Царство Эола[4]
Есть ли у Марса атмосфера? Этот вопрос длительное время вызывал споры среди ученых. В начале нашего столетия при изучении Марса в телескоп Г. А. Тихов утверждал, что есть. Это утверждение поддержал американский астроном В. Райт. По его данным, Марс должен быть окружен плотной атмосферой, высота которой достигает 100-150 км. Однако ученые недоумевали: на фотографиях Марса отсутствовали такие признаки атмосферы, как белые облака, и все детали рельефа были видны, как если бы атмосферы не было или она была бы прозрачной. Этот вопрос в какой-то мере разрешился, когда в 30-х годах нашего столетия были получены данные об атмосферном давлении Марса. Оно оказалось равным 8,5 кПа, т. е, в 12 раз меньше, чем на Земле. На самом деле даже эта цифра была завышена почти в 10 раз.
Как показали измерения, произведенные советскими и американскими автоматическими межпланетными станциями, атмосфера Марса чрезвычайно разрежена, и среднее значение давления у поверхности равно 610 Па; на Земле такое давление отмечается на высоте 30 км. Разреженностью атмосферы и объясняется хорошая видимость поверхности Марса на фотографиях. Но даже наличие такой атмосферы имеет важное значение для планеты, так как защищает ее поверхность от метеоритов, хотя и очень малых (менее 1 см в диаметре), которые испаряются, не долетая до нее. На Луне же и такой атмосферы нет, поэтому ее поверхность испещрена и большими и очень мелкими кратерами.
В 40-х годах с применением инфракрасного спектрометра стало возможным изучить состав атмосферы Марса. Сначала удалось определить присутствие углекислого газа, причем в значительно больших количествах, чем предполагалось ранее. Затем было установлено присутствие ничтожного количества кислорода и водяных паров. В результате измерений, произведенных непосредственно на поверхности Марса приборами станций обнаружено, что углекислый газ составляет 95% всей атмосферы, азот 2-3% и аргон 1-2%. Такие важные и необходимые для жизни элементы как кислород и вода присутствуют в долях процента: кислорода 0,3%, а водяных паров и того меньше.
Как возникла атмосфера Марса? Так же, как и на Земле — в результате дегазации — выхода газов из недр планеты. Однако сила тяжести на Марсе значительно меньше, чем на Земле, поэтому большая часть газов улетучивается в мировое пространство, и лишь незначительная их часть способна удержаться вокруг планеты.
Несмотря на разреженную атмосферу и низкое давление, на Марсе существуют ветры и даже очень сильные, сильнее, чем на Земле. Для возникновения ветров необходимо несколько условий: суточное и сезонное изменения температуры и контрастность рельефа. Температурные различия на Марсе большие. В летнее дневное время на экваторе поверхность нагревается до +25° С, а ночью остывает до -80° С. На полюсах температура практически и летом и зимой остается отрицательной, поэтому движение ветров на Марсе большей частью направлено от полюсов к экваториальным областям, причем, как и на Земле, из зимнего полушария в летнее.
Что касается рельефа, то на Марсе он даже контрастнее, чем на Земле, и определить это помогло давление атмосферы. Известно, что с высотой местности давление изменяется: чем выше рельеф, тем оно меньше, и наоборот. Приняв, что среднее давление в 6,1*102 Па характерно для местности с условной нулевой отметкой, получили, что наивысшие значения давления характерны для участков с высотой 3-4 км, а наинизшие — для высокоподнятых точек рельефа — в 27 км. Таким образом, общий контраст рельефа на Марсе достигает 30-31 км, тогда как на Земле он равен 20-21 км. На Марсе существуют возвышенности и низменные равнины, горные массивы, вулканы, вулканические плато и многочисленные кольцевые структуры.
Еще при телескопическом изучении на Марсе были установлены пыльные бури. В 1971 г. сильная буря разразилась в конце сентября и продолжалась несколько месяцев, как раз в то время, когда советские и американские автоматические станции подлетали к Марсу. Новая сильная пыльная буря 1973 г. вновь скрыла южную половину планеты. Сильные бури на Марсе не такое уж редкое явление. Менее значительные циклоны и антициклоны возникают очень часто, как в северном, так и в южном полушариях почти во все времена года. Средняя скорость ветров на Марсе составляет 50 м/с, а максимальная превышает 100 м/с. При такой скорости ветры увлекают поверхностные частицы почти в 5 раз тяжелее, чем на Земле, и переносят их на значительные расстояния.
С получением первых космических изображений Марса исследователи обратили внимание на гигантские светлые и темные полосы, широко развитые в различных районах Марса. Особенностью этих полос является то, что они располагаются за кратерами, вследствие чего их называют кратерными шлейфами.
Детальное рассмотрение полос показывает, что форма их неодинаковая. Одни полосы похожи на сигары, другие — на хвосты комет, третьи имеют более расплывчатые очертания. Длина отдельных полос достигает 50 км и более, а ширина 5-10 км.
Что полосы как-то связаны с ветром, ни у кого не вызывало сомнений. Но было совершено непонятно, почему одни полосы имеют черный цвет, а другие — белый. Делалось много предположений. Считали, что цвет связан с окраской переносимой пыли, или, наоборот, с коренными породами, обнажающимися после того как с них удалена пыль. Американские исследователи пробовали в лабораторных условиях получать такие формы и в результате пришли к выводу, что светлые формы являются аккумулятивными образованиями, а темные — дефляционными (формами выдувания), и темный цвет определяется коренными породами.
Аналоги этих форм нашлись и на Земле. Ими оказались песчаные дюны ветровой тени. В земных пустынях ветры, несущие большое количество песка и пыли, встречая на своем пути препятствия и огибая их, за препятствиями, т. е. в "тени" их, откладывают несомый материал, образуя вытянутые вдоль ветра песчаные валы. Правда, они не имеют таких громадных размеров, как на Марсе. Их длина достигает нескольких километров, ширина 100-150 м, а высота 15-20 м. Гигантские размеры марсианских форм можно объяснить и необычно высокими скоростями ветров, и большими размерами препятствий — кратеров.
Форма кратерных шлейфов (а, б) в зависимости от направления ветропесчаного потока. По Р. О. Кузьмину (1978 г.) 1 — направление ветропесчаного потока; 2 — зона турбулентности; 3 — зона эоловой аккумуляции
Изучая кратерные шлейфы, Р. О. Кузьмин объяснил различную их форму действием ветров разных направлений. При этом различный цвет кратерных шлейфов зависит от неодинакового угла освещения Солнцем. Близкие по морфологии формы, сфотографированные при разных углах освещения, имеют то светлый, то темный цвет.
На Земле, пожалуй, самой типичной формой накопления песчаного материала являются дюны и барханы. А есть ли они на Марсе? Первые фотографии марсианской поверхности, сделанные "Марсами" и "Маринерами", не могли ответить на этот вопрос. И только лишь на нескольких фотографиях удалось увидеть формы, напоминающие земные дюны. На мелкомасштабных снимках это было обычное темное пятно на дне кратера Проктор. На снимках более крупного масштаба оказалось, что это темное пятно представляет собой большое (60X30 км) поле развития гряд, вытянутых параллельно друг другу в одном направлении. Американские исследователи Д. Катс и Р. Смит, описавшие эти формы, уже уверенно говорили о том, что это дюнные гряды и сложены они, по всей вероятности, песком. В связи с этим можно предполагать, что многие темные пятна на дне других кратеров также могут быть дюнами.
На снимках, переданных с поверхности Марса, автоматическими станциями было обнаружено большое количество эоловых форм. На месте посадки станций удалось подсчитать, что отдельные дюны и барханы имеют высоту 15 м, крутизну склонов около 30° и отстоят друг от друга на 100 м. Поскольку место посадки расположено на океанической равнине, можно предполагать, что эоловый рельеф вообще характерен для этих обширных областей Марса, что отчасти подтверждается их светлым цветом на мелкомасштабных изображениях.
Особенно широкое развитие эоловых форм представилось возможным обнаружить на снимках в северном полярном районе. Здесь поля дюн и барханов тянутся на сотни километров. Выделяются продольные и поперечные к направлению ветра барханные и дюнные гряды. Многие из них сложены в основном снегом.
Барханы и поперечные дюнные гряды развиты в устье Северного каньона и в других долинах. Их положение свидетельствует о том, что они образованы сильными ветрами, нисходящими вдоль этих долин. По периферии полярной шапки расположение и ориентировка дюн говорят, что здесь ветры направлены против часовой стрелки. Таким образом, существующая атмосферная циркуляция на полярных шапках Марса, хотя и является сложной, но в целом аналогична циркуляции в Антарктиде.
Интересную точку зрения недавно высказали американские ученые Дж. Мак-Коли и К. Брид. Они считают, что марсианские дюны в настоящее время малоактивны. Дюны образовались значительно раньше, когда на Марсе была плотная атмосфера, ветровой режим был динамичнее. Поразительное сходство марсианских дюнных и барханных гряд с эоловыми формами пустыни Сахара, возраст которой около 10 тыс. лет, позволило этим исследователям предположить, что на обеих планетах были одинаковые условия для отложения песка ветром, что важно для понимания глобальных закономерностей развития планет.
Приэкваториальная территория Марса является ареной действия ветров различных направлений. Это настоящее царство Эола, деятельность которого проявляется на самых низких и самых высоких участках поверхности. Многочисленные формы рельефа, ориентированные согласно ветровым потокам, являются хорошими индикаторами направлений ветров. По ним можно восстановить преобладающие направления ветров, дующих на этой планете.