Геологи изучают планеты

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.