склонах, на языках оползня видны несколько метеоритных кратеров диаметром в несколько сотен метров. Возраст оползней солидный. Полосы на языках оползней дают представление о направлении движения грунта. Полосы же на дне каньона дают информацию о направлении ветров. Значительные области на поверхности Марса покрыты грунтом, который в древности переработан многократными ударами. Специалисты этот грунт называют реголитом.
Воды на Марсе очень мало (даже в виде водяного пара). Тем не менее у специалистов есть основание предположить, что каньоны образовались потоками воды. Удивляться не надо. Космические аппараты сфотографировали на Марсе русла высохших рек. Два из этих снимков показаны на рисунке 106. В долине реки Нер-гал (верхняя часть рисунка) реки как таковой нет, есть только высохшее русло. Протяженность этого русла 400 километров. Мало того, рельеф местности позволяет заключить, что река Нергал впадала в огромное водохранилище. Внизу на рисунке 106 видно русло реки Маадим, протяженность которого достигает 700 километров. Обмеление этих и других рек происходило постепенно. Видимо, на планете менялись условия. Но куда исчезла вода и, вообще, откуда она бралась в более ранний период? Анализ всех данных, полученных с помощью космических аппаратов, позволяет нарисовать следующую картину.
Еще до того, как космические аппараты высадились на Марсе, большинство специалистов сходилось на том, что так называемые
Рис. 106. Вверху: сухое русло древней марсианской реки Нергал с притоками (долина глубоко прорезает лавовую равнину). Полная ее длина около 400 км. Внизу: долина Маадим длиной около 700 км. В средней ее части видна тонкая, более поздняя долина. Маадим находится в южном полушарии и вытянута вдоль меридиана 187° от 29 до 14° ю. ш., где соединяется с большим кратером. Снимок NАSА
шапки Марса представляют собой не что иное, как лед, то есть замершую воду. Прямые измерения на Марсе показали, что температура зимней полярной шапки практически совпадает с температурой конденсации углекислого газа при марсианских давлениях: 148 К или — 125 °C. Это наводит на мысль, что полярные шапки Марса могут состоять из замерзшего углекислого газа. Это значит, что, когда наступают зимние холода, в районе полярных шапок атмосферный газ конденсируется и выпадает в виде снега из углекислого газа. Толщина такого снежного покрова не больше 10 сантиметров. Но площадь шапок большая — от полюса до широты 55° и ниже. Когда наступает весна, этот снег тает и остается не тронутым теплом только в небольшой центральной области. Эта область невелика, всего 500–700 километров. Она покрыта снегом не из углекислого газа, а из воды. То есть это настоящий снег. Дело в том, что летом в этой области температура такая, при которой снег из углекислого газа обязан растаять. Правда, часть этого углекислого снега все же сохраняется и летом. Поэтому реальная картина такая: в полярных шапках имеются многочисленные слои обычного льда из воды вперемежку с напластованиями пыли и льда из СО2. Полная толщина этого хранилища достигает нескольких километров. Мы уже говорили о том, что южное и северное полушария (а значит, и полярные шапки) на Марсе находятся в неравноправных условиях. Поэтому не должно удивлять, что северная полярная шапка Марса (размер ее больше, чем размер южной шапки) состоит главным образом из водяного льда, тогда как в южной шапке преобладает лед из углекислого газа. Здесь основным регулятором выступает температура. В южном и северном полушарии сезонные температуры отличаются. Длительность сезонов в разных полушариях Марса также неодинакова.
Так все-таки что собой представляли реки на Марсе, и откуда бралась вода? Первичная атмосфера на Марсе была не той, что сейчас. Собственно, все планеты (в том числе и Земля) проходили через это. Когда- то на Марсе атмосферное давление было намного больше — 100, а может быть, и все 3000мбар. Такое давление означает тепло, при котором тает любой лед, как водяной, так и лед из углекислого газа. Но в результате такого таяния должно еще больше повышаться атмосферное давление. Атмосфера из углекислого газа создает парниковый эффект, тем более если в атмосферном газе содержится водяной пар. В результате температура у поверхности Марса должна была повыситься ни больше, ни меньше как на все 100 градусов. В итоге мы получаем 30–50 °C. Это комфортные земные условия. Очень важную роль в этот период в атмосфере Марса, в его температуре играл водяной пар. А в то время водяного пара было много. Откуда он мог взяться? Прежде всего из той воды, которая выделялась при извержении вулканов. Она заполняла углубления на поверхности планеты и образовывала водоемы. Кроме того, при столь высокой температуре обязаны были таять подпочвенные мерзлоты. Это происходило из-за разогрева коры планеты. В это благоприятное, комфортное время на Марсе и текли реки. И какие реки! Многие реки брали свое начало «под землей». Иногда реки брали свое начало в небольших кратерах, но многие из них при этом уходили «под землю». Речь идет о явлениях, похожих на карст. В данном случае это результат растворения подземных месторождений солей или карбонатов. Специалисты не сомневаются, что на Марсе таяла вечная мерзлота. Мало того, специалисты считают, что и сейчас значительная часть воды на Марсе находится в подпочвенном состоянии вечной мерзлоты. Где скапливалась вода? В первую очередь, в естественных котлованах. Ими могли служить, прежде всего, кратеры. Они и заполнялись водой. Конечно, вода заполняла все углубления, создавая озера.
Но! Атмосфера состоит главным образом из углекислого газа. А она зиждется на водном основании. Углекислый газ хорошо растворяется в воде. В результате в тех условиях на Марсе атмосферное давление должно было падать, поскольку часть атмосферного газа (а большая часть его — углекислый газ) растворялась в воде и покидала атмосферу. Далее растворенный в воде атмосферный углекислый газ уносился водой и затем, скорее всего, выпадал в составе карбонатов в осадки. Так что воды на Марсе было достаточно. Но он ее потерял. Потерял потому, что у него не хватило сил удержать ее. Внизу в атмосфере находится вода (водяной пар). Выше молекулы воды (как и в атмосфере Земли) разрываются (диссоциируют) на отдельные атомы. А дальше водород убегает в космическое пространство. На Земле притяжение больше, и то она теряет 100 тонн водорода каждые сутки. На Марсе сила тяготения меньше. И поэтому потери его были больше. Вода ускользала с планеты очень быстро. Вода ушла. Закончились тепличные условия, которые обеспечивала вода. А далее все просто и понятно: температура понизилась, подпочвенная вода перешла в фазу льда (вечная мерзлота). Часть воды оказалась связанной в глинах. В этих условиях появились снежные полярные шапки. Они стали ловушками для паров воды, которые еще остались. Марс потерял воду, которая могла покрыть всю его поверхность слоем в 100 метров, а может, и больше.
Космический аппарат выполнял измерения в северном полушарии в период «макушки лета». Он зарегистрировал, что в керне полярной шапки в это время образуются протяженные промоины, которые обнаруживают многочисленные слои льда. Эти слои перемежаются тонкими слоями более темного материала. Температура шапки в это время составляет –73 °C (то есть 200 К). Но она низка для того, чтобы появилась жидкая вода и могли образоваться ручьи. Лед испаряется, происходит сублимация льда. Он сразу переходит в пар. Поэтому и наблюдается повышенная концентрация водяного пара в атмосфере Марса вблизи летней полярной шапки. Лед покрыт слоем пыли, поэтому процесс испарения идет медленно.
Процессы на планете, а значит, и ее эволюция, во многом определяются ее массой. Так же и судьба звезды определяется ее массой. От плотности ядра планеты зависит температура плавления вещества, а также скорость процессов гравитационной и геохимической дифференциаций. От этой плотности зависит и скорость потери некоторых составляющих атмосферы. В прошедшей истории Марса были грандиозные извержения, в результате которых едва ли не половина планеты оказалась засыпанной пеплом. Была плотная и теплая атмосфера, а также бурные реки, намного большие земных. В прошлом образовались огромные каньоны. Вулканическая активность также была грандиозной.
Примерно 3 миллиарда лет назад кора Марса сильно нагрелась. Действовало тепло изнутри. Это операция радиоактивного распада и расслоение ее недр. В результате нагрева стал таять подпочвенный лед. Поэтому происходило последующее разламывание и опускание участков поверхности. Одновременно появились реки. На Марсе хранилось огромное количество воды в виде подпочвенной мерзлоты. Меняли вид поверхности и солевые излияния. Возможно, вид поверхности формировался и ледниками. Они могли образовать широкие протоки, которые огибали препятствия на поверхности планеты. Ледники создавали разные острова весьма странной обтекаемой формы. Атмосфера меньше влияла на формирование поверхности Марса. Специалисты считают, что сильных дождей в пору наводнений на Марсе не было. Поэтому ливни не разрушали поверхность планеты, ее кратеры и другие образования. Полагают, что и сейчас на Марсе много воды. Но она находится не на поверхности и не в атмосфере, а очень глубоко, в
