, состоящими из однородного древнего материала. В верхней части блоки сильно разрушены и покрыты многочисленными трещинами. Порода, слагающая верхнюю часть блоков имеет явное вулканическое происхождение и формировалась в течении 2 периодов времени: более старшие вершины отличаются сильно кратеризованной поверхностью и более прочным слагаемым материалом, в то время как более молодые имеют более гладкую поверхность со значительно меньшим количеством метеоритных кратеров и сложены вулканическим материалом, связанным с извержениями вулканов нагорья Фарсида. Поверхность между блоков также разнородная: местами гладкая, а местами неровная и грубая. Полагают, что гладкая поверхность сформирована подобно земным речным наносам, т.е. текущей водой, либо же жидкой двуокисью углерода. Возможно гладкие участки поверхности образуются в результате ветряных наносов. Грубая поверхность образовалась в результате разрушения стен каньонов под действием ветра.

На востоке Лабиринт Ночи сливается с каньонами Ио и Титона, расположенными параллельно друг другу. Каньон Титона лежит севернее, Ио – южнее. У южной стены Ио тянутся горы Герьон, а от самой стены на юг тянутся узкие короткие долины (подобные долины, тянущиеся на север найдены и от северной стены). Дно каньона Ио заполнено обломочным материалом его стенок, не содержит кратеров и каких-либо следов эрозии. Дно каньона Титона гладкое и вероятно сформировано деятельностью ветра. Пространство между каньонами состоит из молодого, сложенного вулканическим материалом плато.

Восточнее лежит группа из 3 каньонов: Меласа, являющегося продолжением Ио, Кандора – продолжения Титона и Офира – овала внутри каньона Кандор. Все 3 каньона соединяются между собой. Дно каньона Мелас покрыто вулканическим материалом и продуктами разрушения боковых стен, обработанных ветром. В месте соединения Меласа и лежащего севернее Кандора поверхность покрыта многочисленными бороздами, оставленными при движении жидкости или льда. Встречаются также следы ветровой эрозии. Необходимо отметить, что в центральной части Меласа находится самая глубокая точка на Марсе, лежащая на 11 км ниже поверхности окружающих каньон вулканических плато.

Следующим большим каньоном Марса является Копрат – продолжение каньона Мелас. На склонах каньона обнаружены отчётливые слоистые отложения, имеющие либо осадочное, либо вулканическое происхождение. По мнению некоторых учёных каньон является одним из наиболее подходящих мест на Марсе для поиска следов жизнедеятельности организмов. В восточной части дно каньона имеет следы ветрового воздействия.

На востоке каньон Копрат переходит в каньон Эос, от которого отходят 2 ответвления: каньон Капри на юге и каньон Ганг на севере. В западной части каньон Эос состоит из разрушенного материала, имеющего вулканическое происхождение, позже подвергнутого ветровому воздействию. В восточной части на дне каньона прослеживаются многочисленные полосы и бороздки, образованные по-видимому текущей жидкостью. Дно каньона Капри, вытянутого с юго-запада на северо-восток, сложено аллювиальными отложениями, образованными в результате разрушения стен каньона. Точно такое же дно и у каньона Ганга.

Простираясь сначала на восток, а затем поворачивая на северо-восток каньон Эос переходит в равнину Хриса, по пути минуя т.н. хаосы – области с хаотическим рельефом: сначала хаос Эос, расположенный в южной части одноименного каньона, затем хаос Сияний и хаос Гиодраот.

Все каньоны, рассмотренные выше являются частью огромной системы – долины Маринер. Протяжённость долины свыше 4500 км, ширина в центральной части – несколько сотен километров. Долина Маринера является самым большим каньонов в пределах Солнечной системы.

Долина Маринер. Снимок орбитального аппарата «Марс Одиссей». Credit: NASA/JPL-Caltech

Формирование долины Маринера вызвано тектоническими движениями, связанными вероятно с формированием нагорья Тарсис. Во многих местах каньона (особенно в восточной его половине) также найдены многочисленные бороздки, округлые холмы, сформированные из раздробленных горных пород.

Марсианские каналы Тиу (слева) и Арес (справа). Credit: NASA/JPL-Caltech/ASU

А в месте слияния каньона с равниной Хриса и на самой равнине обнаружены целые каналы, сформированные вероятнее всего бурными водными потоками. Некоторые из каналов, например, Арес, настолько огромны, что для того чтобы их сформировать потребовались бы миллионы кубометров воды. Полагают, что формирование каналов происходило в геологически короткие промежутки времени в результате наводнений, когда огромные массы воды прорывались через ледниковые плотины. Подобным образом формировалась местность в восточной части штата Вашингтон, где при прорыве ледниковой дамбы талыми водами озера Миссула неоднократно происходили катастрофические наводнения.

Каналы являются специфической чертой марсианской поверхности, на других планетах Солнечной системы их нет. Сформированы каналы текущей водой и напоминают речные долины с характерными отложениями и структурой. Возраст каналов оценивается в 4 млрд. лет, но некоторые из каналов, например, уже упомянутый Арес, сформировались гораздо позже. Возраст каналов можно определить по их внешнему виду: древние каналы выглядят тонкими вьющимися протоками с многочисленными притоками (наглядный пример – канал Ниргал), молодые – крупные, широкие с редкими притоками (примером является канал Тиу). Т.е. древние каналы формировались во времена, когда климат на Марсе был более тёплым и влажным, а по поверхности планеты текли многочисленные реки, следы которых мы сейчас и наблюдаем. Молодые же каналы сформировались в результате коротких наводнений в результате излияний подземных вод, когда Марс уже представлял из себя холодную безводную пустыню...

Если рассматривать карту Марса можно заметить, что уровень поверхности в северном полушарии планеты на 3-4 км ниже чем южном, что сказывается на характере местности разных полушарий: в северном прослеживаются обширные сравнительно молодые вулканические равнины, в то время как в южном значительные площади занимают древние плоскогорья покрытые значительным количеством метеоритных кратеров. Разную мощность имеет и марсианская кора: от 32 до 58 км. Данная аномалия известна как большая дихотомия коры. С чем связана подобная аномалия в распределении вещества на поверхности Марса до конца не известно, но уже выдвинуто 2 теории: экзогенная и эндогенная. Первая из них рассматривает в качестве причины аномалии падение на поверхность Марса крупного астероида. Вторая связывает неравномерное распределение вещества с мантийными процессами, в результате которых древние тектонические плиты двигались в направлении с севера на юг. Но в любом случае возраст марсианской коры в обоих полушариях одинаковый и равняется миллиардам лет, что затрудняет окончательное заключение о причинах аномалии.

Значительную часть северного полушария занимает Великая Северная равнина, на юге переходящая в менее крупные и более возвышенные (в направлении с запада на восток, начиная от нулевого меридиана): равнину Утопия – погребённый под толщами пород метеоритный кратер, на юге граничащий с древним ударным кратером – равниной Исиды и равниной Элизиум, равнины Аркадия и Амазония (с севера на юг), Ацидалийскую равнину, на юге переходящую в равнину Хриса. Во многих местах равнины пересечены горами, представляющими собой сравнительно невысокие протяжённые горные кряжи.

Равнины покрытыми древними изверженными породами, в некоторых местах видны даже целые окаменевшие реки. Ряд учёных полагает, что вулканическая деятельность и связанный с ними парниковый эффект, могли приводить к кратковременному появлению жидкой воды в результате растапливания подземных водных льдов, и как следствие развитию жизни. Следы речных наносов широко распространены на северных равнинах, наравне со следами ветровой эрозии: многочисленными песчаными дюнами, грядами и бороздами.

Граница между северным равнинным и южным гористым полушариями резко очерчена столовыми горами высотой до 2-3 км. Проходит граница по большому кругу, наклонённому на 30° к экватору и образует склон в направлении на север.

В южном полушарии равнин всего две: Эллада и Аргир, которые имеют метеоритное происхождение.

Первая из них представляет собой обширный, диаметром 1800 км бассейн, сформированный в результате падения на планету огромного метеорита. Окружён бассейн широким, сильно разрушенным кольцом из горных массивов, вызванных подъёмом блоков марсианской коры. В пределах равнины Эллады расположена самая низкая по отношению к среднему уровню поверхности точка Марса, лежащая на 8 км ниже среднего уровня.

Равнина Аргир заметно меньше Эллады – 800 км в диаметре и окружена широким поясом гор. Горы Харит в южной части равнины часто называют ледяными, в связи с отложениями на их склонах зимой сухого льда. В некоторых местах гор видны следы движения долинных ледников и существования ледниковых щитов.

Группа кратеров на северо-западе земли Аравия. Credit: NASA/JPL/Malin Space Science Systems

В основном же в южном полушарии Марса преобладают обширные вулканические плато, с неровной, усеянной метеоритными кратерами поверхностью, что говорит о её древности и неизменности в течении сотен миллионов лет. Метеоритные кратеры усеивающие южные плато менее глубокие и более сглаженные чем кратеры на поверхности Луны, но зато более глубокие чем на кратеры на Венере. Также на Марсе намного меньше кратеров небольшого размера на Марсе относительно мало, что связано с сильной ветровой и водной эрозией, происходившей на планете в прошлом.

Марсианские кратеры весьма разнообразны: это большие кратеры с плоским дном и центральным пиком (или пиками), чашеобразные кратеры с валом и возвышенные кратеры, не подвергнутые ветровой эрозии. Последние 2 типа уникальны и более нигде в Солнечной системе не встречаются.

Плотность метеоритных кратеров на поверхности Марса сильно различается в разных областях, на основании чего учёные сделали вывод, что наиболее кратеризованные участки являются более старыми, менее кратеризованные более молодыми и, на основании имеющихся данных о степени кратерообразования, разделили геологическую историю планеты на отдельные периоды (эры). Самая древняя эра – Нойская, названная по имени горной области в южном полушарии к востоку от впадины Аргир. Возраст участков поверхности, относимых к этой эре от 4.6 до 3.8 миллиардов лет. Участки густо покрыты кратерами разных размеров, слабо подвергнутых эрозии. Следующая эра – Гесперийская, названная по имени одноименного плато, лежащего к северо-востоку от равнины Эллады. Участки поверхности, относимые к этой эре, характеризуются меньшим количеством метеоритных кратеров, большая часть которых покрыта изверженными породами, в связи с продолжающимся интенсивным вулканизмом. Последней геологической эрой является Амазонская, названная по имени равнины в северном полушарии. Метеоритных кратеров на поверхностях этого периода гораздо меньше, но вулканическая активность продолжалась. С деятельностью последней связывают образование обширных гладких вулканических равнин. Амазонская эра началась 3.55 миллиарда лет назад и продолжается до сих пор.

В заключении повествования о поверхности Марса дадим краткую картографическую информацию, о том как проводились координаты на карте Марса и по какому принципу даются географические названия деталям рельефа на ней.

Карта Марса. Составлено по снимкам станции Mars Global Surveyor. Credit: MGS MOC, NASA/JPL/MSSS

В настоящий момент наиболее подробная карта Марса составлена по результатам измерений станции Mars Global Surveyor. В качестве точки отчёта долгот на Марсе принят небольшой кратер Airy-0, лежащий на земле Аравия северного полушария. Данный кратер для определения периода вращения планеты вокруг своей оси использовали в 1830-32 годах немецкие астрономы В.Бир и Д.Мадлер. Позднее итальянский астроном Дж.В.Скиапарелли, этим же кратером обозначил начало отчёта при составлении карты планеты. Своё название кратер получил при фотографировании марсианской поверхности аппаратом «Маринер-9». Объекты на карте обозначены по следующему принципу:

Крупным марсианским кратерам даются имя учёных, внесших заметный вклад в изучение Марса: кратеры Галилей, Гершель и Гюйгенс. Более мелким кратерам даются названия населённых пунктов на Земле: кратеры Байконур, Вустер и Канск. Кратеры с размерами более 50 км называются бассейны.

Крупным долинам присвоены названия планеты Марс на разных языках: Храт (на армянском языке) и Маадим (на иврите). Исключением является лишь крупнейшая на планете система каньонов – долина Маринер.

Долины, меньшие по протяжённости называются именами земных рек: Атабаска, Висла.

Крупным деталям рельефа часто присваиваются названия разных стран или мест на Земле. Например, провинция Фарсида названа по обозначению Ирана на старинных картах, впадина Эллада – по названию Греции в старину, Ацидалийское море – по аналогии с Ацидалийским источником, где Афродита купалась вместе с грациями

Сильно кратерированные участки поверхности получили название земель: Земля Прометея, Земля Ноя и другие.

Многие названия на современной карте были предложены ещё Дж.В.Скиапарелли.

Марс

Hosted by uCoz