Сочетание всех трех методов показало хорошее согласие их между собой и позволило составить ясное представление о рельефе Марса. Оказалось, что светлая область Hellas-гигантская котловина, расположенная на 4,5 hM ниже среднего уровня поверхности, а в областях Tharsis и Claritas мы имеем, наоборот, плоскогорье высотой в 7 км. Светлые области Марса (материки) могут быть и плоскогорьями, и котловинами, тогда как темные области чаще всего располагаются в местах, где наблюдается перепад высот, т. е. на склонах. Какое значение имеет это обстоятельство для объяснения природы морей, будет выяснено ниже.
Итак, концепция "гладкого Марса" уступила место представлению о планете, обладающей сложным рельефом. Фотографии с космических кораблей еще более убедили нас в этом.
Внутреннее строение Марса
На первый взгляд может показаться, что мы вообще не можем судить о внутреннем строении Марса: у нас нет о нем даже таких косвенных сведений, какие дают нам показания сейсмографов о строении земных недр. Однако такое представление будет неправильным. Наука располагает целым набором физических сведений, которые если не определяют полностью картину внутреннего строения Марса, то во всяком случае позволяют построить ее весьма правдоподобную модель.
В самом деле, нам известны масса Марса и его средняя плотность. Далее, мы знаем скорость вращения
нечы и ее полярное сжатие. Из анализа движения естественных, а теперь и искусственных спутников Марса можно получить данные о гравитационном поле планеты.
Важнейшей характеристикой гравитационного поля является гравитационный потенциал. Численно эта величина равна работе, которую надо совершить для перемещения единичной массы, находящейся в поле тяготения планеты, из данной точки в бесконечность. Потенциал однородного шара, у которого плотность убывает с расстоянием от центра одинаково во всех направлениях, равен
Для реальных планет, форма которых значительно отличается от шарообразной, а распределение масс внутри может носить весьма сложный характер, применяется разложение гравитационного потенциала по сферическим функциям. Коэффициенты этого разложения определяются из наблюдений движения спутников планеты. Они характеризуют ее фигуру и распределение масс.
Через коэффициенты разложения потенциала определяются моменты инерции планеты. Как известно, момент инерции однородного шара относительно любой из его осей равен
Для реальной планеты главные моменты инерции не равпы друг другу, а коэффициенты перед произведениями Ма^, МЬ^ и Мс^ меньше 0,4 (а, Ь, с-полуоси эллипсоида планеты). Чем меньше эти коэффициенты (называемые безразмерными моментами инерции), тем сильнее отличается распределение масс в недрах плане гы от однородного. Так, у Земли безразмерный момент инерции относительно ее оси вращения равен 0,33.
Величина ff=(C-А)/С называется динамическим сжатием планеты, в отличие от ее оптического сжатия, определяемого отношением геометрических полуосей эллипсоида. Динамическое сжатие Марса, полученное по данным "Маринера-9" (стр. 12), равно 0,0052, в хорошем согласии с более ранними определениями по движению
спутника Марса Фобоса. Оптическое сжатие планеты больше и достигает 0,0074.
Отличие фигуры Марса от эквипотенциальной поверхности (поверхности равного давления) должно приводить к систематическому "перетеканию" атмосферных масс с экватора на полюсы. К чему это может привести, мы увидим дальше.
Безразмерный момент инерции Марса, определенный по его динамическому сжатию, равен 0,375. Иначе говоря, Марс по своему внутреннему строению ближе к однородному шару, чем Земля. Это значит, что ядро Марса не должно быть столь большим, как земное, и составляет меньшую долю его массы (на долю земного ядра приходится 32% массы Земли). О том же говорит средняя плотность Марса: 3,89 г/см^, почти в 1,5 раза меньше средней плотности Земли.
Помимо динамических данных в распоряжении ученых есть и некоторые геохимические данные. Так, обнаружение спектральными методами в атмосферной пыли 50% кремнезема (8102) указывает на то, что на поверхности Марса преобладают легкие кислые породы, которые были в свое время выплавлены и поднялись наверх в ходе расплавления, а затем химической дифференциации марсианских недр. С учетом всего этого можно, опираясь на теорию внутреннего строения планет, построить модель Марса. Эта работа была выполнена советской исследовательницей С. В. Козловской.
В ее модели принято, что в кору Марса было выплавлено 50% всего легкого сиалического материала, содержащегося в недрах планеты (сиаль-породы; содер .ащие окислы кремния и алюминия, например полевой шпат). Поэтому толщина коры была принята равной 100 км. В ней сосредоточено около 7% всей массы планеты.
На долю железного ядра Марса, как показывает безразмерный момент инерции, может приходиться не более 5% массы планеты. Это определяет радиус ядра960 км.
Остальное вещество недр Марса сосредоточено в его мантии (оболочке, окружающей ядро). Ее главной компонентой является, по-видимому, оливин - тяжелая порода, содержащая ортосиликаты магния (MgzSiO-i, форстерит) и железа (Fe^SiO^, файялит). При этом доля
"файялита должна быть на 15-20% больше, чем в земной мантии, чтобы объяснить "утяжеление" марсианской мантии за счет железа, не выплавившегося в ядро пла;неты. Средняя плотность вещества мантии Марса по этой .модели 3,55 г^cм"', тогда как у Земли она равна 3,3 гlcм"Х.
Американский геофизик Д. Андерсон сделал другое предположение: он считает, что в ядре Марса
Хствует не только никелистое железо, но и сернистое же.лезо, например троилит FeS-минерал, часто встречающийся в метеоритах и более легкий, чем чистое железо я никель. Относительные пропорции железа, никеля,
Хсеры и кремния в ядре зависят от условий формирова.ния Марса, в частности от температуры. Условие фазового равновесия в системе Fe-FeS показывает, что тем;пература недр Марса при образовании ядра превышала 1000°. Предполагая, что содержание железа, никеля и
Хсеры в веществе Марса такое же, как в большинстве каменных метеоритов, Д. Андерсон получил такие результаты. Ядро составляет 12% массы Марса, а его радиус равен 1500 км. Оно содержит 63% железа, никеля, серы, входящих в состав вещества планеты. Общая доля соДдержания железа на Марсе 25%, тогда как на Земле, ^на равна, по Б. Мейсону, 38,8%.
ЧАСТЬ II КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ МАРСА
Кратеры и каньоны на Марсе
В июле 1965 г. американская космическая станция "Маринер-4" прошла от Марса на минимальном расстоянии 12 тыс. км и передала на Землю 22 снимка поверхности планеты. С первого же взгляда на этих снимках удалось различить десятки кратеров, напоминающих лунные. При первом обзоре их было обнаружено 70, затем число их возросло до 110, а после улучшения изображений путем контрастирования и устранения дефектов даже до 300.
Кратеры Марса во многом напоминали лунные: почти тот же диапазон размеров (от 3 до 120 км), те же формы. Только вот кратеров с центральной горкой было сравнительно мало, да наблюдался явный дефицит небольших кратеров. Вначале это приписали малой разрешающей способности камер "Маринера-4", но потом это обстоятельство подтвердили снимки "Маринера-6" и "Маринера-7", камеры которых могли регистрировать кратеры до 0,5 км поперечником (рис. II). Кроме того, очертания марсианских кратеров по сравнению с лунными казались сглаженными. Одновременно несколько ученых (в том числе и автор этой книги) объяснили это действием эрозии, в основном ветровой.
Как мы уже знаем, скорость ветра на Марсе может достигать значительных величин. Поэтому горние образования там подвергнуты прямому воздейстащач^в^^нвыветриванию. Но это еще не все: Be,T"pqo^^fi)c^\flffeJli- кую пыль, и удары пылинок за..м8Лотеи^6нТО1педо^6ии производить заметные разр^ий^ния. кн^П, н к1'.мэг явн
Меньшую роль в ароцерс^^ррэдь^^дМврабяоанйш играть метеор.ижнййк^йИ^фай^а^яс^ойефяевдртьоДмйу беззащи<и^ сви )шадNВдййет;й"рико^ (я^егавг.ра^м@ра, ^эн^мыкаир^пникээюд ^аймвдвй^от^ямой^ра- iM^>^