Интересно различие в форме оврагов, – прямые на рис. 2 и извилистые на рис. 3. Скорее всего, их форму определяет, как и на Земле, крутизна склона и свойства грунта. На крутых склонах поток может нести с собой значительные массы грунта. Доля захваченного грунта в извилистых оврагах должна быть меньше. Возраст оврагов не может быть очень большим хотя бы из-за осыпей и постоянного разрушения под действием ветра.
Рис. 4. Протяженность следа потока на склоне достигает 6 км. Для земных грунтов потемнение соответствует увлажнению. Можно предположить, что более темный след относится к более позднему источнику. (MGS MOC m0807686b. NASA/JPL/MSSS.)
На рис. 4 источник, расположенный на склоне, создает поток, протяженность которого достигает 6 км, если считать, что след темного оттенка соответствует увлажнению, как на Земле. Источников на снимке два, причем они отстоят один от другого примерно на 150 м. Дебет источников должен быть достаточно большим, чтобы оставить столь протяженный след, как на рис. 4, или создать глубокие овраги, как на рис. 2 и 3. На снимке рис. 4 видно, что следы имеют разную плотность; более плотный и узкий возникает ниже и проходит вдоль менее плотного, но более широкого следа. Напрашивается вывод, что плотный след – более поздний и что он возник, когда верхний источник уже иссяк. В отличие от рис. 2 и 3, глубокого оврага (промоины) здесь нет. Возможно, это молодой источник, а промоина формируется, как и в случае земных горных рек, за достаточно длительное время.
В условиях низкой температуры на Марсе переход воды в фазу льда следует рассматривать в динамике: выбрасываемая ключами, или родниками теплая вода соприкасается с сухим холодным грунтом, частично впитывается и замерзает, образуя ледяное ложе, по которому поток распространяется дальше. Поток охлаждается, вода впитывается и все большая ее часть переходит в фазу льда. Расстояние от источника, на котором воды не останется совсем, зависит от начальной температуры потока и температуры грунта. В экваториальной зоне, на гладких склонах, такое расстояние, как показывают снимки, может достигать 6 км.
Рис. 5. Чаши и бассейны в природном заповеднике Памук-Кале (Турция) образуют изрезанные границы плато. (Снимки автора.)
Отвлечемся немного от Марса. На рис. 5 показаны уникальные образования на горном склоне в природном заповеднике Памук-Кале (Турция). Здесь вода многочисленных термальных источников, обогащенная кальциевыми гидросолями, минерализуется, образуя расположенные каскадом гигантские чаши, заполненные водой (рис. 5а). Постепенно вода отступает (рис. 5б), образуя горизонтальные кромки на поверхности чаш. Когда источник иссякает, исчезает и вода в чашах. Пустые чаши окаймляют плато изрезанной белой цепью (рис. 5в). Большие массы воды, которые легко удерживаются чашами Памук-Кале, не смогли бы удержать никакие песчаные запруды на Марсе, даже с учетом втрое более низкой силы тяжести на планете. Но если грунт очень холодный, поступающая вода, впитываясь в морозный грунт, могла бы быстро создать чаши из льда и промерзшего грунта, обладающие теми же свойствами, что и чаши Памук-Кале.
Рис. 6. Склон кратера с протоками (39°S, 166°W). В нижней части снимка находится бассейн, подобный чашам на рис. 11 и 12, но значительно больший по размерам. (MGS MOC Release No. MOC 2-320. NASA/JPL/MSSS.)
Рис. 6 представляет склон марсианского кратера, богатого склоновыми протоками (39°S, 166°W). В нижней части снимка находится такая же изрезанной формы чаша, или бассейн, как на рис. 5, но намного больший по размерам. Горизонтальная ось снимка около 1500 м. Ширина бассейна около 600 м, а площадь около 0,3 кв. км. Его внешняя граница, похожая на края чаши Памук-Кале, выделяется светлой окантовкой. Вероятно, это ледяная кромка. Главный источник находится, по-видимому, справа над чашей. Это вытянутое образование с шестью направленными вниз отростками. Крутой склон показывает, что поток должен нести с собой значительное количество грунта.
Рис. 7. Бассейн на дне небольшого кратера, расположенного внутри кратера Ньютон. Размер видимой части бассейна достигает 3,4 км. (MGS MOC Release No.MOC2-242. NASA/JPL/MSSS.)
На рис. 7 можно видеть еще один бассейн, но значительно больших размеров. Бассейн находится на дне небольшого кратера (центр 41°S, 160°W), расположенного, как и кратер на рис. 6, внутри кратера Ньютон. Горизонтальная ось снимка рис. 7 составляет 7 км, а размер видимой части бассейна достигает 3,4 км. На крутом склоне видны многочисленные нитевидные следы потоков, возникающих в стенке вала кратера на глубине примерно 0.5 км под уровнем поверхности. Дно кратера выглядит затуманенным; возможно, это действительно испарения над открытой поверхностью бассейна. Внешняя его граница, так же как на рис. 6, выделяется светлой окантовкой.
Марс – сухая и морозная планета, но в некоторых его районах присутствуют действующие источники и, по-видимому, устойчивые каналы грунтовых вод. Присутствие жидкой воды может играть важную роль в современных гидрологических циклах на планете. Если поиск жизни на Марсе надо было начинать с поиска воды, то эта задача, по-видимому, решена. Остается отыскать жизнь на Марсе.