Полет в небытие

   Были составлены тепловая карта Марса и карта содержания водяных паров. Позже установлено, что нестаивающая летом часть полярных шапок планеты состоит, в основном, из водяного льда, на который в зимний период почти всюду конденсируется углекислый газ. Ряд признаков указывает на существование слоя вечной мерзлоты.

   "Постепенно, с уточнением состава атмосферы, стала ясна огромная роль полярных шапок в физике атмосферы планеты,- пишет В.Балебанов (Институт космических исследований). - В отличие от Земли, где формирование метеорологических процессов в основном определяется взаимодействием между атмосферой и океаном, на Марсе важнейшее значение имеет сезонный обмен между атмосферой, полярными шапками и грунтом. Осенью, с понижением температуры, происходит вымораживание паров воды из марсианской атмосферы и образование устойчивого снегового покрова, состоящего из водяного льда. Этот покров распространяется к югу и ложится на поверхность планеты. Зимой, при дальнейшем понижении температуры, образуется газгидрат, который при более низкой температуре разлагается на твердые углекислоту и воду. Весной, при таянии полярной шапки, выделяются огромные массы углекислого газа, которые и повышают давление над полярной шапкой. Создаются сильнейшие потоки, скорость которых достигает 40-70 (а иногда и более 100) м/с. Они несут большие массы газа в осеннее полушарие, где идет их конденсация. Ветрам сопутствуют вихри, поднимающие с поверхности рыхлого грунта мелкие частицы и пыль".

   По наблюдениям с Земли, на Марсе выделяются светлые области красно-оранжевого цвета, занимающие три четверти его поверхности, которые получили название "материков", и темные области серо-зеленого оттенка - "моря". Перепады высот в планетарном масштабе, впервые обнаруженные радиолокационными исследованиями приэкваториальной области Марса, достигают 14-16 км.

   Отдельные конусообразные горы, представляющие собой громадные потухшие щитовые вулканы диаметром в основании до 500 км, достигают высоты десятков километров (вулкан Арсия - 27, вулкан Олимп в Северном полушарии - 26). Отмечены следы вулканизма и тектонической деятельности на планете. Как результат этого - многочисленные разломы и сбросы марсианской коры - грабены (рвы), утесы, ущелья с системой ветвящихся каньонов. Ущелья достигают нескольких километров в глубину, десятков километров в ширину и сотен - в длину.

   Обширный разлом вблизи экватора, протянувшийся на 4000 км, напоминает рифовую зону на океаническом ложе Земли. Число кратеров на единицу площади сравнимо с их плотностью на лунной поверхности. Оглаженность кратеров больше, чем на Луне. В формировании современного облика Марса сыграли роль интенсивная ветровая и водная эрозии. Периодическое изменение очертаний светлых и темных областей, видимо, является следствием циркуляции процессов в атмосфере и смены местных ветров эродированного пыле-песчаного тонкозернистого материала. Плотность грунта соответствует модели слабосвязанного материала. Низкая теплопроводность грунта подтверждается практическим отсутствием колебаний температуры на глубине в несколько десятков сантиметров. Грунт представляет собой, очевидно, смесь, состоящую на 80% из богатых железом глин, 10% приходится на сульфат магния, по 5 - на карбонаты и окислы железа.

   Атмосфера Марса сильно разрежена. За среднее давление, примерно соответствующее среднеуровневой поверхности, принято 0,61 кПа (менее одного процента от земного). Основная составляющая атмосферы - углекислый газ (порядка 95%), азот (2,7%), аргон (1,6%), кислород (0,15%). Содержание водяного пара невелико. Сезонно-суточные колебания температуры составляют 100-150╟. Из-за сильных температурных контрастов атмосфера динамична, скорость ветра достигает 80-100 м/с во время пылевых бурь. Белые и синие облака в атмосфере имеют конденсационную природу - в тропосфере из воды, в стратосфере из углекислого газа. "Марс-6" обнаружил здесь и инертный газ аргон.

   Особое внимание исследователей привлекли формы рельефа, напоминающие земные речные долины. Ведь реки, вода - это возможная жизнь, если не сейчас, то в прошлом. Кроме форм, сходных с речными долинами, наблюдаются типичные овраги, которые по размерам не уступают некоторым "речным долинам" Марса и намного превышают земные. Несмотря на сходство марсианских долин с земными, у них есть и целый ряд различий. Например, если их длина соизмерима с длиной земных рек, то ширина значительно больше. Сформировались они, по-видимому, без влияния тектоники, об этом свидетельствует отсутствие террас. Марсианские реки менее извилистые, а острова на них более вытянутые, чем земные.

   На фотоснимках, переданных космическими аппаратами, видны длинные ветвящиеся долины типа высохших речных русел, свидетельствующие о водной эрозии в определенные периоды марсианской истории. Возможное содержание подповерхностного льда и полярных шапок оценивается эффективной толщиной равномерно разлитого по поверхности слоя воды порядка 40 м (средняя глубина Мирового океана на Земле примерно 4 км).