Облака Марса
Содержание H2O в атмосфере Марса примерно в 100 - 200 раз меньше, чем в атмосфере самых сухих регионов Земли, и составляет 10 - 30 мкм осажденного столба воды. Сезонные и суточные вариации водяного пара находятся в пределах 1 - 100 мкм. Так, зимой атмосфера практически "сухая". Водяной пар появляется в ней весной, и к середине лета его количество достигает максимума, следуя за изменениями температуры поверхности. В течение периода лето-осень водяной пар постепенно перераспределяется, причем максимум содержания его перемещается от северной полярной области к экваториальным широтам. При этом общее глобальное содержание пара в атмосфере (по данным "Викинга-1") остается приблизительно постоянным и эквивалентным 1,3 км3 льда. Максимальное содержание Н2О (100 мкм осажденной воды, равное 0,2 объемных %) было зафиксировано летом над темным районом, опоясывающим северную остаточную полярную шапку. В это время года атмосфера надо льдом полярной шапки обычно близка к насыщению.
Образования конденсационной природы, периодически существующие в атмосфере Марса, представлены белыми облаками, а также туманами (или дымками) и полярной мглой. Если первые были обнаружены еще при телескопических наблюдениях, то вторые открыты благодаря космическим аппаратам. Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации CO2. Этот же процесс ответственен за формирование низких облаков полярных областей.
Инфракрасные спектры белых облаков, полученные с помощью космических аппаратов, свидетельствуют о том, что облачные образования состоят из кристалликов льда. Как правило, водяные облака формируются над марсианской поверхностью на высотах менее 20 км. Замечено, что многие из этих облаков образуются при поднятии воздушных масс по наветренным склонам крупных форм рельефа.
Облака и туманы очень распространены близ зимних полярных шапок (так называемая полярная мгла), когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания CO2 (-126°С). Собственно полярные облака расположены обычно довольно низко над поверхностью (на высоте менее 10 км) и представляют собой тонкие образования из льда Н2О в летний период и СО2 зимой.
На изображении, сделанном "Марс Глобал Сервейором", над Марсом видны облачные и пылевые туманы. Гигантские вулканы - Гора Аскрийская, Гора Павлина и Арсия окружены обширными водяными облаками. Изрытый участок поверхности ниже центра - это Лабиринт Ночи. Большое плато на юге, Плато Сирия, погружено в белые туманы огромного пылевого урагана.
Следующая пара фотографий призвана помочь в понимании предыдущей:
Здесь можно увидеть белые и голубовато-белые облака, формирующиеся над большими вулканами Фарсиды (Tharsis), каждый из которых имеет высоту более 15 км. Еще до посещения Марса космическими аппаратами наблюдавшие планету в телескопы астрономы часто описывали увиденное ими над районом Фарсиды белое облако, по форме напоминавшее латинскую букву W. Это наблюдаемое ими "W" являлось результатом обобщенного видения ярких облаков, висящих над горами Аскрийской (Ascraeus), Павлина (Pavonis), Арсией (Arsia), и Олимпом (Olympus). Облака возникают, когда теплый воздух, содержащий водяные пары, поднимается вдоль откосов вулканов и охлаждается на более высокой высоте, где водяные пары застывают и из ледяных кристаллов формируются облака.
На следующей схеме отображено расположение гор Фарсиды, а также некоторых других деталей рельефа, соответствующего предыдущей фотографии:
Гора Павлина (Pavonis Mons) расположена на марсианском экваторе (север наверху), и солнечный свет освещает сцену с запада (слева). Ниже ее находится гора Арсия (Arsia Mons), выше гора Аскрийская (Ascraeus Mons). Гора Олимп (Olympus Mons) находится западнее (на фото левее) всех этих гор.
На этом снимке видны облака на фоне каньонов Лабиринта Ночи. Предполагается, что вода иногда конденсируется в затененных местах каньонов и испаряется, образуя облака, под лучами утреннего Солнца. Приведенный снимок был получен в 1976 году орбитальным аппаратом "Викинг-Орбитер-1". Размер показанного на снимке участка поверхности Марса составляет около 100 километров.
Одно из интересных и редких на Марсе атмосферных явлений было обнаружено "Викингом-1" при фотографировании северной полярной области в 1978 г. Это циклонические структуры, четко отождествляемые на фотографиях по вихревидным системам облаков с циркуляцией против часовой стрелки. Они были обнаружены в широтном поясе 65 - 80° с. ш. в течение "теплого" периода года, с весны до начала осени, когда здесь устанавливается полярный фронт. Его возникновение обусловлено существующим в это время года резким контрастом температур поверхности между краем ледяной шапки и окружающими равнинами. Связанные с таким фронтом волновые движения воздушных масс и приводят к появлению столь знакомых нам по Земле циклонических вихрей. Обнаруженные на Марсе системы вихревидных облаков по размеру колеблются от 200 до 500 км, скорость их перемещения около 5 км/ч, а скорость ветров на периферии этих систем около 20 м/с. Длительность существования отдельного циклонического вихря колеблется от 3 до 6 сут. Величины температур в центральной части марсианских циклонов свидетельствуют о том, что облака состоят из кристалликов льда воды.
Пример марсианского циклона в приполярном районе.
Волнистые облака, сформировавшиеся над кратером.
Волнистые облака.
Полосатые облака.
Туман.
Характерная особенность атмосферы Марса - постоянное присутствие пыли, придающее атмосфере красноватый оттенок. Часты пылевые бури. Астрономы уже давно наблюдают их в виде отдельных желтых облаков, а иногда в виде сплошной желтой пелены, охватывающей всю планету. Согласно спектральным измерениям, размер пылевых частиц оценивается в 1 мкм. Скорость перемещения пылевых облаков достигает 40 - 60 км/ч. Максимум развития желтых облаков на Марсе (до сплошной пелены) достигается в перигелии. Слабая желтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами.
Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съемке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций фиксировалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок "Викингов", составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы.
Пример пылевого облака.
Следующие четыре изображения показывают развитие шторма, который произошел в марсианской северной полярной области 30 июня 1999. Каждая картина была принята приблизительно через 2 часа после предыдущей. Северная полярная шапка - белая деталь в центре каждого изображения. Белые облака состоят главным образом из частиц водяного льда, а оранжево-коричневые содержат пыль.
Снимки сделаны "Марс Глобал Сервейором".
Пылевые бури могут охватывать почти всю поверхность планеты. В июне-июле 2001 года, с приходом весны в южное полушарие Марса, на планете разыгралась как раз такая глобальная пылевая буря. Так буря выглядела 8 июля, когда она еще только надвигалась на планету с юга (правый нижний угол). На севере, левее гигантского вулкана Горы Аскрийской, видна пылевая буря меньшего размера. Изображение было получено "Марс Глобал Сервейором".
Загадочные "реки" Марса
Cо времен Лоуэлла, предположившего, что так называемые "каналы" имеют искусственное происхождение и предназначены построившими их марсианами для транспортировки воды с полярных шапок в экваториальные области, считалась естественной картина Марса как планеты, во многом подобной Земле. Более поздние исследования развенчали миф о каналах, Марс оказался безводной холодной пустыней, более похожей на Луну, чем на нашу родную планету, однако, еще по прошествии времени, на снимках Красной Планеты были обнаружены образования, напоминающие русла рек.
Снимок "Викинга", на котором видно одно из сухих русел на поверхности Марса.
Современные условия на планете таковы, что при малом атмосферном давлении, существующем сейчас на Марсе, оказавшаяся там вода способна закипеть без какого-либо нагрева. При среднем значении давления для поверхности Марса 6,1 мбар лед переходит непосредственно в пар, минуя жидкое состояние.
Наличие многочисленных извилистых долин значительной протяженности, с притоками и островами, напоминающих высохшие русла земных рек, должно свидетельствовать о том, что ранее на поверхности Марса были такие условия, при которых была возможность для существования жидкой воды на поверхности.
Так ли это? И если так, то куда девалась вся эта вода, что прорыла такие впечатляющие каналы и русла? На этот и другие вопросы ответов пока нет, их отыскание - дело будущих миссий АМС и, возможно, первых пилотируемых экспедиций.
Во-первых, по современным данным, может представиться, что собственно воды (во всяком случае, на поверхности) на Марсе очень и очень немного. По последним оценкам количество водяного льда северной полярной шапки, в которой сосредоточены основные водяные запасы (южная состоит в основном из углекислоты), может составлять всего лишь порядка 4% от запасов воды в антарктическом леднике. Атмосферные запасы воды также крайне незначительны.
Вода, некогда текшая по сухим в настоящее время руслам, вероятнее всего, в том или ином виде содержится под поверхностью планеты. На это же указывают последние данные, полученные с помощью "Марс Одиссея". Однако же данные эти нуждаются в уточнении и детализации, хотя наличие больших запасов воды в подповерхностной мерзлоте было бы вполне ожидаемо и логически предсказуемо. Если дальнейшие исследования покажут, что марсианской "вечной мерзлоты" не существует или что количество подповерхностной воды мало, то встанет вопрос, куда же девалась марсианская вода. Ведь согласно принятой современной наукой за базовую гипотезе об образовании всех планет из единого газопылевого диска, количество ее на Марсе должно быть сходным с земным или даже большим. Марс, как планета, пограничная с зоной планет-гигантов, должен был бы быть даже несколько более обогащен летучими веществами по сравнению с Землей, зона формирования которой была теплее марсианской.
Во-вторых, неизвестно, как долго длились благоприятные для существования жидкой воды условия на поверхности Марса, были ли русла результатом длительного воздействия равномерно протекавшей воды или же их возникновение объясняется некими катастрофичными кратковременными воздействиями огромных водяных масс.
Древние русла долины Маджа и Моми, находящиеся между возвышенностью Лунное плато и депрессией равнины Хриса, Фото "Викинга-1".
Пример марсианских островов.
Марсианские русла слишком глубокие и слишком прямые, чтобы быть руслами рек в нашем привычном понимании, они все же слабо похожи на русла земных рек, будучи более близки к долинам ледников. Возможно, именно ледники ответственны за их образование. Другой гипотезой образования марсианских русел является предположение об имевшей место в относительно недавнюю эпоху гидротермальной активности. В толще вечной мерзлоты, предположительно, могли бы образовываться довольно крупные, толщиной 30-100 м и диаметром до 10 км, линзы жидкой воды, подогреваемой локальной тектоникой. В некоторых случаях такая линза могла бы перегреться и закипеть, и тогда вытеснение объема воды на поверхность привело бы к образованию катастрофического селевого потока, образующего глубокий каньон. Согласно этой гипотезе, русла оказываются проделанными не жидкой водой, а смесью грязи, льда и пара, причем протекающими лишь эпизодически. Имеются и другие гипотезы.
Каковы бы ни были механизмы образования русел и каковы бы ни были предположения и гипотезы об их возникновении, на данный момент у науки недостаточно информации и решение загадок "марсианских рек" - дело будущего.
Долины Тиу (Tiu Vallis).
Долина Тиу берет начало в области разрушенного ландшафта Хаос Гидаспа (Hydaspis Сhaos), сперва это довольно узкий канал, направленный на север, а затем, расширяясь на север и запад, превращается в хаотический ландшафт. (Стрелками здесь и далее показаны направления потоков воды.)
Более детальный вид показывает Начало Долины Тиу:
Начало Долины Тиу.
Переносимый потоками материал оказывался остановлен стенами кратеров. Таким образом образовывались острова.
Кратеры Долины Арес (Ares Vallis). На снимке, полученном "Марс Глобал Сервейором", хорошо видны "острова" в одной из таких долин-русел. Размер изображенной области составляет приблизительно 2 км.
Начало Долины Мангала (Mangala Vallis).
Долина Ниргал (Nirgal Vallis).
Русла в области Тавмасия (Thaumasia).
Снимок долины Нанеди, сделанный "Марс Глобал Сервейором" 8 января 1998 г. Поле снимка 9.8 на 27.9 км.
Участок долины Нанеди.
На следующих фотографиях представлены желоба в долине Мангала:
Белая рамка на контекстном снимке сверху показывает положение снимка высокого разрешения, приведенного ниже. На снимке столовые горы в долине Мангала - одной из крупнейших марсианских долин, прорытых наводнениями.
Темные полосы на склонах - следы пылевых лавин: светлая пыль соскальзывает и остается темная подложка.
Поле снимка имеет размер 11.7 км на 3 км. Освещение сверху слева.
Два изображения долины Касэй:
Итак, был ли Марс некогда богатым водой миром, с морями, океанами и реками, или всегда являл собой ледяную пустыню - станет известно лишь после его непосредственного изучения, которое невозможно без высадки на его поверхность людей и их длительного там пребывания. На данный же момент можно лишь констатировать, что марсианские "реки" - это еще одна волнующая загадка таинственной Красной Планеты, ждущей своих первооткрывателей и исследователей… |
