Sinus к темному треугольному лягну Tithonius Lacus и хорошо совпадает с давно известным каналом Copra- tes (Копрат). Однако такое соответствие каналов каньонам, обнаруженным на крупномасштабных снимках Марса, наблюдается далеко не всегда.
Общая длина Большого Каньона составляет 4000 км, его ширина достигает 120 км, а глубина - 6 км. Во все
стороны от него отходят овраги меньших размеров, длиною до 150 к.и и шириной 5-10 км. Они разветвляются, иногда создавая очень интересные формы, как, например, образование, названное "люстрой", на долготе 95° и широтах от -5° до -15° (рис. 16). Если сам Большою Каньон, несомненно, представляет собой грабен, или разлом в марсианской коре, ''го отходящие от него овраги возникли, скорее всего, в результате ветровой
эрозии.
Напомним, что длина наибольшего на Земле ГрэндКаньона (долина реки Колорадо, США)-400 км, а его глубина 1800 м. Таким образом, марсианский
шой Каньон превосходит по масштабам свой земной аналог.
В феврале-марте 1974 г, четыре советские автоматические межпланетные станции "Марс-4", "Марс-5", "Марс-6" и "Марс-7" прошли вблизи красной планеты. C^aнция "Марс-5" вышла на орбиту искусственного спутника Марса, а спускаемый аппарат станции "Марс-6" совершил мягкую посадку на поверхность планеты.
Кроме того, регистрировалось радиоизлучение планеты на волне 3 см.
На снимках "Марса-4" и "Марса-5" видны многочисленные кратеры диаметром от 1 до 150 км. Некоторые из них в районе Эритрейского моря и Босфора соединены долиной или руслом шириной 25-35 км. С северо-запада в него "впадает" более узкое извилистое русло (5-7 км), напоминающее русло пересохшей реки
Станции "Марс-4" и "Марс-5" передали на Землю 120 фотографий поверхности планеты, в том числе несколько панорамных и три триады снимков со светофильтрами. Качество и разрешающая способность фотографий не только не уступают снимкам "Маринера-9", но порою превосходят их. Одновременно с фотографированием производилась фотометрия и поляриметрия соосными фотометрами и поляриметрами, работавшими в семи спектральных диапазонах от 0,1 до 40 мкм.
(рис. 17). Оно было сфотографировано еще в 1972 г. "Маринером-9" и получило название Ниргал*). Исследование возраста этого образования показало, что он измеряется многими миллионами, даже сотнями миллионов лет.
Как показывают фотографии со светофильтрами, дно некоторых кратеров имеет сине-зеленый оттенок, резко выделяющийся на общем оранжевом фоне. Пока еще
*) Прекрасная Ниргал-юроиня одного из стихотворений В. Я. Брюсова.
нельзя сказать, имеем ли мы здесь дело с выходами пород другого состава или с растительностью, существование которой на Марсе все же не исключено.
Максимальная зарегистрированная на Марсе температура-около 0°С. Но поскольку эти измерения относятся к широтам 25-35° южного полушария (где в это время была осень), можно считать, что в районе экватора в послеполуденные часы температура достигает 5-12°С. Не надо забывать, что Марс в феврале-марте 1974 г. был уже довольно далеко от перигелия, который он прошел в августе 1973 г.
К 6 часам вечера по местному времени температура на Марсе снижается до -20° и даже до -30°С, а еще спустя 3-4 часа-до -55°С. Вдоль трассы полета "Марса-5" наблюдались местные колебания температуры в пределах 5-8°, объяснимые различием поглощательных и отражательных свойств пород, устилающих поверхность планеты вдоль трассы. Неоднородность поверхности подтверждают и поляриметрические измерения, проведенные в ходе совместного советско-французского эксперимента. Участки, покрытые мелкой пылью, чередуются с обширными каменистыми районами.
Геология Марса развивается
Если до 1972 г. происходило в основном "первичное накопление" фактических данных о строении марсианской поверхности и рельефа, то уже в 1973-1974 гг. был выполнен ряд обобщающих исследований в этом паправлении.
Американские ученые на основании 7300 фотографин Марса, полученных космическим аппаратом "Маринер-9ч>, составили фотомозаичную карту его поверхности s масштабе 1 :5 090 000 и ряд геологических карт в раз-ных масштабах. Анализ этих снимков и карт показал, что Марс более изменчив и динамичен, чем предполагали ранее. Характерным свойством поверхности планеты в глобальном масштабе является наличие как бы единого гигантского "материка" в южном полушарии и единого "океана" в северном. В то время как поверхность южного "материка" покрыта большим количеством ударных (т. е. метеоритных) кратеров, равнины северного полушария почти лишены их, но зато несут
на себе следы обширных отложений, частично осадочного происхождения. Здесь же сосредоточено большинство вулканов. Анализ фигуры Марса показал, что покрытые кратерами возвышенности лежат в среднем па 3 км выше, чем гладкий "океан" северного полушария. Наличие лишь слабых следов космической бомбардировки показывает, что поверхность океана сложена более молодыми породами (скорее всего, излияниями базальта), чем испещренный кратерами материковый район. Для равнин характерно наличие вулканов в виде
конусов с кальдерами на вершинах. Свежие натеки на склонах конусов тоже указывают на их геологическую молодость.
Распределение участков поверхности Марса по уровням, построенное У. Хартманном на основе как радиолокационных, так и спектрофотометрических разрезов рельефа, позволило установить, что гипсометрическая кривая Марса, показывающая, как часто встречается на планете тот или иной уровень, имеет два максимума (рис. 18). Таким же свойством обладает, как известно, гипсометрическая кривая Земли. Причина этого явления состоит в том, что гранитные континентальные блоки земной коры как бы плавают в более плотном веществе
мантии, в соответствии со схемой Дж. Эри. При этом они подобно ледяным айсбергам в океане возвышаются над средним уровнем океанического дна на несколько километров. Два максимума на гипсометрической кривой Земли и соответствуют средним уровням материков и дна океанов.
Нечто подобное наблюдается и на Марсе. У. Хартманн построил такую схему для Земли и Марса (рис. 19). Данные для Земли известны из непосредственных определений плотности пород и сейсмических измерений. Средняя плотность гранитных материковых блоков 2,75 г/см^, базальтовой "подложки" 3,05 г/см^, среднее возвышение материковых блоков над "подложкой" hc=--3 км, их погружение /iД==31 км, а общая толщина hp -{- h, == 34 км. Плотность верхней мантии Марса, по Байндеру и Девису, составляет 3,4 г/см^ (эта
выдвинутая английским геологом А.Холмсом и разработанная амери-канскими геологами Р.Дитцем и Г.Хессом "глобальная тектоника плит", суть которой заключается в следующем (рис. 20): земная кора (литосфера) состоит из нескольких гигантских плит протяженностью в тысячи километров, разделенных трещинными разломами, проходящими вдоль осей океанических хребтов, в так называемых рифтовых зонах (один из таких хребтов проходит по средней линии Атлантического океана). Как установлено непосредственными исследованиями, океаническая кора-весьма молодая (около 100 млн. лет). Кроме того, наблюдения свидетельствуют, что Европа и Америка отдаляются друг от друга со скоростью
величина рассчитана теоретически на основании средней ллотности и модели внутреннего строения планеты). Для плотности материков Марса Хартманн принял значение 2,9 е/см^-несколько большее, чем для Земли, ввиду меньшей концентрации вещества к центру планеты. Из гипсометрической кривой для Марса можно получить величину hc=3 км (как для Земли). По величине he и значениям плотностей получается общая толщина коры Марса hc-}-hr==20 км с возможными пределами от 15 до 33 км. Таким образом, кора Марса, по схеме Хартманна, тоньше земной и лунной коры (толщина последней по сейсмографическим данным равна 65 км). Близкие результаты независимо от Хартманна получил советский геолог В. Б. Нейман.
Для понимания дальнейшего необходимо напомнить, что мы еще не имеем общепринятой точки зрения на глобальную тектонику нашей Земли. За последние 15 лет все более широкое распространение получает
4 см/гол. Возрождая старую гипотезу дрейфа материков, авторы глобальной тектоники плит утверждают, что в области океанических хребтов поднимаются вверх новые участки литосферы, что приводит к раздвиганию плит в стороны от зон поднятия. Встречаясь со старыми блоками материковой коры в районе островных дуг, расположенных вдоль границ материков, расходящиеся плиты уходят под материковую кору, погружаясь обратно в мантию. Места, где это происходит, называются зонами поддвигания. Все движения плит происходят на размягченной верхней части мантии-астеносфере-слое, имеющем пониженную плотность. Источником энергии служат конвективные движения в мантии.