Сошедшие с небес и сотворившие людей
Шрифт:
Самый крупный марсианский вулкан — Олимп (рис. 80 а) — по площади сопоставим с небольшого размера государством. Его кальдера имеет диаметр более 50 км, а диаметр основания в 560 км соизмерим с расстоянием от Санкт-Петербурга до Смоленска. Олимп возвышается над окружающей равниной на целых 25 км [50] . Диаметр жерла кратера превышает 72 км. И это не единственный сверхгигант. Известны также щитовые вулканы: Арсия (высотой 18 км), Павлин (высотой 17 км) и другие.
50
На
Учитывая наличие вулканов, можно предположить и существования таких феноменов, как гейзеры, горячие подземные и поверхностные ручьи и пр. (Именно там, как подсказывает логика, и есть смысл искать приповерхностную жизнь.) Что касается марсианских каньонов, таких как Ius Chasma, то знаменитый американский Большой Каньон на фоне марсианских выглядел бы скромной, канавкой (1,6 км глубины против 6,4 км, и 29 км ширины против 240 км, соответственно).
В 1971 году АМС "Маринер-9" наряду с изображениями вулканов передала также снимки каньонов и сухих речных русел (рис. 80 б). Известный американский геолог Хэралд Мазурский, изучив эти фотоматериалы, заключил, что "вода играла активную роль в эволюции этой планеты... На многих фотографиях видны глубокие, извивающиеся каналы, которые когда-то, несомненно, были быстротекущими водными потоками... Мы просто вынуждены сделать заключения, что наблюдаем проявления воздействия воды" [434, с. 54].
Фотоматериалы "Викинга-1" и Викинга-2", полученные пять лет спустя, выявили в местности Chryse Planitis следы нескольких наводнений; сезонное таяние вечной мерзлоты в экваториальных областях; бывшие озера, пруды и прочие "водные бассейны". Установлено, что из области каньона Vallis Mariner's, имеющего протяженность около 4500 км и ширину до 600 км, исходят каналы, образованные потоками воды. А недавно аппарат "Сервейор" сделал детальные снимки пластов, слагающих этот каньон, что говорит о вполне "земном" характере осадконакопления [333].
О наличии обширных водоемов косвенно свидетельствуют и огромные пустыни с блуждающими дюнами: под воздействием воды эрозия скальных пород происходит сравнительно быстро, что и приводит к образованию песков. В пользу этого говорят и данные "Викингов" о том, что химическая природа почвы Марса схожа с гидратированной глиной (нонтронитом), претерпевшей сильную эрозию [174; 480].
Мощность мерзлых пород в области экватора — 1,5 км; толщина полярных шапок — 5 км. Корреляционная зависимость между распределением кратеров по поверхности и флюидизированных выбросов (рис. 81) позволяет сделать вывод о повышении льди-стости и мощности криолитосферы от экватора к полюсам [134]. Мерзлотный слой содержит примерно в 100 раз больше льда, чем марсианские полярные шапки. По некоторым оценкам, льда на Марсе в 2,5 раза больше, чем на Земле [128].
Измерения в ультрафиолетовом диапазоне установили, что с поверхности планеты ежедневно испаряются 400 тонн воды (исследования Чарльза Барта). В 1997 году марсианские облака были сфотографированы "Сервейором". Из доклада Американского Географического Союза, сделанного в 1977 году [502], следует, что в далеком прошлом мощные стремительные потоки в ряде мест изрезали марсианский ландшафт. Объем пролившейся воды был эквивалентен озеру Эри, а само движение колоссальных масс воды образовало огромные каналы.
Спускаемый аппарат "Викинга-2" обнаружил на месте посадки вечную мерзлоту: сочетание фунта, водного льда и замерзшей углекислоты. Американские ученые В. Хакер и Р. Стром (Лаборатория по изучению Луны и планет) сделали вывод о том, что в течение последней геологической эпохи Марсианский океан мог наполняться водой и пересыхать несколько раз [283]. Южная полярная шапка в прошлом простиралась до 40° ю. ш. Вопрос о наличии воды в полярных шапках Марса обсуждался в январе 1979 года на II Международном коллоквиуме по Марсу, проводившемся в Калифорнийском Технологическом институте в Пасадене. Из докладов следовало, что "северная шапка состоит из водяного льда" (но не южная) (рис. 82). По сообщениям НАСА, на Марсе было достаточно воды, чтобы покрыть всю его поверхность слоем толщиной несколько десятков-сотен метров.
На двух конференциях по Марсу, состоявшихся в Вашингтоне под руководством НАСА в июле 1986 года, ученые выразили мнение, что "в марсианской коре скрыто достаточное количество воды для того, чтобы теоретически затопить всю планету океаном глубиной по меньшей мере 300 метров" [434, с. 55].
Последние изображения с АМС "Пасфайндер" в июле 1997 года убедили планетологов в том, что около миллиарда лет назад в месте посадки станции имел место "потоп". Воды его хватило бы, чтобы наполнить Средиземное море [326]. Следует отметить, что ось вращения Марса наклонена под углом, близким к углу наклона земной оси, и что каждые 50 000 лет климат планеты существенно изменяется.
Что же касается атмосферы Марса, то в прошлом она могла быть гораздо более плотной. Предполагают, что около 5% атмосферы на начальном этапе поставили кометы; доля вулканизма значительно выше — 20—50%. Большое содержание кислорода в окислах марсианского грунта говорит о возможности его существования в свободном виде в прошлом.
ВНЕШНИЕ ПЛАНЕТЫ
СИСТЕМА ЮПИТЕРА
Юпитер в 1313 раз больше Земли. Его средняя плотность — 1,33 г/см3. В нем заключено 90% массы всех планет. Шумеры, напомним, называли его Кишар (KI-SHAR— "Владыка твердых земель"). Предполагается, что на начальной стадии Юпитер и Сатурн представляли собой льдисто-каменистые тела с массой около 10 земных. Этой массы оказалось достаточно для привлечения газов из окружающего протопланетного диска, и размеры планет, находящихся примерно в центре Солнечной системы, значительно увеличились [462].
Юпитер был исследован "Пионерами", "Вояджерами" и "Галилео" в 1970-1990-е годы. Состав его аналогичен составу Сатурна, а соотношение содержания гелия и водорода близко к солнечному — 24% (у Солнца — 25%) [165]. Зонд "Галилео", исследовавший верхние слои ионосферы и атмосферы в 1996 году, передал данные, свидетельствующие о том, что на расстоянии 50 000 км над облачным слоем Юпитер имеет в 10 раз более мощный, чем у Земли, радиационный пояс. Магнитное поле этой планеты самое интенсивное в Солнечной системе после Солнца. Зарегистрированная скорость ветра составляет 100—180 м/с.