Батыр Каррыев - Катастрофы в природе: удар из космоса. Факты, причины, гипотезы, последствия

С 2006 года поверхность Марса сканируется зондом NASA «Mars Reconnaissance Orbiter» (MRO) запущенного в 2005 году. Обладая уникальными научными инструментами, он выполнял исследования рельефа, стратиграфии, минерального состава, воды и погоды Марса. Были обнаружены залежи стекла, следы жидкой воды, по данным фотосъёмки удалось сопоставить марсианские ландшафты с земными. Оказалось, что характер их формирования достаточно схож – от глубинных тектонических процессов до ветровой и водной эрозии.

По геологическим меркам сравнительно недавно около 370—375 тысяч лет назад на Марсе завершился ледниковый период, и температура начала расти. Для него характерны примерно такие же цикличные колебания температуры, как и те, что происходили на Земле. Однако колебания марсианской температуры выражены более контрастно. На месте работы марсоходов зарегистрированы изменения температуры за сутки от +3 до -91 градуса по Цельсию, а колебания атмосферного давления составляли 10—12%.

Ось вращения Марса наклонена в плоскости эклиптики почти как на Земле, однако у него угол наклона вращения не оставался постоянным. Он сильно изменялся, что приводило к значительному изменению количества солнечной энергии поступающей на марсианскую поверхность и, соответственно, температурного режима планеты в историческое время.

В прежние времена Марс был более влажным, а температура выше. На поверхности происходила сильная ветровая эрозия. Поскольку на планете возникают мощные песчаные бури, то под их воздействием за многие миллионы лет в центральных частях марсианских кратеров образовались курганы высотой более полутора километров.

В 2013 году марсоходом «Curiosity» добыта первая проба твёрдой породы грунта в кратере Гейла. В 2015 году удалось установить, что на Марсе около 3,6 миллиардов лет назад вода была в жидком состоянии. В ней содержались необходимые для жизни химические элементы, такие как углерод, водород, кислород, азот и сера. Лёд с примесью силикатов составляет основную массу полярных шапок Марса. Они содержат примерно до трёх миллиардов кубометров льда.

Поверхность Марса в основном представляет собой пыле-песчаную пустыню с каменными россыпями, потухшими вулканами, схожими с руслами высохших рек каньонами и ударными кратерами. Здесь обнаружены грандиозные геологические образования, превышающие по размерам всё, что есть на Земле.

Сравнение ударных кратеров на планетах и спутниках Солнечной системы.

Ширина системы каньонов Valles Marineris достигает двухсот километров, а её протяженность – более четырёх тысяч километров, с максимальной глубиной в одиннадцать километров. Другим грандиозным геологическим образованием и наиболее крупным в Солнечной системе, является вулкан Олимп. Его высота от основания диаметром около 540 километров составляет 21,2 километра, Протяженность вулканической кальдеры составляет 85 километров при ширине 60 и глубине в три километра.

Миллиарды лет назад на рельеф Марса могло оказать падение предполагаемого третьего его спутника. Крупнейший полярный бассейн Северный занимающий примерно 40% его поверхности возможно результат этого столкновения. Теоретически подобная судьба уготована и другому спутнику – Фобосу. На его поверхности обнаружены следы разрушающего приливного воздействия Марса.

Приливное воздействие Марса замедляет движение Фобоса и в будущем приведёт к его падению на него или разрушению с образованием планетного кольца. Сейчас спутник приближается к своей планете на 1,8 метра за столетие, и падение произойдет через 43 миллиона лет. Ещё до него через 10—11 миллионов лет Фобос разрушится на части. Самый крупный ударный кратер на спутнике – Stickney диаметром 9 км.

В 2008 году с зонда «Mars Reconnaissance Orbiter» впервые удалось запечатлеть обвал обширного участка марсианского склона. Он произошёл в районе на крутом склоне, где перепад высот составляет около семидесяти метров. С приходом весны склон прогрелся, что и привело к образованию обвала.

На Марсе отмечены своеобразные сезонные «вскипания» поверхности с возникновением контрастных полос и холмов. Они связаны с потоками воды, активизирующейся при повышении температуры в условиях низкого марсианского давления, что и приводит к перемещению песчаных масс.

Первые сейсмические наблюдения на Марсе проведены спустя сто лет после Великого противостояния 1877 года, когда американский астроном Асаф Холл (Asaph Hall) открыл оба спутника Марса. Планировалась работа двух сейсмических станций летевших на космических аппаратах «Viking». Однако первый сейсмометр при посадке на гигантской низменности – равнине Chryse не смог распаковаться, и включить электропитание. Зато второй, на равнине Утопия проработал в течение 19 земных месяцев, с 4 сентября 1976 года по 3 апреля 1978 года.

6 ноября 1976 года впервые удалось записать марсотрясение с магнитудой около трёх по шкале Рихтера. Однако общие результаты марсианских наблюдений оказались менее результативны, чем на Луне. Видимо только в будущем удастся найти ответы на вопросы о внутреннем строении четвёртой планеты.

В 2016 году обнаружены масштабное перераспределение осадочных пород ближе к краю обширной северной равнины Vastitas Borealis. Они объясняются двумя цунами, вызванными возможным падением астероидов в марсианский океан примерно три миллиарда лет назад.

Фобос и ударный кратер Stickney на нём диаметром 9 км. Внутри него находится ещё один кратер диаметром 2 км. Внизу карта спутника Марса с многочисленными ударными кратерами.

Плутон.Эта самая удалённая от Земли малая планета в основном состоит из силикатных пород на 50—70% и льда на 30—50%. Его масса в шесть раз меньше массы Луны, а объём меньше в три раза. У Плутона есть разряженная атмосфера из азота с примесью метана и угарного газа. Её образование связано с испарением льда с поверхности планеты, которая отличается сильной неоднородностью.

Первыми изображениями поверхности Плутона стали карты яркости, построенные по данным наблюдений его затмений спутником Хароном (1985—1990). Общее представление о его поверхности получены американским зондом «New Horizons» (2006).

Поверхность планеты отличается разнообразием форм рельефа. Это провалы, кратеры и долины. Через северное полушарие Плутона на тысячу километров простирается гладкая равнина Спутник. Она окружена горами изо льда в несколько километров высотой, а крупные ледники стекаются на равнину с севера. Предположительно она образовалась от столкновения Плутона с астероидом, кратер которого затем заполнили замёрзшие газы.