Лёд и Огонь. История глобальных катастроф

Гигантские выбросы корональной массы с поверхности Солнца в период фазы Т Tauri, вероятно, поразили и Марс. Совершенно ничтожное магнитное поле Красной планеты оказало бы им слабое сопротивление. При столкновений с поверхностью Марса горячая корональная плазма быстро растопила бы верхний слой вечной мерзлоты, освободив потоки воды не в одном месте, а на большей части марсианской поверхности^{123}. Этим можно было бы объяснить наличие огромных каналов и каньонов на 40 градусах марсианского экватора. В 1978 году, изучая первые снимки, сделанные межпланетной станцией «Маринер» и космическим аппаратом «Викинг», геолог Виктор Бейкер заметил, что морфология упомянутых выше каналов напоминает особенности земной поверхности, образовавшиеся в результате таких катастрофических наводнений, как Мизулское наводнение талых ледниковых вод, 14 500 лет назад прорывших каналы в восточной части штата Вашингтон^{124}

. Впрочем, многие из марсианских каналов значительно больше. По одной оценке, наводнения, в результате которых образовались некоторые из них, должны были нести 1 кубический километр воды в секунду, то есть в десять тысяч раз превосходить среднюю величину расхода воды в Амазонке^{125}. Бейкер пришел к выводу, что наводнения на Марсе и связанный с ними теплый климат имеет место вплоть до недавнего времени^{126}

.

_{Рис. 6.4. (а) Карта части долины Маринера, составленная на основе данных, полученных с помощью марсианского орбитального лазерного высотомера (MOLA). Прямоугольником обозначен район, показанный ниже (б). 2. Кандор Чалма. 3. Офир Часма. 4. Мелас. Часма. 5. Долина Маринера, (б) Изображение центральной области долины площадью 300 километров на снимке, сделанном с борта космической станции «Марс-Экспресс»}

Во время полетов межпланетных аппаратов между 1997 и 2005 годами было сделано множество снимков поверхности Марса с высоким разрешением. Так, например, рисунок 6.4а — это карта части протянувшийся на 4000 километров долины Маринера, лежащей к югу от экватора. Данная система каньонов — самая большая на Марсе в три раза длиннее и в четыре раза глубже Большого каньона в Северной Америке. Она начинается в горной области Марса на западе (на карте слева) и тянется на востоке до бассейна доходящего до низменности на севере. Когда климат был теплее, эта северная область, вероятно, была океаном. Рисунок 6.46 представляет собой изображение центральной области расселины шириной 300 километров (3 градуса— 13 градусов ю.ш., 284 градуса — 289 градусов в.д.) Дно каньона, видное на этой фотографии, лежит на 8 км ниже окружающего марсианского плато.

После подробного изучения снимков и изображений ущелий и долин на Марсе геологи, исследующие строение планет, пришли к единодушному мнению: эти особенности рельефа — результат действия наводнений. Пораженные этим, они никак не могли взять в толк, откуда взялась вода и как она могла течь по поверхности Марса, ведь при нынешних условиях она не может существовать на Красной планете в жидком состоянии. В среднем дневные температуры марсианским летом колеблются от —140 до 1-20 °C. Следовательно, вода на Красной планете должна была находиться в преимущественно в замерзшем состоянии. Смешивание льда с переносимыми ветром солями приводило к его таянию при минусовой температуре, а солнечная радиация, поглощаемая покрывающей его поверхность пылью, давала бы достаточно тепла, чтобы вызывать его таяние в минимальном количестве летним марсианским днем. Однако на вопросы, откуда взялось такое количество воды, проложившей каналы и каньоны, и то, как она могла сохраняться в жидком состоянии, проделывая путь в сотни километров через эти ущелья, космологи ответить были не в силах. Атмосферное давление на Марсе составляет всего 6 миллибар, менее 1 процента от давления на Земле. При столь низком давлении лед, нагреваясь, сублимирует, минуя жидкую фазу и сразу превращаясь в пар. Из-за быстрого процесса кипения, вследствие низкого давления, водная поверхность остывала и замерзала, что в итоге серьезно затрудняло бы ее движение.