Марс

Вряд ли какая-нибудь планета вызвала у людей столько споров и дискуссий, как Марс. Спорили не только учёные, но и люди самых различных профессий, занятий, возрастов. Совершенствовались методы исследований, сменяли друг друга астрономы разных поколений, изменялся и сам характер дискуссий. В десятых-двадцатых годах нашего века спорили главным образом о каналах Марса, о наличии там разумных обитателей (марсиан). В пятидесятых годах много спорили о существовании на Марсе растительности и вообще органической жизни. Какой планете посвящено наибольшее число фантастических романов, повестей, рассказов? Конечно, Марсу. Фантазия писателей подогревала интерес широкой публики к природе загадочной планеты. Астрономов забрасывали вопросами.

А они, исследователи Вселенной, проводили ночи напролёт наедине с красной планетой. Сначала вписываясь в неё глазами, усиленными оптикой телескопов, затем, снимая её на чувствительные фотопластинки, стремясь запечатлеть вид планеты и её спектр, наконец, поглядывая на перья самописцев, следя за сменой цифр на табло электронных регистраторов, за работой приборов, принимающих изображения планеты от космических аппаратов.

Шли годы и десятилетия, менялись методы исследований, накапливались наши знания о природе красной планеты, на место одних загадок вставали другие, росло число учёных, стремившихся проникнуть в тайны Марса.

Первые наблюдения Марса проводились ещё до изобретения телескопа. Это были позиционные наблюдения. Их целью было определение точных положений планеты по отношениям к звёздам. Такие наблюдения проводил ещё Коперник, стараясь подкрепить ими свою гелиоцентрическую систему мира. Точность наблюдений Коперника составляла около одной минуты дуги. Значительно более точными были наблюдения знаменитого датского астронома Тихо Браге; их точность достигала до 10 секунд дуги. За свою долгую жизнь Тихо пронаблюдал десять противостояний Марса, накопив непрерывный ряд наблюдений за 22 года. Этот ценнейший материал попал после смерти Тихо в самые верные руки - в руки Иоганна Кеплера, прекрасного вычислителя, человека широких взглядов. Обработка наблюдений положений Марса, выполненных Тихо Браге, привела Кеплера к открытию трёх его знаменитых законов движения планет.

Как хорошо, что для выяснения законов движения планет и формы их орбит был выбран именно Марс, а, скажем, не Венера. Орбита Марса имеет эксцентриситет 0,093, тогда как орбита Венеры - только 0,007, в 13 раз меньше. Быть может, имея дело с наблюдениями Венеры или Юпитера, Кеплер не открыл бы свой первый закон, не обнаружил бы отличия орбиты планеты от окружности. И всё же выбор Марса не был делом случая. Наблюдать Венеру очень трудно, так как эта планета не отходит от Солнца далее 48 , наблюдается на светлом небе и её положение трудно привязывать к положениям неподвижных звёзд. С другой стороны, Юпитер и Сатурн движутся по небу очень медленно, так как находятся относительно далеко от Земли. Марс же близок к Земле, сравнительно быстро перемещаться среди звёзд, его можно наблюдать на фоне звёздного неба на любых угловых расстояниях от Солнца он описывает довольно широкие петли около эпохи противостояния.

Элементы орбиты Марса, найденные Кеплером, мало отличались от современных. Например, большая полуось орбиты по Кеплеру равнялась 1,5264 астрономической единицы (а.е.), тогда как современное её значение 1,5237 а.е. Эксцентриситет орбиты Марса по Кеплеру равен 0.0934.

Уже из приведённых чисел видно, что Марс расположен от Солнца в полтора раза меньше, и, значит, получает от Солнца в 2,3 раза меньше света и тепла. Расстояние Марса от Солнца составляет в среднем 228 млн. км, тогда как Земля отстоит от дневного светила на 150 млн. км.

Благодаря большому эксцентриситету орбиты Марс может изменять своё расстояние от Солнца в довольно широких пределах. Чтобы найти, на сколько расстояние в ближайшей к Солнцу точке орбиты, перигелии, меньше среднего, надо помножить среднее расстояние на эксцентриситет. Получим:

228 х 0,093 = 21 млн. км.

Кратчайшее расстояние Марса от Солнца равно 207 млн. км, а наибольшее-249 млн. км. Эти величины относятся как 1/1,2 , а поток солнечного света и тепла на единицу поверхности Марса в перигелии и афелии как 1,44/1.

Чтобы понять, как можети зменяться положение Марса относительно, Земли, рассмотрим основные конфигурации этой планеты.

Пусть Земля при движении по орбите вокруг Солнца S находится в положении Т . На орбите Марса отметим четыре важных положения планеты: соединение К, когда планета находится за Солнцем, на продолжении прямой ТS, квадратуры Q1 и Q2, когда угол между направлениями на Солнце и планету равен 90 , и противостояние О, когда планета находится снова на продолжении прямой ТS, но в направлении, противоположном Солнцу (отсюда и выражение противостояние)

Легко видеть, что в противостоянии планета расположена ближе всего к Земле, а в соединении расстояние между ними максимально. Поэтому эпоха соединения - самый неблагоприятный период для наблюдения Марса, а эпоха противостояния, наоборот, самый благоприятный.

По условиям видимости не все противостояния равноценны по двум причинам. Во-первых, из-за эксцентриситета орбиты Марса его расстояние от Земли в момент противостояния может меняться от 56 до 100 млн. км. Во-вторых, склонение, а значит, и высота планеты над горизонтом различны для разных противостояний.

Те противостояния, при которых расстояние до Марса не превышает 60 млн. км, принято называть великими. Очевидно, в период великих противостояний Марс должен быть вблизи перигелия. Если соединить перигелий орбиты Марса с Солнцем прямой линией, то она пересечёт орбиту Земли в той точке, которую Земля проходит 29 августа. Поэтому даты великих противостояний Марса приходятся обычно на август или сентябрь (исключением был 1939 г., когда великое противостояние наступило 23 июля).

Великие противостояния следуют с интервалом 15 или 17 лет. Чтобы понять существующую здесь закономерность, вспомним, что период обращения Марса вокруг Солнца равен 287 суткам. Синодический период планеты, т.е. интервал от одного противостояния до следующего, определяется по формуле 1/s=1/т-1/р, где Р=687 сут.- год Марса, Т=365,25 сут. - год Земли. Из этой формулы находим S=780 суткам, т.е. синодический период Марса равен 2 годам 50 суткам.

Марс вращается вокруг своей оси почти так же, как и Земля: его период вращения равен 24 час. 37 мин. 23 сек., что на 41 мин.19 сек. Больше периода вращения Земли. Ось вращения наклонена к плоскости орбиты на угол 65 , почти равный углу наклона земной оси (66,5). Это значит, что смена дня и ночи, а так же смена времён года на Марсе протекает почти так же, как на Земле. Там есть и тепловые пояса ,подобные земным .

Но есть и отличия. Прежде всего, из-за удалённости от Солнца климат, вообще суровее Земного. Далее год Марса почти вдвое длиннее земного, а значит, дольше длятся и сезоны. Наконец из-за эксцентриситета орбиты длительность и характер сезонов заметно отличаются в северном и южном полушариях планеты.

Таким образом, в северном полушарии лето долгое, но прохладное , а зима короткая и мягкая, тогда как в южном полушарии лето короткое, но тёплое, а зима долгая и суровая.

Масса Марса была довольно точно определена по движению его спутников Фобоса и Деймоса, а теперь уточнена по движению искусственных спутников серии "Маринер". Она равна 1:3 098 700 доле массы Солнца, или 0,107 массы Земли, или 6,42?10*26г. Отсюда средняя плотность Марса получается 3,89 г/см³, ускорение силы тяжести на его поверхности на экваторе 372 см/сек² (0,38 Земного) и критическая скорость, достаточная для преодоления притяжения планеты, 5,0 км/сек.

Таковы общие характеристики Марса как планеты, которые во многом определяют условия на Марсе: состояние его атмосферы, климат, ветровой режим.

Спутники Марса

11 и 17 августа 1877 г. Асаф Холл на Вашингтонской обсерватории открыл два маленьких спутника Марса - Фобос и Деймос. Размеры их дисков были не различимы ни в один телескоп, а блеск в среднем противостоянии соответствовал 11,6 и 12,8 звёздной величины. Это свидетельство об их весьма малых размерах. Блеск Марса в среднем противостоянии равен -1,65 , звёздной величины, значит, Марс в 200 000 раз ярче Фобоса и в 600 000 раз ярче Деймоса. Отсюда следует, что диаметры обоих спутников меньше диаметра Марса в 450 и 770 раз соответственно, т.е. раны 15 и 9 км.

В действительности, как показали фотографии "Маринера-9" в 1971 году , оба спутника больше. Фобос имеет размеры 27 на 20 км , Деймос 15 на 11 км. Недооценка размеров спутников получилась потому, что их поверхность оказалась темнее Марсианской.

Периоды обращения спутников вокруг планеты составляют 7 час. 39 мин. у Фобоса и30 час. 21 мин. у Деймоса, их расстояние от центра планеты 9400 и 23500км. Орбиты почти круговые, их наклон к экватору Марса у Фобоса 1 , у Деймоса 2,7 .

Таким образом, Фобос совершает обращение вокруг планеты втрое быстрее, чем сам Марс вращается вокруг своей оси. За сутки Марса Фобос успевает совершить три полных оборота и успевает пройти ещё дугу в 78 . Для Марсианского наблюдателя он восходит на западе и заходит на востоке. Между последовательными верхними кульминациями Фобоса проходит 11 часов 07 минут.

Совсем иначе движется по небу Деймос. Его период обращения больше периода вращения Марса, но ненамного. Поэтому он хотя и "нормально" восходит на востоке и заходит на западе, но движется по небу Марса крайне медленно. От одной верхней кульминации до следующей проходит 130 часов - пять с лишним суток !

В 1945 г. американский астроном Б. Шарплес обнаружил вековое ускорение в движении Фобоса по орбите. Это означало, что Фобос, строго говоря, движется по очень пологой спирали, постепенно приближаясь к поверхности Марса. Если так будет продолжаться и дальше, то через 15 млн. лет - срок с космогонической точки зрения весьма небольшой - Фобос упадёт на Марс. Однако только через 14 лет на это обратили внимание. К тому времени появились небесные тела, двигавшиеся точно таким же образом. Это были первые искусственные спутники Земли. Торможение в земной атмосфере заставило их снижаться, а приближение к центру Земли вызвало ускорение их движения.

Известный советский учёный И. С. Шкловский попытался в 1959г. подсчитать, не может ли торможение в самых верхних слоях атмосферы Марса, быть причиной векового ускорения Фобоса. Результат был неожиданным: это возможно только в том случае если Фобос… полый. Тогда он, подобно воздушному шару, будет испытывать заметное сопротивление окружающей газовой среды. Однако эта гипотеза, наделавшая в своё время много шума, не подтвердилась. Фотографии "Маринера-9" показали, что Фобос и Деймос имеют вид громадных каменных глыб.

Наблюдения "Маринера-9" показали, что оба спутника обращены к Марсу одной стороной (как Луна к Земле). Для установления такого вращения достаточно только сотен тысяч лет для Фобоса в виду его близости к Марсу.

Непосредственные фотографии, фотоэлектрические и поляризационные наблюдения указывают на то, что наружный слой поверхности обоих спутников - мелко раздробленная пыль, слой которой имеет толщину около 1 мм. Её состав, по-видимому, базальтовый со значительной примесью карбонатов. Инфракрасные наблюдения свидетельствуют о крайне низкой теплопроводности наружного покрова, что подтверждает гипотезу о пылевом слое.

Атмосфера Марса

В тоже великое противостояние 1909г., когда Французский астроном Антониади наблюдал Марс в 83-сантиметровый рефрактор Медонской обсерватории, в другом месте земного шара были впервые получены снимки Марса со светофильтрами. Этим местом была Пулковская обсерватория, где тогда ещё молодой русский учёный Гавриил Андрианович Тихонов.

Г. А. Тихонову удалось получить большую серию снимков Марса с различными светофильтрами от красного до зелёного. Их обработка позволила обнаружить три явления, получившие названия "эффектов Тихонова".

"Моря" Марса кажутся особенно тёмными в красный светофильтр и сравнительно слабее выделяются на фоне материков в зелёный светофильтр. Иначе говоря, контраст между "морями" и материками увеличивается с переходом от зелёных лучей к красным.

Полярные шапки резче всего выделяются на фоне материков в зелёных лучах и значительно слабее в красных.

Резкость деталей на диске планеты постепенно снижаются к краю диска; это явление особенно заметно на снимках, сделанных в зелёных лучах и гораздо слабее в красных.

В 1924г. в год великого противостояния снимки Райта и Росса не только подтверждали результаты Тихонова, но и позволили обнаружить два новых эффекта. Во-первых, в синих, фиолетовых и ультрафиолетовых лучах никакие детали поверхности не просматривались: были видны только полярные шапки. Во-вторых, диаметр диска Марса в фиолетовых лучах был заметно больше, чем в красных. Это явление получило название эффекта Райта.

Разность диаметров диска Марса в ультрафиолетовых и инфракрасных лучах на снимке Райта и Росса достигала 200-300 км. Если это результат рассеивания солнечных лучей в плотной атмосфере Марса, то её высота должна быть равна половине этой величины, т.е. 100-150 км. Отсюда Райт сделал вывод, что Марс окружён весьма плотной и протяжённой атмосферой.

Советские астрономы-фотометристы Н. П. Барабашов и В. В. Шаронов в 1950 году дали объяснение эффекта Райта. Дело было всё-таки в фотографической иррадиации, но в сочетании с законом падения яркости к краю диска Марса. В красных лучах яркость падает к краям диска довольно сильно, поскольку мы наблюдаем здесь шарообразную поверхность планеты. Наоборот, в фиолетовых лучах, диск Марса кажется освещённым более равномерно, и его края довольно ярки. Поэтому в фиолетовых лучах иррадиация будет сильнее, чем в красных, что и вызовет эффект Райта.

Объяснение эффекта Райта Н. П. Барабашовым и В. В. Шароновым было совершенно правильным, за одним исключением. Распределение яркости по диску Марса в фиолетовых лучах они приписывали целиком рассеянию света в атмосфере Марса. В действительности же главную роль здесь играли фотометрические свойства поверхности планеты.

В 1972 г. проблемой фиолетового слоя занялся американский астроном Д. Томпсон. Изучив всю имевшуюся литературу по этой проблеме и использовав фотографическую коллекцию Международного планетного патруля, Томпсон пришёл к простому и неожиданному выводу. Вид Марса в фиолетовых лучах - это его нормальный вид, без всякой дымки. Просто в этих лучах контрасты между морями и материками слишком малы и мы их не различаем. Более того, из наблюдений в ультрафиолетовых лучах выяснилось, что в этих лучах всё выглядит "наоборот"-моря кажутся светлее материков. Эти явления объясняются исключительно цветовыми особенностями пород, слагающих марсианские моря и материки, и атмосфера тут не при чём. Так разрешилась проблема фиолетового слоя.

Температура Марса

Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 20-х годов. Измерения В. Лампланда в 1922г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245 К (-28°С), Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924г. 260 К (-260°С). Более низкое значение получили в 1960г. У. Синтон и Дж. Стронг: 230 К (-43°С).

Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днём на экваторе температура может доходить до 300 К (+27°С), но уже к вечеру она падает до нуля, а к утру до 223 К (-50°С). На полюсах температура может колебаться от +10 С в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи.

В 1956 г. к измерению температур был применён новый метод - радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, в отличие от нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты.

Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. Мак Каллаф и Р. Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса 218 К, т.е. заметно ниже, по инфракрасному излучению. Измерения, проведённые в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и ещё более низкие температуры, доходящие до 140 К - ниже точки замерзания углекислого газа.

Многочисленные ряды измерений радиотемператур Марса выполнены советскими учёными А. Д. Кузьминым, Ю. Н. Ветухновской, Б. Я. Лосовским, Б. Г. Кутузой и другими. Во время великого противостояния 1971 г., по их измерениям, средняя температура Марса составляла 198 К.

Различие температур дня и ночи, полярных и тропических районов, зимы и лета приводит к возникновению ветров, имеющих подчас скорости 40-50 м/сек. Система воздушной циркуляции на Марсе изучается сейчас различными методами многими учёными. Важный вклад в развитие теории циркуляции марсианской атмосферы внёс советский учёный, специалист по физике атмосферы Г. С. Голицин. Он показал, при каких условиях в атмосфере Марса могут возникать ветры, имеющие силу урагана, и формироваться смерчи.

Среди образований, обнаруженных на поверхности Марса, всеобщее внимание русло образные протоки, или меандровые долины. Их внешний вид, наличие "притоков" вряд ли можно объяснить иначе, чем, предложив, что это - русла рек.

Однако на Марсе в настоящее время реки течь не могут, там вообще не может быть жидкой воды. Причина этого состоит в том, что при тех низких давлениях, которые господствуют на Марсе, вода закипает при очень низких температурах. Никакая другая жидкость не могла образовать наблюдаемых русел: лава быстро застывает, а жидкая углекислота даже в земных условиях не может существовать.

Итак, единственное возможное объяснения меандров на Марсе - это образование водных потоков, рек. Сейчас для него нет необходимых условий - значит, они были в прошлом. Для этого нужно допустить, что в более ранние эпохи атмосферное давление на Марсе было значительно выше, чем в настоящее время.

Большая пылевая буря и её причины

В июле 1971 г., согласно наблюдениям на Шемахинской астрофизической обсерватории атмосфера планеты была во всех длинах волн, и в ней не наблюдалось ни синих, ни жёлтых облаков. Южная полярная шапка чётко выделялась на фоне материков, превышая их по яркости втрое. Была видна и северная полярная шапка. Контраст морей и материков в красных лучах составлял около 30% и был примерно таким, как в первой половине августа 1956 г., до начала пылевой бури.

В конце августа - начале сентября 1956 г. в южном полушарии разыгралась сильная пылевая буря, скрывшая на две недели южную полярную шапку и резко понизившая контрасты "моря-материки". Новая пылевая буря, только ещё большего масштаба, разыгралась на Марсе во второй половине сентября 1971 г.

В отличие от 1956 г., на этот раз пылевая буря была более длительной и устойчивой. Она началась 22 сентября, а 11 ноября, когда "Маринер-9" на подлёте начал фотографировать Марс, пылевая буря продолжалась. Она была столь интенсивной, что, по отзывам американских специалистов, планета имела "венероподобный вид".

15-20 ноября наступило, казалось, просветление. Но потом всё началось снова, и буря затрудняла научные иследования поверхности Марса. Лишь около 10 января 1972 г. пылевая буря прекратилась, и планета приняла свой обычный вид.

Какие же причины вызвали столь мощную и пылевую бурю? Американские учёные К. Саган, Дж. Веверка и П. Гираш на основании теоретического исследования ветровых режимов на Марсе пришли к выводу, что наиболее эффективным механизмом подъёма пыли с марсианской поверхности являются смерчи или "пылевые дьяволы". Образование смерчей зимой невозможно из-за слабого солнечного нагрева. Летом и в экваториальных районах на плоских пространствах смерчи должны образовываться благодаря интенсивной инсоляции, на склонах же их могут подавлять наклонные ветры. Для подъёма пыли нужна скорость ветра в 80м/сек. На Марсе имеются области, где такие скорости наблюдаются. Смерчи образуются преимущественно вблизи перигелия, когда интенсивность инсоляции на 23% больше, чем во время "среднего" противостояния, и на 47% больше, чем в афелии. Вот почему чаще всего пылевые бури бывают в периоды великих противостояний, когда лето в южном полушарии совпадает с прохождением Марса через перигелий.

Астрономы ожидали новую пылевую бурю в июле-августе 1973 г., когда Марс должен был снова пройти через перигелий, но буря "опоздала" - она началась лишь 13 октября появлением трёх пылевых облаков. По мнению американских астрономов пылевая буря 1973 г., продолжавшаяся до ноября, уступает лишь большой пылевой буре 1971 г. и превосходит бурю 1956 г.

Исследование рельефа Марса радиолокационным методом и по интенсивности полос СО2 в спектре планеты над различными областями подтверждают предположения о том, что моря - не низины, как считали Поллак и Саган, в области перепадауровней. Материки покрыты слоем тонко раздробленной светлой пыли, моря - более крупными зёрнами, возможно, иного состава. Таково в настоящее время наиболее вероятное объяснение природы марсианских "морей".

Рельеф Марса

Геологические особенности

Марс необычен тем, что имеет сильную асимметрию относительно экватора, который делит Марс на два полушария, резко отличающиеся друг от друга.

Южное полушарие находится на высоте 1-3 км Марсианского уровня моря, вся поверхность сильно исщерблена метеоритами и содержит многие километры глубоких каналов. Северное же полушарие находится ниже уровня моря и покрыто вулканическими потоками и содержит мало кратеров, в основном же это равнины или столовые горы.

Поверхность Марса проморожена на глубину более километра, а устойчивый на полюсах лед настолько крепок, что играет немалую роль в росте вулканов.

Кратеры

Изучение кратеров немаловажно, потому что никаких образцов горных пород на Землю доставлено не было и по кратерам мы можем оценить возраст поверхности Марса. Процесс датирования поверхности лишь по визуальным наблюдениям называется стратиграфией и все средства для анализа, доступные нам, лишь фотографии, сделанные беспилотными транспортными средствами.

Маленькие кратеры (около 5 км в диаметре) напоминают шар с пологим дном и резкими склонами. Большие кратеры (то 50 до 70 км в диаметре) напоминают небольшие равнины, окруженные холмами с нечеткими, изъеденными склонами.

По анализам вещества, выбитого из поверхности Марса метеоритом, можно определить, был ли Марс покрыт водой или льдом, когда кратер был образован.

Большая часть южного полушария и часть северного имеет поверхность, сильно покрытую кратерами. Возможно, северное полушарие имеет гораздо более гладкую поверхность в результате того, что кратеры были залиты лавой. Это не обязательно видимые вулканы, лава могла попасть через трещины на дне кратера.

Судя по тому, что южное полушарие гораздо сильнее покрыто кратерами, можно предположить, что его поверхность старше поверхности северного полушария. По другой теории все неровности северного полушария были стерты вследствие попадания огромного метеорита.

Большие кратеры были сформированы порядка 3.8 миллиарда лет тому назад.

Равнины

Наиболее сильно покрытые кратерами равнины были образованы около 3.5 миллиарда лет назад, а слабо покрытые кратерами равнины образовались после того, как бомбардировка Марса уменьшилась - это произошло менее чем 500 миллионов лет назад.

Равнины на экваторе больше любой замеченной на Земле равнины и произошли в результате деятельности вулканов: они состоят из золы и лавы. Другие равнины вероятно образовались в результате деятельности вулканов, ветров и льда.

Вулканы

Существуют два типа извержений, происходящих на Марсе: те, что происходят из одного кратера постоянно и тем самым строят вокруг себя вулканические горы, и извержения, происходящие из трещин в коре, за счет чего образуются обширные равнины. Из-за небольшой тектонической активности на Марсе вулкан, как правило, растет не растекаясь до тех пор, пока хватит магмы.

Вулканы главным образом располагаются на поднятиях Элизиум и Фарсид около экватора. Лишь на северо-западе от поднятия Фарсида располагается вулкан Олимп - самый высокий вулкан не только на планете, но и в Солнечной системе. Геологи классифицируют его как "щитовой вулкан", который состоит из круглого нароста лавы в 700 км диаметром, вздымающегося до вершины в виде кальдеры диаметром в 80 км. Внешний край нароста лавы ограничен обрывистыми утесами, возвышающимися на 6 км над окружающими равнинами. Этот вулкан похож на земные вулканы, например на известный вулкан на Гавайях, главное отличие - его огромные размеры. Причина таких размеров по-видимому в комбинации двух факторов: малая тектоническая активность Марса и глубокий источник магмы. Магма движется под очень сильным давлением, ведь чтобы дойти до поверхности Олимпа, ей необходимо пройти 150-200 км (это расстояние у гавайского вулкана-60 км). Большие вулканы имеют гладкие пологие склоны порядка 6-и градусов и даже меньше, соответственно у небольших вулканов склоны круче.

Поднятия

К юго-западу от Олимпа находится поднятие Элизий - огромная возвышенность, увенчанная тремя вулканами. Самый высокий из них - гора Элизий возвышается на 9 км над окружающими равнинами.

К юго-востоку от Олимпа на расстоянии 1600 км начинается еще более громадная возвышенность, известная как поднятие Фарсида. Она вздымается на 10 км над условным уровнем моря и простирается более чем на 4 тысячи км с севера на юг и на 3 тысячи км с востока на запад, т.е. равняется по своим размерам Африке к югу от реки Конго. В свою очередь она увенчана тремя гигантскими щитовыми вулканами - Арсией, Павлиньим и Аскрейским, известными под общим названием "Горы Фарсида". Расположенные на широких плечах поднятия Фарсида, они вздымают свои пики на высоту в 20 км над уровнем моря и остаются видимыми для космических кораблей даже во время сильнейших пылевых бурь.

Каналы

По восточному краю поднятия Фарсида Марс кажется расколотым какими-то катастрофическими силами. Среди причудливого переплетения связанных между собой каньонов и впадин, известного под названием Лабиринт Ночи, поверхность планеты взрывает чудовищная извилистая борозда, которая тянется на расстояние в 4500 км на восток почти параллельно экватору, между пятой и двадцатой параллелями южной широты.

Это-долина Маринеров, названная в честь "Маринера-9"-первого космического корабля, сфотографировавшего ее. В глубину она достигает 7 км при максимальной ширине в 200 с лишним км. Для сравнения укажу, что она в 4 раза глубже, в 6 раз шире и более чем в 10 раз длиннее Большого Каньона в США.

Восточная оконечность долины Маринеров поворачивает на север к экватору и вливается в так называемую "хаотическую местность" - истерзанный и развороченный ландшафт из массивных останков, долин и изломов.

Из северной части этой хаотичной зоны появляются глубоко врезанные, очень широкие и длинные каналы - Симуд, Тиу и Арес (в последнем 4 июля 1997 года совершил посадку спускаемый аппарат НАСА "Глобал Сервейер"). Эти каналы пересекают дно огромной котловины, известной под названием равнина Хриса, где к ним присоединяются другие каналы, в том числе и Касей, который выходит из северной части центральной секции каньонов Маринеров и тянется на 3 тысячи км.

По единодушному мнению геологов, поразительным в этих каналах является то, что они могли быть проложены только потоками огромных количеств воды. Эти потоки текли из южного полушария Марса в северное с очень большой скоростью, поскольку стекали под уклон. В подтверждение этой теории есть еще один факт - в некоторых частях каньонов имеются слоистые отложения. Они могли сформироваться под водой, хотя эти отложения могли сформироваться и в результате сезонных изменений.

Полярные шапки

Замерзающие углекислый газ и водяной пар образуют полярные шапки, размер которых с движением Марса по орбите меняется. На Марсе происходит смена времен года по тем же причинам, что и на Земле. Зимой в Северном полушарии полярная шапка растет, а в Южном почти исчезает: там лето. Через полгода полушария меняются местами. Однако, южная шапка зимой разрастается до половины расстояния полюс-экватор, а северная - только до трети. Почему же так неравноправно распределены роли? Так как орбита Марса весьма вытянута, то один и тот же сезон в разных полушариях Марса протекает по-разному. В южном полушарии планеты зима более холодная, а лето - более теплое. Летом Южного полушария Марс проходит ближайший к Солнцу участок своей орбиты, а зимой - самый удаленный. С Землей, кстати, происходит то же самое.

Измерив "спектры отражения" шапок, ученые обнаружили, из чего они состоят. Южная шапка - гораздо более холодная, чем северная - полностью состоит из твердой углекислоты. Северная шапка содержит переменные количества твердой углекислоты, а также сохраняет постоянный остаток - около 1000 км в ширину - чисто водного льда. Он считается "самым большим резервуаром воды на планете".

Полярный лед окружают и уходят под него - как их называют геологи - "обширные слоистые отложения". Считается, что они были принесены сюда ветрами. Их прорезают узкие извилистые долины и окружает самое большое в Солнечной системе море песчаных дюн.