Александр Гурштейн - Извечные тайны неба

Из курса физики известно: меньше давление – ниже точка кипения воды. Современная атмосфера Марса очень разрежена: давление ее у поверхности планеты в среднем составляет 0,6 % от давления атмосферы у поверхности Земли. Вода под таким давлением закипает при температуре +2 °C и, следовательно, в жидком виде на Марсе существовать не может. Откуда же русла рек?

Объяснения возможно искать в одном из двух вариантов. Первый – экзотический. Дескать, марсианские промоины образованы не водными потоками, а сверхподвижными, «текучими» ледниками. Или: при образовании нового крупного кратера вскрывается подпочвенный лед, который от тепловыделения взрыва мгновенно топится и образует кратковременный грязевой вал, некоторое подобие земных селей.

Плохо верится в такие объяснения. Не лучше ли испробовать другой путь – предположить существование у Марса в недалеком прошлом гораздо более мощной атмосферы. Но что это значит? А то, что планеты могут за мгновенный в геологическом отношении срок потерять атмосферу. И, следовательно, атмосфера не есть весьма консервативный признак планеты, связанный лишь с ее массой, а признак изменчивый, который может исчезать и, должно быть, приобретаться. Такой далеко идущий вывод принять на вооружение без строгих аргументов науке тоже не просто. Вот и остаются для внеземных геологов русла марсианских рек постоянным камнем преткновения.

Снимки планеты с нескольких космических аппаратов обнаружили разнообразие структур марсианской поверхности: протяженные, изломанной формы долины, кратеры, вулканы, поля дюн и многое другое.

Один из потухших марсианских вулканов настолько велик, что как самостоятельная деталь поверхности обозначался на картах еще в эпоху телескопических зарисовок. Этой детали за белизну (по-видимому, наблюдались окружающие гору облака) дали имя Никс Олимпика – Снега Олимпа. Поперечник подножия марсианского Олимпа около 600 км. Высота его, по существующим оценкам, достигает 24 км. Напомним, что крупнейший вулкан Земли – Мауна Лоа на Гавайских островах в Тихом океане – имеет поперечник подножия немногим более 200 км и возвышается над ложем океана всего на 9 км.

Немного южнее экватора Марса на 4 тыс. км протянулся тектонический разлом: каньон шириною местами до 200 км и глубиною в 5-7 км, получивший название Долины Маринера.

Крутые склоны каньона в ряде мест изрыты оврагами и несут следы оползания текучего материала.

Некоторые детали поверхности планеты бесспорно связаны с ветрами, которые раз в несколько лет поднимают на поверхности Марса громадные пылевые бури, одновременно захватывающие едва ли ни всю его поверхность. Одна из таких бурь во время великого противостояния 1971 г. сильно мешала фотографировать поверхность с борта американского космического аппарата «Маринер-9» и советских космических аппаратов «Марс-2» и «Марс-3». Памятниками марсианских ветров служат поля кочующих марсианских барханов. Впрочем, в обычное время между бурями ветер гладит поверхность, как ласковый бриз.

Крохотные пылевые частицы, плавающие в атмосфере Марса, по-разному рассеивают свет в различных участках спектра и придают марсианскому небу розоватый оттенок – такой же, как мы наблюдаем на Земле при заходе Солнца в ветреную погоду.

Результаты космических экспериментов не исключают возможность, что под толстыми наносами пыли в нескольких местах планеты могут залегать замерзшие моря. Различные формы рельефа Марса также связаны, по-видимому, с явлениями типа земной «вечной мерзлоты». Однако в сезонных полярных шапках Марса «настоящего», водяного льда очень немного. Они состоят преимущественно из твердой углекислоты – того самого сухого льда, которым так широко пользуются у нас продавцы мороженого.

Марс скудно обогревается Солнцем, и температура на его поверхности днем даже в разгар лета едва переваливает за 0 °C. В зимнее время от лютой стужи на камнях марсианских пустынь выступает «иней» – оседает замерзшая углекислота.

Напряженность магнитного поля Марса составляет ничтожную долю напряженности магнитного поля Земли и в 6 раз слабее напряженности поля Меркурия.

Спутники Марса оказались неправильной формы, оббитыми со всех концов космическими «камнями». Фобос, случись отбуксировать его на Землю, можно было бы свободно уместить на большинстве из тихоокеанских атоллов: его размеры в трех взаимноперпендикулярных направлениях составляют 27х2Iх19 км. Деймос еще меньше: 15х12х11 км.

Отрицательные результаты принесли пока все усилия найти на Марсе следы органических соединений. С самого начала космических исследований было ясно, что уповать на быструю удачу в этом деле не приходится. Наивно было предполагать, что телекамеры посадочных аппаратов покажут землянам тамошнюю пальму, слона или динозавра. Однако среди ученых теплилась надежда отыскать, по крайней мере, марсианские бактерии. Но этого не произошло. На сегодняшний день никаких следов марсианских микроорганизмов тоже не обнаружено. Как знать, может быть жизнь на Марсе затаилась в руслах высохших рек?

Юпитер формировался в толстой и самой плотной части протопланетного облака. Именно сюда, в эту часть первичного облака, «выметались» давлением солнечных лучей все легкие летучие вещества, в особенности водород и гелий. Благодаря густой «питательной среде» Юпитер вырос в гиганта.

Химический состав Юпитера резко отличается от химического состава Меркурия, Венеры, Земли и Марса – планет земной группы. Колосс Юпитер в этом отношении гораздо больше напоминает звезду, чем планету: он содержит в основном водород с примесью гелия.

В центре Юпитера предполагается существование жидкого ядра из силикатов и металлов: железа, никеля. Давление в ядре должно достигать нескольких десятков миллионов атмосфер, температура 25 тыс. кельвинов. Ядро заключено в «скорлупу» из отвердевших водорода и гелия, причем водород в нижней части «скорлупы» должен перейти в особое, металлическое состояние. Выше располагается аналогичная по составу водородно-гелиевая атмосфера, причем из-за высоких давлений нижняя часть атмосферы имеет большую плотность и вязкость. По своим механическим свойствам она скорее похожа на океан, чем на газовую оболочку. Таким образом, если углубляться постепенно в недра Юпитера, то сначала из обычной разреженной атмосферы попадешь в облачный слой – нечто вроде тумана с мелкими твердыми частичками, потом вступишь в слой значительного уплотнения, как бы слякоти, которая будет становиться все гуще и плотнее, покуда не окажется по существу твердой. Четко выраженной границы между твердым телом планеты и газовой оболочкой на Юпитере не существует.