КАРТА САЙТА

Есть ли жизнь на Марсе?

А.В. Галанин © 2005

Часть 1

Так выглядит Марс в телескоп. Отчетливо видна белая полярная шапка - там сейчас зима. Различаются темные и светлые участки поверхности. Белая полярная шапка на южном полюсе отсутствует, там сейчас лето. Яркий ореол вокруг планеты - ее атмосфера. На некотором удалении видны спутники Марса - Фобос и Деймос.   Диаметр Марса 6787 км – почти вдвое меньше земного (весьма миниатюрный мир!). По объему планета в семь раз меньше Земли, а по массе – в девять. Масса Марса составляет 0,107 массы Земли, то есть 6,4х1023 кг. Плотность 3,95 г/см3. Средняя температура поверхности -23°С, -150°С на полюсах, -0°С на экваторе. Давление атмосферы у поверхности на два порядка меньше, чем у поверхности Земли. Марс обходит свою орбиту за 687 земных суток.

Наблюдать Марс в телескоп и составлять карты начали в 1636 году. В 1878 году произошло великое противостояние Марса и Земли. Миланский астроном Джиованни Скиапарелли, обладавший необычайно зоркими глазами, увидел туманные полоски на поверхности Марса. Их было множество. Тонкие прямые линии, будто проведенные по линейке, пересекали красноватые "материки", соединяя между собой "моря" и "озера" планеты. В 1879 году Скиапарелли публикует результаты своих наблюдений и свои выводы. Они производят сенсацию - На Марсе есть разумные существа.

На отдельных участках Марса длиной в десятки и сотни километров были выявлены многочисленные перепады высот в 1-2 и более километров, большинство из которых, как подтвердили в дальнейшем результаты фотографирования Марса с космических аппаратов, правильно ассоциировались с кратерами поперечником до 50-100 км.

Одновременно оценивались рассеивающие свойства поверхности и углы наклона участков, сопоставимых по своей протяженности с длиной волны. Чем больше эти углы, тем больше шероховатость поверхности, или, другими словами, более неоднороден микрорельеф. Оказалось, что участки марсианской поверхности, от которых отражаются радиоволны, в целом довольно сглаженные: среднеквадратические значения углов их наклона лежат в пределах от 0,5 до 4o, что существенно меньше, чем у Луны или Меркурия.

Радиолокационные исследования Марса обнаружили колебания диэлектрической проницаемости от 1,5 до 5, чему отвечают значения плотности грунта на поверхности от 1 до 2,5 г/см3. Эти оценки позднее подтверждены путем измерений при помощи бортовых радиометров сантиметрового диапазона, работавших на спутниках Марса "Марс-3" и "Марс-5". Грунт на Марсе очень разный - от твердых скальных пород до сильно раздробленных, и сыпучих грунтов, встречающихся неравномерно в различных районах планеты. Для большинства районов планеты характерна малая плотность грунта.

На этой фотографии мы видим стенку кратера марсианского вулкана. Некая тягучая густая субстанция сочится из обрыва и медленно стекает вниз, обволакивая поверхность. По всей вероятности, это смесь водяного льда и углекислоты. Такой лед более текуч, чем чисто водяной. Ледяная масса насыщена солями и потому имеет красно-коричневый цвет.

В северном полушарии преобладают равнинные области, в южном - кратерированные. Выделяются крупные, поперечником свыше 2000 км, котловины ("моря"), такие как Эллада, Аргир, Амазония, Хрис, и возвышенные плато ("материки") - Фарсида, Элизиум, Тавмасия и др. Последние по своим размерам близки к земным континентам и возвышаются на 4-6 км над уровнем средней поверхности, который соответствует экваториальному радиусу планеты 3394 км. Если бы на Марсе существовали океаны, как на Земле, они бы заполнили обширные пространства котловин, а эти плато действительно выделились бы как материки. Помимо обширных кратерированных районов, были обнаружены прямые свидетельства тектонической и вулканической деятельности в виде характерных вулканических конусов и раз-ломов, сочетания относительно более молодых структур, довольно четкие следы воздействия различных эрозионных факторов и процессов осадконакопления.     На фото мы видим щитовой вулкан Марса. Над кратером легкие облака.

В целом кратеры на Марсе более мелкие, чем на Луне и Меркурии, но значительно глубже, чем на Венере. Внешние склоны валов типичных кратеров имеют углы наклона по отношению к горизонту около 10o, внутренние стенки наклонены на 20-25o. Как правило, дно кратеров плоское.   Преобладающие формы рельефа северного полушария - громадные щитовые вулканы с четко очерченными кратерами на вершинах - огромными кальдерами.

На этой фотографии хорошо виден один из таких вулканов. На склоне глубокая рытвина, по которой вытекала лава. А может быть, это была вода? Уж очень оплывшими выглядят склоны вулканического конуса. В кальдере промерзшее насквозь озеро, лед просел, видны трещины и сколы. Периодически вулкан оживает и выбрасывает новые порции лавы (воды?)

Эта поверхность выглядит странно. Она как бы испещрена многочисленными углублениями, рассеянными вокруг большого круга, залитого свежим льдом. По всей вероятности вода выступила на поверхность, растеклась и застыла. По радиусу этой лепешки можно судить о том, что в жидком виде она оставалась довольно долго, в противном случае образовалась бы не лепешка, а конус. Возможно вытекала и не вода, а некая углекисло-водная субстанция.

Марсианская равнина Утопия усыпана камнями с ноздреватыми поверхностями, характерными для пемз. Об интенсивной тектонической активности свидетельствуют многочисленные разломы и сбросы марсианской коры, образовавшиеся утесы, грабены, обширные ущелья с системой ветвящихся каньонов. Они достигают несколько километров в глубину, десятков километров в ширину и тысяч километров в длину. Сетки мощных каньонов зачастую отделены друг от друга плоскими плато и горами с плоскими вершинами.

Четыре вулкана в области Фарсида в несколько раз больше существующих на Земле. Вулканические конусы - Арсия, Акреус, Павонис и Олимп достигают 500-600 км в основании, поднимаясь над равниной на 21 км. Диаметры кратеров около 100 км у Арсии и 60 км у Олимпа. Отсутствие в областях вулканов, кратеров ударного происхождения, а также следы лавовых потоков на склонах гор позволяют предположить, что вулканы действовали еще сравнительно недавно. Перемещение пыли ветром, обусловленное как локальными метеорологическими, так и глобальными циркуляционными процессами на планете, вызывает периодические изменения очертаний светлых и темных областей, причем темные области на несколько градусов теплее светлых. С переносом пыли и динамикой сезонных изменений полярных шапок связана и природа знаменитой "волны потемнения", распространяющейся с наступлением весны от широты примерно 70o к экватору со скоростью около 5 метров в секунду, так что до экватора она докатывается меньше чем за два земных месяца, покрывая расстояние свыше 4000 к

К лету, когда шапка уменьшается до минимальных размеров, темная полоса достигает широты 40^o в противоположном полушарии, а к осени, с началом роста шапки, быстро откатывается назад, и "моря" светлеют. Южная полярная шапка Марса летом стаивает почти целиком. Это можно объяснить большим, чем на у Земли, эксцентриситетом (вытянутостью) орбиты планеты. На правом снимке видны густые облака над каньоном Маринер. Ночью в атмосфере Марса образуется дымка из кристалликов льда и, возможно, углекислоты. Справа - на Марсе густые облака.

Иногда возникают мощные пылевые вихри, неслучайно называемые "пылевыми дьяволами". Ситуация приобретает глобальный характер в период пылевых бурь - грандиозного природного явления, периодически охватывающего всю планету. Пыль во время бурь поднимается на высоту до 10 и более километров, так что выступающими над этой сплошной пеленой оказываются только вершины крупнейших вулканов, а вся остальная поверхность приобретает ровный желтый фон, без каких-либо деталей. В стратосфере Марса, так же как и на полюсах, может конденсироваться углекислота, однако марсианские облака преимущественно состоят из кристаллов водяного льда и расположены в тропосфере. На снимке видно, что конуса вулканов выше облаков.

Одна из лучших фотографий Марса, сделанная с высокой орбиты. В нижней части виден каньон Маринеров. Это не что иное, как зона спрединга. Здесь происходит раздвижение марсианской коры при расширении планеты. Но по мере раздвижения и, естественно, расширения каньона он заполняется ледником, который натекает и обрушивается в каньон с боков. В центральной части каньона мы видим именно такое обрушение ледниковой толщи. Да, на Марсе, как и на Земле, есть океанические впадины, но они там заполнены льдом

Что мы видим на фото слева? Пыльную бурю в северном полушарии. Песок и пыль поднялись на огромную высоту так, что никакие детали рельефа не просматриваются кроме вершины гигантского вулкана. Но эта вершина возвышается над поверхностью окружающей равнины почти на 20 км. Такие бури возникают в северном полушарии Марса обычно в конце осени - начале зимы, а также зимой, когда температура воздуха опускается ниже -150 градусов по Цельсию. Углекислый газ атмосферы начинает выпадать на поверхность в виде снега. Если учесть, что в атмосфере Марса углекислоты содержится 95%, то можно представить мощность снегопада. Теплый воздух из экваториальной области устремляется к северу, ведь там не только понизилась температура, но и давление резко понизилось. Полярная шапка постоянно растет за счет ежегодного поступления сюда водяного снега, пыли и песка, которые увлекаются пыльной бурей. Снег и лед из углекислоты весной возгоняется, обогащая атмосферу углекислым газом. Водяной лед, песок и пыль сохраняются до следующей зимы. Такое здесь случается ежегодно. Каждую осень полярную область укрывает белый саван сухого снега.

Схема орбит планет земной группы. Видно, что экцентриситет орбиты Марса значительно больше, чем у Земли, Венеры и Меркурия. Именно поэтому на южном полюсе летом полярная шапка стаивает летом полностью, а на северном нет. Когда на северном полюсе лето, Марс находится на самом большом расстоянии от Солнца и, напротив, ближе всего к Солнцу он тогда, когда лето наступает в южном полушарии. Измерения с космических аппаратов показали, что в основной своей массе полярные шапки образованы обычным льдом. Оказалось, что интенсивный рост шапок происходит в период с начала марсианской осени до начала весны в соответствующем полушарии за счет конденсации из атмосферы углекислоты. При этом образуется слой сухого углекислого льда, быстро исчезающий с наступлением весны. После его испарения остается не стаивающая за лето часть, имеющая температуру около -70oC, то есть значительно превышающую температуру замерзания углекислоты. Она-то и состоит в основном из обычного льда, покрываемого зимой слоем углекислоты. Весьма вероятно, что шапки содержат также обширные включения газовых гидратов - так называемых клатратов, представляющих собой соединения, которые образуются при внедрении молекул углекислого газа в пустоты кристаллической структуры водяного льда. По внешнему виду они напоминают спрессованный снег.

Марсианский грунт под микроскопом

На Марсе клатраты, возможно, образуются и в средних широтах (ночью), как это было замечено на фотопанорамах. С восходом Солнца конденсат в умеренных широтах быстро сублимирует. Измеренные температуры как раз хорошо соответствует фазовому переходу при образовании и исчезновении клатратов CO2. Для атмосферы Марса характерно низкое относительное содержание водяного пара, на уровне сотых и тысячных долей процента. Около 80% количества H2O на "красной планете" сосредоточено в приповерхностном слое атмосферы толщиной в несколько сотен метров. Содержание водяного пара в зависимости от сезона, широты и времени суток колеблется, изменяясь в сто раз и более. Наиболее сухая атмосфера в высоких широтах зимой, а наиболее влажная над полярными областями летом. Это значит, что тает не только сухой лед, но и лед из воды. На Марсе обнаружены отдельные районы повышенной влажности воздуха и в средних широтах. Общее содержание воды в атмосфере снижается в период пылевой бури.

Цепочка марсианских озер вдоль разлома на поверхности ледника. По разлому на поверхность поступает жидкая вода, которая и питает эти озера. Они, разумеется покрыты толстым слоем льда, предохраняющего жидкую воду от испарения

“Рука” робота-манипулятора зонда Viking взяла с поверхности образцы грунта и поместила их в чашки Петри с капельками питательной жидкости, помеченной изотопом радиоактивного углерода. Грунт изучался в течение девяти недель. Идея эксперимента заключается в том, что если в образце есть живые организмы, то они вступят в реакцию с питательным раствором и радиоактивный углерод выделится в виде газа. И такой газ был обнаружен Патрисией Страат и Гилбертом Левиным.   Однако другие специалисты объяснили это химической реакцией радиоактивного углерода с активными компонентами марсианского грунта пероксидами. Но количество выделяемого газа циклически менялось, причём продолжительность цикла соответствовала длине марсианских суток - 24,66 часа.   Ритм жизни земных живых существ, начиная с людей и заканчивая дрозофилами, также суточный. Если бы в реакции участвовали пероксиды, то они бы быстро разложились, и никаких флуктуаций в выделении газа не было бы. При нагревании образца грунта до +160oC выделение газа резко снизилось, а затем вообще прекратилось, так как высокая температура убила микроорганизмы.

Нет, это не гусеницы и не личинки насекомых. Эти странные образования на поверхности Марса – не что иное, как дюны. Но дюны не простые, а смерзшиеся. Они состоят из песка, водяного льда и льда из углекислоты. Темные пятна, по всей вероятности, - вытаивающие вкрапления марсианского грунта, занесенного сюда во время бури. Подковообразная форма дюн связана с господствующим направлением теплых ветров, выдувающих и испаряющих водяной лед и углекислоту. А может быть, эти темные пятна - колонии микроорганизмов, живущих во влажном грунте? Другие наши странички для интересующихся Марсом: Cравнение Марса и Земли Есть ли нефть на Марсе? Марсианские заметки Роль воды на Марсе Шарики на Марсе Факторы рельефообразования на Марсе (в 7 частях)