Особенности климата Марса и его атмостферы

И связи с изучением геологического прошлого Марса больший интерес представляет проблема особенностей марсианского климата и эволюции атмосферы.

Б. Муррей и М. Малин привели некоторые косвенные доказательства существования «погребенной» твердой углекислоты в виде слоев толщиной от 300 до 1000 м. По-видимому, масса сухого льда в стабильной зоне северной полярной шапки в 2—5 раз превосходит массу углекислого газа, содержащегося в атмосфере. Следует предположить, что различия стабильны: зон южной и северной полярных шапок обусловлены более низким уровнем расположения последней, хотя природа деталей структуры полярных шапок остается загадочной. Ограниченно! содержание углекислого газа на Марсе свидетельствует о том что едва ли в атмосфере этой планеты могли когда-либо в прошлом возникать условия, подобные земным, если даже углекислота оказывалась в атмосфере.

Осуществленный за последние три года детальный анализ телевизионных изображений Марса, полученных с АМС Mariner 9, позволил сделать важные выводы о геологической эволюции этой планеты. На заключительном этапе аккреции марсианская поверхность была, по-видимому, покрыта больший количеством кратеров, но вскоре после этого тектонические процессы вызвали появление асимметрии полушарий с преобладанием в северном полушарии рельефа с малыми высотами.

На ранней стадии развития Марса по-видимому, еще в период аккреции сформировалась плотная атмосфера, которая первоначально была относительно теплой и поэтому могла высвобождать большое количество водяного пара. Под влиянием уменьшения температуры поверхности или инсоляции атмосфера начала охлаждаться, что вызвало конденсацию водяного мира, особенно в экваториальной зоне. В результате интенсивных дождей происходила существенная эрозия грунта: потоки воды обусловливали формирование борозд на покрытой кратерами поверхности. Температура верхнего слоя марсианской коры толщиной в несколько километров, куда проникала дождевая вода, колебалась около точки замерзания воды.

Грунтовые воды концентрировались в районах пониженного рельефа и при понижении температуры ниже точки замерзания происходило образование льда внутри коры на небольших глубинах, под которым сохранялась вода, что создавало условия существования артезианской воды в региональных масштабах. Локальное таяние грунтового льда и выход на поверхность марсианских вод приводили к деформациям поверхности, определившим наблюдаемые сейчас хаотические формы рельефа. Интенсивные потоки воды сформировали большие каналы, особенно в экваториальной зоне, расположенные вдоль образовавшегося ранее раздела между возвышенностями южного и депрессиями рельефа северного полушарий.

По мере продолжавшегося выхолаживания атмосферы происходила диффузия большей части водяного пара и углекислого газа в зоны полярных шапок и подповерхностных резервуаром, где оба эти компонента сохраняются до настоящего времени в форме льдов. Вскоре после упомянутого выше процесса интенсивной эрозии началась активная вулканическая деятельность (которая эпизодически продолжалась до настоящего времени), сопровождавшаяся формированием долин, покрытых кратерами, и образованием слоя вулканического пепла на пониженной и имеющей слабо выраженный рельеф поверхности северного полушария. Связанное с вулканической активностью повышение температуры вызывало дополнительное таяние грунтового льда и эрозию поверхностными потоками воды, слепы которой сохранились в форме каналов и впадин.

Исследования в области палеоклимата Марса показали, что марсианские каналы перекрываются со слишком большим числом кратеров и имеют слишком большой возраст для того, чтобы открывать возможности корреляций с периодичностями климата (порядка миллиона лет), обусловленными изменением параметров орбит. По-видимому, каналы являются индикаторами гораздо более древнего климата. По мнению В. К. Хартманна предполагаемые изменения климата Марса в геологическом прошлом, как и аналогичные изменения климата Земли, следует, вероятно, приписать вариациям солнечной активности. Данные по изотопу кислорода указывают, например, на то, что 120 млн лет тому назад вся Земля была в среднем на 10° С теплее и, соответственно, в течение этого периода отсутствовали полярные ледяные шапки. Подобный теплый период вероятен и на Марсе и, по-видимому, сопровождался более интенсивными процессами эрозии и наличием потоков жидкой воды на поверхности. Недавние исследования показали, что, например, в течение Кембрийской эры светимость Солнца могла быть больше современной на 7—35%.

Понравилась статья ? Поделись с друзьями