Войти на сайт

или
Регистрация

Навигация


1. ТЕОРІЯ РОЗВИТКУ ПОДІЙ НА МАРСІ

Незважаючи на те, що період бурхливої вулканічної активності Марса вже в далекому минулому, з геологічного погляду планета все ще жива. Деякі знахідки дають змогу припустити, що на Марсі і тепер є місця вулканічної активності. Мова йде про відкладення, які характеризуються широким спектром найрізноманітніших мінералів - від украплень олівіну в базальтових породах до насичених кремнієм гранітів. Фізик Вінсент Чеврір (Уіпсепі Спеугіег) з Арканзаського університету (США) розрахував термодинамічні умови для утворення глинистих відкладень на Марсі та дійшов висновку, що вуглекислого газу в атмосфері планети могло бути недостатньо для парникового ефекту. Хоча є численні ознаки наявності в минулому і, можливо, тепер рідкої води на поверхні Марса, залишається неясним, що саме привело до підвищення температури й танення льоду на планеті. В. Чеврір узяв за основу своїх розрахунків склад глинистих мінералів, виявлених у найдавніших пластах, вік яких приблизно 4-4.5 млрд. років. Для утворення глини потрібна рідка вода: це доводять процеси, що відбуваються на Землі.

Для того, щоб сформувалася глина, вода має перебувати в рідкому стані досить тривалий час, а для того, щоб атмосфера могла утримувати сонячне тепло, в її складі має бути певна кількість так званого парникового газу. Найпоширенішим парниковим газом є вуглекислий газ. Проте, як відмічено вище, результати розрахунків В. Чевріра показали, що вуглекислого газу в марсіанській атмосфері могло бути недостатньо для істотного підвищення температури. До того ж, якби його було досить, то це зумовило б утворення, крім глин, ще одного мінералу - карбонату. Разом з тим, карбонати на Марсі довгий час не були виявлені.

Автоматична міжпланетна станція (АМС) «Марс-експрес» тепер завершила мінералогічне картографування поверхні Червоної планети. На підставі отриманих даних стало ясно, що великі об'єми відкритої води все ж могли існувати на планеті, хоча й дуже давно. Аналіз здобутої інформації показав, що геологічна історія Марса розділяється на три ери. Учені назвали їх за латинськими найменуваннями мінералів, котрі переважали впродовж відповідної ери.

Перша ера, філлоціанова (Phillocian), тривала 4.5-4.2 млрд. років тому. Вона характеризується утворенням глинистих силікатів (філлосилікатів), для чого було потрібне багате водою лужне середовище. Відповідно до нових наукових даних на Марсі виявлено тисячі місць із філлосилікатами, розташованими по всій поверхні. Шари порід, на які мільярди років тому вода мала певний вплив, лежать під молодшою вулканічною породою, але в багатьох місцях філлосилікати виходять на поверхню. Після глобальної зміни марсіанського клімату, викликаної, імовірно, вулканічною активністю, почалася нова ера - тейікіян (Theiikian), що тривала від 4.2 до 3.8 млрд років тому. Тоді в атмосферу надходила велика кількість сірки, а навколишнє середовище стало дуже кислим; вода та сірка, реагуючи, утворювали сульфати. Близько 3.8 млрд років тому настала третя ера - сідеріканська (Siderikan). Води на поверхні Марса не залишилося - вона збереглася як дві снігові шапки на його полюсах. У результаті цих процесів сформувалися залізні окисли, які не гідратуються. Наявністю саме їх зумовлений червоний колір поверхні планети. Учені встановили найбільш перспективні області для пошуку слідів життя на Марсі, які латиною подаються так: Terra Meridiani, Arabia Terra, Marwith Vallis, Syrtis Major і Nili Fossae. Саме в названих місцях можуть бути глинисті породи, де, можливо, зберігаються відбитки минулого життя.

Рівнина Еллада, розміщена недалеко від південної полярної області, являє собою басейн завширшки близько 2 000-3 000 км. У глибину кратер цього басейну звужується до 1 500 км. Його оточують викиди породи, через що він схожий на воронку від вибуху. Крім того, на поверхні рівнини спостерігаються аномальні збільшення сили тяжіння (так звані маскони), що свідчить про більшу щільність порід під ними. Дослідники звернули увагу на ланцюжок з п'яти велетенських кратерів: Аргір (Argyre), Еллада (Hellas), Ізіда (lsidis), Toмaзiя (Thaumasia), Утопія (Utopia), які лежать на одній дузі великого кола (координати його центра: 30° південної широти, 175° східної довготи) Особливості розташування й приблизно однаковий вік дали змогу припустити, що всі ці кратери утворилися одночасно в результаті одного й того ж катаклізму. Причиною його міг бути розпад і падіння фрагментів великого астероїда, який рухався навколо Сонця по тій же орбіті, що і Марс. Цей астероїд був істотно більшим від того, зіткнення з яким викликало загибель динозаврів на Землі. Унаслідок такого могутнього зіткнення марсіанські полюси змістилися приблизно на 90 і опинилися поблизу колишнього екватора. Розрахунки допомогли відновити параметри удару, завданого цим астероїдом Марсові. Ударна хвиля дісталася до протилежної півкулі, а сферична форма планети сфокусувала її симетрично до кратера Еллада. Саме там - на протилежному від нього боці - міститься група найвищих у Сонячній системі вулканів. З тієї ж причини відбулись і численні розломи кори. Водночас описані глобальні зіткнення вплинули на щільність марсіанської атмосфери й загальний клімат планети.

За розрахунками, до цієї події тиск атмосфери Марса міг досягати 300 мбар, тоді як тепер він не перевищує 10 мбар у найглибших місцях. У той час на Марсі могли існувати відкриті водойми, навіть річки, що впадали у великі моря, особливо в північних низинних областях. Правда, «океан» теперішньої північної півкулі мав розміщуватися в районі сучасного екватора. Це мало збільшити ексцентриситет марсіанської орбіти. У результаті такого радикального зсуву полярних і екваторіальних зон Марс за відносно невеликий проміжок часу позбувся майже всіх запасів води на поверхні, перетворившись на безводну пустелю. Свідченням цього можуть бути реліктові залишки стародавніх полярних шапок - темні області в екваторіальних широтах. Деякі з них, можливо, містять і в наші дні запаси льоду, приховані в надрах Марса. Після зникнення рідкої води з поверхні основним її джерелом стали полярні шапки. Якщо поклади льоду ще залишилися під поверхнею Червоної планети, то тепер їх треба шукати поблизу екватора.


Информация о работе «Вода на Марсі»
Раздел: Авиация и космонавтика
Количество знаков с пробелами: 42133
Количество таблиц: 0
Количество изображений: 9

Похожие работы

Скачать
20952
0
4

... . Еще один-два микрона осажденной воды содержится в облаках. Казалось бы, всякие разговоры о гидрологии при таком положении вещей теряют смысл. Но это очень поверхностный, утилитарный вгляд. На самом деле «круговорот воды», хотя и совсем не такой, о котором нам рассказывали в школе, вполне возможен и с такой слабой атмосферой, как марсианская. И интерес к нему не случаен. Несмотря на всю свою ...

Скачать
63687
3
0

... у поверхности Tmax(K) 270 Tmin(K) 200 Среднее давление у поверхности P (атм.) 6*10-3 Средняя плотность у поверхности r (г/см3) 1,2*10-5 Для атмосферы Марса характерно низкое относительное содержание водяного пара, на уровне сотых и тысячных долей процента. Около 80% количества H2O сосредоточено в ...

Скачать
25445
0
0

... для исследования красную планету потому, что она больше других планет напоминает Землю. Собрав все данные о красной планете и проанализировав их, я собираюсь дать ответ на самый загадочный и противоречивый вопрос – «Есть ли жизнь на Марсе?», ибо ответ на него даст многое понять о истории нашей планеты и о возможном будущем.. Ведь Земля будет максимально похожа на Марс, если у нас исчезнет жизнь, ...

Скачать
21554
1
2

... изучении Марса. Экспедиции на Марс В XX веке было запущено множество космических станций на Марс. Их целью было получить как можно больше сведений о красной планете. Многие экспедиции по разным техническим причинам не достигли Марса, но большая часть всё-таки успешно достигала поверхности планеты. Именно благодаря этим экспедициям мы получили данные о составе почвы и воздуха, погодных условиях ...

0 комментариев


Наверх