Геологи изучают планеты

Замерзшие планеты

Планеты находятся на разном расстоянии от Солнца, поэтому они получают от него неодинаковое количество тепла. Меркурий и Венера — самые близкие к Солнцу планеты и самые теплые.

Так, на Меркурии в дневные часы температура поднимается до +20° С, а на Венере до +500° С. Большое влияние на изменение температуры планет оказывает атмосфера. Меркурий находится ближе к Солнцу, чем Венера, однако из-за отсутствия атмосферы в ночное время он охлаждается до -180° С. Венера же, окруженная плотными облаками, имеет положительные температуры поверхности.

Все тепло, получаемое Землей от Солнца, из-за наклона оси планеты распределяется неравномерно на ее поверхности. Поэтому приполярные области самые холодные. Здесь развита зона постоянно мерзлых пород и грунтов — криолитосфера. В Северном полушарии на широких пространствах суши с резко континентальным климатом эта зона распространяется далеко на юг, захватывая не только тундру, тайгу, но даже степь в Забайкалье и Монголии. По данным И. С. Щукина (1964), криолитосфера занимает около 26% всей поверхности суши, а в СССР — почти половину (49%) всей территории. Мощность постоянномерзлых пород в криолитосфере уменьшается с севера на юг. Наибольшая мощность мерзлоты в Сибири 600 м, в Северной Америке 400 м.

Мерзлота оказывает большое влияние не только на климат (хотя сама зависит от него) и растительность, но также и на рельеф. Для криолитосферы на Земле характерен своеобразный ландшафт. Это — в основном равнинная или горная тундра с болотами, термокарстовыми воронками и впадинами (аласы), буграми пучения, морозобойными трещинами, часто образующими полигональную сетку.

Другие планеты Солнечной системы, расположенные от Солнца дальше, чем Земля, являются и более холодными. Обширная информация в настоящее время получена для Марса.

Марс находится в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля. Это позволило исследователям еще до полетов автоматических станций считать его климатические условия более суровыми, чем на Земле. А. И. Лебединский и В. Д. Давыдов еще в 50-х годах предположили наличие отрицательных температур на поверхности Марса и возможное существование мерзлоты и оледенений. В. Д. Давыдовым была произведена теоретическая оценка глубины промерзания планеты. По его данным, мощность мерзлых пород на экваторе составляет 0,5 км, а на полюсах 2 км. По мнению многих исследователей, мерзлота считается одним из возможных источников существовавшей раньше воды на Марсе. Р. Лейтон, Б. Муррей, П. М. Фролов и Г. Н. Каттерфельд предполагали, что мерзлота образует сплошную зону между полюсами и 40-50° ю. и с. ш. В 1966 г. И. Я. Баранов теоретически рассмотрел возможные особенности планетарного развития мерзлоты Марса и подчеркнул, что состояние мерзлых или морозных пород должно определяться фактором равновесия мерзлоты с атмосферной влагой.

Американские и советские исследователи — Р. Шарп, Дж. Мак-Коли, Д. Андерсон, Д. Милтон, М. Карр и Г. Шабер, Т. Матч, Р. О. Кузьмин, К. П. Флоренский, А. Т. Базилевский и другие — в своих работах рассматривали условия существования мерзлоты на Марсе и ее рельефообразующее значение.

Расположение планет Солнечной системы

Планеты | Среднее расстояние от Солнца | в млн. км | в астрономических единицах

Меркурий | 58 | 0,4

Венера | 108 | 0,7

Земля | 150 | 1

Марс | 228 | 1,5

Юпитер | 778 | 5,2

Сатурн | 1426 | 10

Уран | 2869 | 19

Нептун | 4496 | 30

Плутон | 5929 | 40

При рассмотрении условий существования мерзлоты на любой планете встает вопрос о воде. На Земле вода выделялась и продолжает выделяться в настоящее время в процессе кристаллизации вещества мантии. В виде горячих растворов (гидротерм) и пара по трещинам она поднимается к поверхности. Часть ее вместе с другими летучими компонентами — азотом, кислородом, углекислым газом и другими — насыщает атмосферу. В современной атмосфере Земли воды в различном состоянии содержится до 2%, а углекислого газа 0,03%. В атмосфере же Марса, как указывалось выше, преобладает углекислый газ (95%), а водяных паров очень мало — доли процента.

Если предположить, что процесс кристаллизации вещества мантии Марса также сопровождался выделением летучих компонентов, то в атмосфере Марса, как и на Земле, воды когда-то могло быть значительно больше. Возможно, что вода улетучилась из-за низкого давления. В то же время существование отрицательных температур позволяет и по-другому подойти к этому вопросу. Выделяющаяся из недр Марса вода у поверхности должна замерзать. Образующийся слой мерзлых пород со льдом мог служить своего рода экраном, который задерживал поступающую из недр воду, и таким образом с течением времени могла формироваться мерзлотная зона Марса. Этим можно объяснить и высокое содержание углекислого газа в атмосфере Марса. Поскольку для перехода углекислого газа в твердое состояние требуется более низкая температура, чем для воды, то, поднимаясь снизу, он мог проникать через мерзлые породы; это привело к его избытку в атмосфере.

Представление о строении криолитосферы Марса основывается так же, как и для земной аналогичной зоны, на главных факторах — средней вековой температуре верхнего слоя пород, теплопроводности их в мерзлом состоянии и тепловом потоке недр. Вычисленные ранее теоретические значения среднегодовых температур Марса, дополненные прямыми измерениями, показали, что они изменяются в зависимости от широты от -29° С на экваторе до -93° С на северном полюсе и до -88° С на южном.

Разрезы верхних горизонтов криолитосферы Марса по меридиану (1-3). По Р. О. Кузьмину (1980 г.)

Величина теплового потока была рассчитана на основании анализа содержания радиоактивных элементов в поверхностных породах Марса. На основании этих данных Р. О. Кузьмин рассчитал мощность криолитосферы Марса, которая в несколько раз превышает максимальную мощность ее на Земле. Наибольшая мощность мерзлоты установлена на полюсах — 4,2 км, наименьшая — 1,2 км — в экваториальной зоне.

Так как значения отрицательных температур на поверхности и в верхней части коры Марса позволяют существовать углекислоте в жидком, твердом и газообразном состоянии, а также твердому продукту взаимодействия воды и углекислоты — газгидрату, отсюда следует, что строение криолитосферы и ее состав в зависимости от широты могут изменяться как по глубине, так и по простиранию. Р. О. Кузьмин считает, что в экваториальной области Марса и в средних широтах мерзлотная зона с поверхности состоит из водного льда, глубже сменяющегося газгидратом, жидкой углекислотой и снова газгидратом. В полярных районах в верхней части зона может состоять из сухого льда или твердой углекислоты, ниже сменяющейся жидкой углекислотой и газгидратом. Таким образом, криогенная оболочка Марса развита по всей его поверхности и имеет трехслойную структуру.

В пределах широтного пояса от 50° с. ш. до 50° ю. ш. наблюдается испарение льда, содержащегося в поверхностных породах вследствие дефицита насыщения атмосферы водяным паром. Поэтому здесь с поверхности должен находиться слой морозных, т. е. холодных сухих пород, а мерзлые породы, содержащие лед, должны располагаться несколько ниже. Для определения положения кровли мерзлых пород Р. О. Кузьмин использовал строение выбросов некоторых свежих метеоритных кратеров, напоминающих грязевые потоки на Земле. Появление таких выбросов объясняется тем, что при метеоритных взрывах происходит плавление ледосодержащих пород и последующее растекание разжиженного материала выбросов при падении его на поверхность. Поэтому присущие кратерам потоковидные выбросы могут служить показателем вскрытия мерзлых пород, а зная глубину кратера, можно говорить и о глубине залегания мерзлых пород. На основании этого предполагается, что в экваториальной зоне граница между морозными и мерзлыми породами находится на глубине около 350 м от поверхности; в направлении к полюсам она постепенно поднимается, и на широте 70-80° непосредственно на поверхности существует уже лед. Согласно расчетам Р. О. Кузьмина, в криолитосфере Марса содержится 5*1022 г воды, что почти в 100 раз превышает ее количество в подземных льдах Земли.

О существовании мерзлоты на Марсе свидетельствуют и различные формы рельефа, которые на Земле характерны для зоны многолетней мерзлоты. К ним относятся морозобойные трещины, солифлюкционные потоки, термокарстовые воронки, оползни и оплывины.

На детальных снимках Марса на его северных океанических равнинах, и в частности на равнине Утопия, наблюдается причудливая сеть трещин, местами образующая полигоны. Они очень напоминают земные трещины, возникающие в результате морозобойного растрескивания поверхности в тундре. Однако марсианские трещины по своим размерам в десятки раз превышают земные. Возможно, что громадная мощность мерзлоты в этих районах (2-3 км) обусловливает и развитие более крупных, чем на Земле, форм. Однако не исключено, что процесс морозобойного растрескивания использует уже существующие тектонические трещины, т. е. является вторичным, только осложняющим главный процесс. По некоторому сходству предполагается одинаковое происхождение марсианских и земных трещин, но утверждать это определенно нельзя, так как часто при внешнем сходстве форм причины образования их могут быть различными. Тем более что породы, подвергающиеся растрескиванию, на Марсе отличны от земных. Если на Земле это почти всегда рыхлые отложения — суглинки, глины, пески, то на Марсе это более плотные породы: вулканические лавы или реголит, перекрытые маломощным чехлом золовой пыли.

В континентальной области Марса на склонах и у подножия гряд и возвышенностей развиты шлейфы, какие обычно характерны для горных или равнинных тундровых зон Земли. Их образование связывается с сезонным оттаиванием мерзлоты, насыщением водой поверхностного материала и медленным его течением под действием силы тяжести по склонам, иногда совсем пологим (1-3°). О движении материала свидетельствуют продольные линейные борозды, типичные для земных каменных потоков. Подобные образования отмечены на окраине континентальной области в горах Протонил и Нилосирт, и в ее центральной части восточнее бассейна Эллада. По-видимому, можно предполагать очень широкое развитие этих форм на поверхности Марса.

К формам рельефа, непосредственно связанным с мерзлотой, относятся термокарстовые воронки и плоские замкнутые понижения (аласы), возникающие при деградации (вытаивании) мерзлоты и просадке — провале поверхностных пород. Такие образования наблюдаются в Долине Маринер, где они достигают 10 км в диаметре. Аласоподобные формы в виде чашевидных впадин широко развиты также к югу от Долины Маринер, на Босфорской и Эритрейской равнинах.

Многие исследователи связывают с мерзлотой образование оползней и оплывин в Долине Маринер. Здесь днища отдельных долин — грабенов заняты огромными бугристыми массами оползней и обвалов. Особенностями этих масс являются признаки текучести в их фронтальных частях в виде громадных потоковидных языков. Растекание материала могло происходить только под действием воды. Но откуда могла взяться вода в долинах? Сейчас ее там нет, и отсутствуют признаки, что она была там раньше. Р. О. Кузьмин считает, что она могла образоваться в результате таяния льда, сковывающего породы, под действием тепла, выделенного при трении и разрушении оползающих масс.

Полигонально-блоковый рельеф Марса, образование которого связывается с таянием мерзлоты

Помимо форм рельефа, имеющих сходство с земными, на Марсе имеются особые типы рельефа, отсутствующие на Земле, но также связанные с мерзлотой. Это "хаотический" рельеф и своеобразные кратеры, окруженные так называемыми "лепешками".

В восточной части Долины Маринер и северо-восточнее ее на слабо наклонной, почти плоской равнине выделяются участки рельефа, представляющие собой скопление многочисленных гряд, холмов, плосковершинных блоков, разделенных глубокими понижениями-бороздами. Впервые увидевшие этот рельеф на космических снимках американские ученые Дж. Мак-Коли и М. Карр назвали его хаотическим, так как видели беспорядочное расположение форм. Но затем дальнейшее изучение этого рельефа позволило Р. Вильсону и М. Пикарду выделить здесь несколько закономерно ориентированных систем тектонических трещин, которые и разбивают поверхность на блоки с прямоугольным или полигональным строением. Особенностью этого рельефа является, прежде всего, то, что повсеместно он расположен несколько ниже уровня окружающей поверхности и с ним связаны самые крупные долины Марса — Тиу, Арес и Симуд. Источником воды при образовании долин могла служить мерзлота, таяние которой сопровождалось обрушением и просадкой пород с образованием полигонально-блокового (хаотического) рельефа.

Почему произошло быстрое таяние мерзлоты? Возможно, имело место общее потепление климата. Не исключается влияние внутреннего тепла, которое могло выделиться при поднятии к поверхности больших масс магмы.

Выше уже упоминалось, что выбросы некоторых кратеров напоминают грязевые потоки, объясняемые плавлением льда, содержащегося в породах, и последующее растекание материала по поверхности. Кроме кратеров с такими выбросами, на Марсе существуют и другие кратеры, облик которых свидетельствует о значительной роли мерзлоты при их образовании. Они как бы приподняты над окружающей поверхностью и находятся в центре своеобразной "лепешки". Диаметр "лепешки" чаще всего превышает диаметр кратера не менее чем в два раза. По-видимому, энергия, выделяющаяся при ударно-взрывных процессах, является причиной таяния мерзлоты. Вода, поднимающаяся вверх в раздробленных породах, у поверхности вновь замерзает, увеличиваясь в объеме, вспучивает поверхность, и таким образом вокруг кратера образуется структура типа "лепешки". Подобные кратеры развиты только на Марсе и отсутствуют на Луне и Меркурии.

Если на Земле мерзлота развита неповсеместно, преимущественно в высоких и реже средних широтах, а на Марсе она сковывает почти всю поверхность, проникая на значительные глубины, то планеты, еще более удаленные от Солнца, должны быть более оледенелыми. И действительно, последние данные, переданные в 1979 г. на Землю с космической станции, подтвердили представления о том, что в составе пород спутников Юпитера большую роль играет лед. Так, низкая средняя плотность Каллисто, Ганимеда, Европы может служить доказательством того, что эти планетные тела состоят из смеси горных пород и льда. Многие кратеры на поверхности Ганимеда окружены венцами очень ярких лучей. Ученые предполагают, что это насыщенные льдом породы, выброшенные на поверхность при взрыве метеоритов, образовавших кратеры.

"Вояджер-1" исследовал еще более удаленную от Солнца планету Сатурн. В 1980 г. он сфотографировал Сатурн и некоторые его спутники. Оказалось, что лед в составе этих тел также играет большую роль, слагая наполовину или на одну треть их поверхность. Из ледяных обломков предположительно состоят и кольца самого Сатурна. Детальное изучение строения этих гигантских глыб льда — дело будущего.

Полярные шапки Марса: лед или углекислота?

Несмотря на то что полярные шапки Марса известны уже давно, с того времени, как их увидели в телескоп, строение их и в настоящее время вызывает споры. Белый цвет шапок позволяет предполагать, что они сложены льдом. Но какой это лед? Такой же, как в Антарктиде и Арктике?

Интересно, что размеры полярных шапок периодически изменяются, причем это совпадает со сменой сезонов года на Марсе. Так, зимой шапки увеличиваются в размерах, а весной и летом — уменьшаются. Если летом шапки ограничиваются приблизительно широтой 80-85° на севере и приблизительно широтой 80° на юге, то зимой они расширяются до 65°, а южная даже до 55°. В. Гершель, обративший на это внимание в 1784 г., считал, что полярные шапки состоят из снега и льда, и весной они сокращаются в размерах — тают, выделяя воду. Однако в 1969 г. с космической станции были получены данные, что полярные шапки состоят не из обычного водного, а из сухого льда — замерзшей углекислоты. Температура материала полярных шапок оказалась очень низкой -125° С — как раз такой, при которой происходит конденсация углекислого газа.

Состав полярных шапок, по-видимому, более сложный и изменяется в зависимости от сезонов. Работы советских исследователей Ю. В. Алехина, И. В. Закирова, А. Т. Базилевского и К. П. Флоренского показали, что в составе полярных шапок есть и обычный лед, и сухой, состоящий из замерзшей углекислоты, а также лед промежуточного состава — газгидрат. Соотношение этих трех составных частей в полярных шапках меняется от сезона к сезону. Осенью с понижением температуры до -73° С происходит вымораживание паров воды из атмосферы и образование устойчивого снегового покрова, состоящего из водного льда. Этот покров распространяется к югу и ложится на поверхность океанической равнины, на песчаные формы, кратеры, однако не перекрывает их полностью в силу своей очень незначительной — всего доли миллиметра — мощности. Зимой при дальнейшем понижении температуры образуется сначала газгидрат, который еще при более низкой температуре -148°С разлагается на твердые углекислоту и воду. С повышением температуры этот процесс имеет обратный ход, и весной уже снова образуется лед из твердой воды; летом с повышением температуры он перейдет в газообразное состояние, минуя жидкую фазу. Как результат этого процесса наблюдается уменьшение размеров полярных шапок.

Размеры полярных шапок Марса неодинаковы. Северная шапка несколько больше южной. Ее диаметр равен 1000 км, тогда как южной 700 км. Предполагается, что абсолютная высота южной полярной шапки на 1-2 км больше северной.

Полярные шапки несколько сдвинуты от полюсов. Особенно это характерно для южной полярной шапки, которая вся располагается в стороне от географического полюса. С чем это связано? На Земле центр Антарктиды также смещен, хотя и ненамного, от южного географического полюса, а центр Северного Ледовитого океана не совпадает с северным географическим полюсом. По-видимому, причиной этого как на Земле, так и на Марсе является неравномерное распределение масс с различной силой тяжести внутри планеты в зависимости от ее вращения и изменения во времени положения магнитных полюсов.

Если рассматривать полярные шапки более внимательно, то обнаружится много интересных, порой не совсем понятных деталей и особенностей. На поверхности северной шапки наблюдается два куполовидных вздутия высотой от 200 до 1000 м. Они разделяются Северным каньоном — широкой (до 10 км) долиной, прорезающей полярную шапку в диагональном направлении и приуроченной, по всей вероятности, к тектоническому нарушению. Куполовидное поднятие наблюдается и на южной полярной шапке. Что они собой представляют — пока не ясно. Это могут быть и тектонические купола, и подледные вулканы, какие наблюдаются в Исландии, и просто выступы основания, облекаемые льдом, как в Антарктиде.

Примечательной особенностью марсианских полярных шапок являются спиральные концентрические линии или полосы, хорошо выделяющиеся своим темным цветом на общем белом фоне поверхности. С одной стороны они как бы сходятся в центре, а с другой — они расходятся, описывая ряд окружностей вокруг этого центра. Особенно отчетливо эти линии выражены на северной полярной шапке, имеющей большую площадь по сравнению с южной. Здесь выделяются два центра с развитыми вокруг них концентрическими полосами. Долгое время исследователи спорили, являются ли они уступами или трещинами. Даже если бы существовали многочисленные трещины или троги, как предполагал Д. Кате, темные полосы представляли бы отвесные их стенки. Когда темные полосы увидели на фотографиях большего разрешения, оказалось, что это не что иное как многочисленные уступы извилистой формы, в целом образующие концентрически округлую структуру шапок.

Из чего состоят эти темные уступы, почему они отличаются от белой поверхности шапок и как они образовались? На все эти вопросы трудно ответить однозначно, и исследователи предлагают различные объяснения и гипотезы. Так, например, Д. Катс в 1973 г. предположил, что темный цвет полос объясняется таянием загрязненного льда полярной шапки на склонах южной экспозиции, получающих больше тепла по сравнению со склонами северной экспозиции. Вследствие этого на склонах обнажается вытаивающий обломочный материал, аналогичный, по-видимому, морене вытаивания на земных ледниках.

Предполагаемые зональное строение и состав полярных шапок Марса в период их наибольшего развития (зимой). По Ю. В. Алехину, И. В. Закирову и др. (1977 г.)

В том же году Б. Муррей предположил, что на полюсах развиты многочисленные слоистые поверхности, состоящие из водного льда или твердой углекислоты и силикатной пыли, а возможно, из их смеси. Уступы, в которых обнажается этот материал, предположительно выработаны ветром. Образование слоистых поверхностей можно связать с изменением наклона полярной оси Марса. Вокруг каждого нового положения полюса образовывались слоистые отложения.

Подобная точка зрения высказана А. Хаммондом. Темные и светлые полосы он связывает с наличием или отсутствием пыли в истории формирования марсианских полярных шапок. В соответствии с этим темные полосы состоят из пыли, а светлые — изо льда. В настоящее время большинство ученых поддерживает эту гипотезу, что придает ей большое значение при восстановлении климатических условий, существовавших на Марсе раньше. Концентрическое строение уступов, их выпуклая дугообразная форма в плане объясняется влиянием вращения планеты.

На происхождение уступов нет единой точки зрения. По-видимому, оно связано с комплексом процессов — эрозии ветром и разрушения под воздействием чередующихся процессов таяния и замерзания отложений и льда.

Таким образом, марсианские полярные шапки состоят из переслаивания пыли и льда, образующих крупные пластины. Длина пластин достигает 300-500 км. Каждая пластина имеет темный фронтальный уступ и светлую поверхность. Крутизна уступа от 4 до 12°, а светлая поверхность полого (1-2°) наклонена в противоположную сторону. Из-за асимметричного строения пластин в поперечном профиле они образуют куэстообразные формы[5]. Каждая такая пластина состоит из 10-20 и более мелких темных и светлых слоев мощностью 20-30 м, придающих уступу характер лестницы. Общая мощность такой пластины достигает 1 км.

Северная полярная шапка Марса. Светлые пятна — лед, темные полосы — эоловые осадки, обнажающиеся в уступах

Пластины группируются в несколько серий. На северном и южном полюсах их выделяется по четыре. Формирование таких серий объясняется тем, что ось вращения Марса на протяжении последних 10 млн. лет могла перемещаться вследствие внутренних течений вещества в мантии, возможно, связанных с вулканической активностью. Около каждого такого положения оси в северном и южном полярных районах могла формироваться серия пластин. Количество серий — четыре в каждой полярной марсианской шапке — вызвало у некоторых исследователей вопрос: а нельзя ли связать их с оледенением на Земле? Как известно, на Земле выделяется четыре самостоятельных оледенения. И если на Марсе развиты также четыре ледниковых серии, то можно было бы, как считает В. И. Шмуратко, предположить общую для них причину — не планетарные, а глобальные, космические изменения климата. Во всяком случае, по строению шапок Марса можно предполагать цикличные изменения его климата, связанные с изменением количества поступающей солнечной энергии, влияющей на циркуляцию атмосферы, образование ветров и т. д. Б. Муррей в этих циклических изменениях предполагает периоды в 51000 лет и связывает с ними образование отдельных пластин и более продолжительные периоды в 2 млн. лет, в течение которых могли сформироваться серии пластин. Таким образом, возраст полярных шапок Марса может быть относительно молодым — несколько десятков миллионов лет. То, что на поверхности пластин почти отсутствуют кратеры, в какой-то мере подтверждает это. Однако возраст полярных шапок может быть значительно древнее. В связи с этим следует сопоставлять время образования полярных шапок не с четвертичными оледенениями Земли, укладывающимися в последние 1-0,6 млн. лет, а с началом более древнего оледенения Антарктиды.

Загадки Венеры

Венера — наша ближайшая соседка. Ее размеры, масса и плотность пород близки к земным. Вместе с тем ее магнитное поле почти в три раза слабее, чем на Земле. Венера очень медленно вращается вокруг своей оси в направлении, обратном вращению Земли. Давление на ее поверхности достигает 10 млн. Па, а температура около +500° С. На высоте 49 км над планетой простирается мощный слой облаков. Этим не исчерпываются загадки Венеры. Оставались неясными до последнего времени также причины резкого обеднения ее атмосферы водой, механизм ураганных ветров на высотах около 60 км, строение ее рельефа, состав слагающих пород и т. д.

Теперь, благодаря планомерному изучению планеты советскими учеными, многие ее тайны раскрыты.

В отличие от других планет земной группы, изучение Венеры с помощью телескопов оказалось невозможным. Ведь еще М. В. Ломоносов, наблюдая 6 июня 1761 г. прохождение планеты по диску Солнца, установил, что она окружена "знатною воздушною атмосферой, таковой (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного". Поэтому до последнего времени представления о строении поверхности и составе горных пород на Венере оставались гипотетическими. При этом некоторые исследователи приходили к фантастическим построениям. Предполагалось, например, что в атмосфере Венеры могут образовываться углеводороды. В этом случае, по мнению американского ученого Ф. Хойла, Венера должна быть покрыта океаном нефти. В другом варианте допускалось, что в атмосфере могут создаваться сложные молекулы, близкие к тем пластмассам, которые получают в заводских условиях, а поверхность планеты выстлана слоем природного пластика. По мнению американского исследователя Е. Эпика, для Венеры характерны сильные пыльные бури, нижние слои атмосферы насыщены пылью, что способствует поддержанию высокой температуры. В этом случае поверхность также должна быть покрыта слоем пыли, подобно тому, как это предусматривалось "пылевой гипотезой" Т. Голда для Луны. Даже не верится, что все это всерьез обсуждалось еще совсем недавно. Но, чтобы убедиться, достаточно обратиться к книге Ф. Уиппла "Земля, Луна и планеты", которая в русском переводе была издана в 1967 г. Подобные представления запечатлены и в красочном альбоме "Планеты Солнечной системы", опубликованном в Праге в 1963 г. Этот альбом подготовили чешские исследователи Й. Садил и Л. Пешек, сочетая художественный вымысел с научными представлениями. На выразительных, ярких пейзажах изображены красноватые скалы, приближающаяся пыльная буря, вулканические кратеры с озерами кипящей серы, мрачные морские просторы, чахлые побеги растительности на берегах. На этих пейзажах получили отображение все основные точки зрения на природу поверхности, допускавшие здесь условия влажного климата с развитием органического мира, близкого к палеозойскому на Земле, сухой безводной пустыни или океанических пространств.

В 1961 г. был произведен запуск первого космического аппарата в сторону Венеры. Станция "Венера-1" прошла на расстоянии менее 100000 км от планеты. "Венера-2", стартовавшая в 1965 г., приблизилась к планете на расстояние 24000 км. 1 марта 1966 г. "Венера-3" успешно достигает поверхности планеты.

Станция "Венера-4" совершила межпланетное путешествие в 1967 г. Ее спускаемый аппарат плавно погрузился в атмосферу планеты с помощью парашюта. Были произведены измерения температуры, давления и состава атмосферы. В 1969 г. к Венере были отправлены станции "Венера-5" и "Венера-6". Их спускаемые аппараты провели зондирование атмосферы до высоты 20 км над твердой поверхностью. В 1970 г. спускаемый аппарат станции "Венера-7" совершил мягкую посадку на планету. В течение 23 минут после посадки с него поступали сигналы с информацией о работе приборов. В 1972 г. на поверхность планеты совершил мягкую посадку спускаемый аппарат станции "Венера-8", с которого в течение 50 минут поступала важная информация.

Выдающимися достижениями в изучении Венеры ознаменовался 1975 г. Две станции "Венера-9" и "Венера-10" были выведены на орбиты искусственных спутников этой планеты. Их спускаемые аппараты плавно опустились на поверхность. С обоих аппаратов в течение 53 и 65 минут поступали панорамные телевизионные изображения местности и другая научная информация.

В 1978 г. изучение Венеры было продолжено станциями "Венера-11" и "Венера-12", которые достигли поверхности южнее области Бета. Наконец, в 1982 г. станции "Венера-13" и "Венера-14", совершив мягкую посадку на поверхность планеты, позволили осуществить целый комплекс научных исследований, в том числе бурение и отбор грунта для химического опробования. В результате выдающихся исследований, выполненных АМС серии "Венера", на смену гипотезам пришли строгие научные данные. Появилась возможность приподнять завесу загадочности некоторых явлений на планете.

В настоящее время можно уже определенно говорить о составе венерианской атмосферы. Как предполагалось раньше, она состоит из углекислого газа — на 97%. Кроме него в количестве около 3% присутствует азот. Доли процентов приходятся на инертные газы (главным образом аргон), кислород, сероводород, соляную и плавиковую кислоты, водяные пары и некоторые другие элементы.

Громадное количество углекислого газа в атмосфере Венеры связывается в основном с вулканической деятельностью. И на Земле при извержении вулканов в атмосферу выбрасывается углекислый газ. Периодические изменения климата на Земле, приводившие к оледенениям, некоторые ученые связывают именно с колебанием содержания углекислого газа в атмосфере Земли. На Венере углекислая атмосфера создает своеобразный "парниковый эффект", не пропуская в космическое пространство тепловое излучение планеты. Возможно, этим объясняются высокие температуры у поверхности планеты, достигающие 470° С.

Особый интерес вызывают облака Венеры, полностью скрывающие ее поверхность от наблюдения с Земли. Они находятся на высоте около 49 км и достигают мощности 20 км. По данным советских исследователей Л. В. Ксанфомалити, М. Я. Марова и А. Д. Кузьмина, анализировавших данные, полученные станциями "Венера" и "Пионер-Венера", облака имеют слоистое строение. Верхняя часть облаков, по-видимому, состоит из капелек серной кислоты, а в средней и нижней их частях, по всей вероятности, преобладают соли соляной кислоты в виде кристаллических частиц.

Отмечается сложная динамика атмосферы и движения облаков. По-видимому, существуют мощные полярные вихри и просто сильные ветры, наиболее интенсивные на высотах более 40 км. У поверхности планеты ветры слабые. Этим объясняется и отсутствие пыли в местах посадок спускаемых аппаратов станций "Венера".

Из-за развития мощной атмосферы единственным надежным средством дистанционного изучения поверхности остается зондирование. С помощью наземных радиотелескопов были изучены приэкваториальная полоса и отдельные участки диаметром 1500 км. Эксперименты по радиокартированию Венеры были выполнены со станций "Венера-9" и "Венера-10". Отраженные от поверхности Венеры сигналы принимались земными радиотелескопами. При этом было установлено несколько протяженных уступов в южном полушарии, вытянутых в широтном направлении на несколько сотен километров при высоте до 3 км.

Схематическая карта поверхности Венеры. Составлена по результатам радиолокационной съемки и измерения высот с АМС

Радиолокационная съемка Венеры была осуществлена с американского спутника "Пионер-Венера". Разрешение этих радиоизображений порядка 30-50 км. По данным радиолокационного зондирования, выполненного со спутника, составлена карта, охватывающая 83% поверхности планеты, между 75° с. ш. и 63° ю. ш.

Данные о рельефе Венеры позволяют выделить на ее поверхности низменности, представляющие собой впадины, холмистые равнины и горные массивы.

Низменности, расположенные ниже среднего уровня планеты (6051 км) на 1-2,5 км, занимают 16% ее поверхности. Они образуют две широкие дугообразные полосы впадин, расположенные по обе стороны экватора и соприкасающиеся своими выпуклыми частями почти по нулевому меридиану. Они имеют сглаженный рельеф и слабо насыщены кольцевыми структурами импактного происхождения, что указывает на относительную молодость рельефа.

Холмистые равнины занимают 60% поверхности. Их гипсометрический уровень не превышает 500 м от среднего уровня планеты. Они отличаются однородной отражательной способностью в радиодиапазоне. Основными формами рельефа являются небольшие гряды, холмы и западины. Поверхность равнин осложнена большим числом кольцевых структур-кратеров, диаметры которых достигают 400-600 км, а глубина 200-700 м. У некоторых структур намечаются центральные горки, что подтверждает их импактное происхождение. Относительно малая глубина кратеров вместе со следами разрушения свидетельствует об их древности. Отчетливо выраженные крупные кратеры получили наименования Лиза, Мейтнер, Сапфо и Ева. Многочисленны мелкие кратеры диаметром 150-200 км и глубиной в первые сотни метров. Наличие на поверхности холмистых равнин большого числа сильно разрушенных древних кратеров дает основание сопоставлять их с древними континентальными областями Луны и Марса. В пределах континентальных равнин практически нет крупных щитовых вулканов. Исключением может быть гора Хатор, однако ее вулканическая природа еще строго не установлена.

Возвышенные районы охватывают 24% поверхности, образуя четыре изолированных горных страны: Земля Иштар и Земля Афродиты и области Бета и Альфа. Земля Иштар представляет собой плато, осложненное горными сооружениями. Его высота 3-7 км над средним уровнем. Плато имеет форму широкого овала, вытянутого в широтном направлении на 2000 км. От смежных равнин оно отделено крутыми уступами. Относительно выровненный участок в пределах земли Иштар получил название плато Лакшми. Плато обрамлено горами Акны, Фрейи и Максвелла. В горах Максвелла зарегистрирована высшая точка планеты, возвышающаяся на 11,8 км над средним уровнем и на 9 км над примыкающей к горам местностью. На восточном склоне гор Максвелла расположен кратер диаметром 100 км и глубиной 1 км. Для него предполагается вулканическое происхождение.

Земля Афродиты имеет форму широтно ориентированного овала протяженностью 1500 км. Ее вершины поднимаются до 9 км над средним уровнем. По радиоастрономическим наблюдениям в пределах Земли Афродиты выделены округлые поднятия. Их поперечник составляет 700 км при высоте над окружающей местностью 6-8 км.

Область Бета представляет собой меридионально ориентированное поднятие высотой 5-6 км над средним уровнем, увенчанное двумя крупными щитовыми вулканами — горами Реи и Тейи. Один из вулканов имеет относительную высоту 5 км, а в поперечнике около 700 км. На его вершине находится кальдера диаметром около 90 км. Этот вулкан по своим размерам превышает величайший вулкан Марса — Олимп, однако уступает ему по высоте. Американские исследователи Р. Саундерс и М. Малин предположили, что венерианские вулканы не могут быть слишком высокими из-за большего, чем на Марсе, значения силы тяжести на планете. Кроме того на Венере активно должно происходить разрушение рельефа под действием химического выветривания из-за высокого содержания в атмосфере кислот и других активных компонентов.

Область Альфа представляет собой поднятие высотой 1800 м над средним уровнем. Оно отличается значительной изрезанностью в связи с развитием субпараллельных разломов.

Судить о тектонической природе возвышенных областей Венеры следует с учетом молодости и значительной расчлененности развитого в их пределах рельефа, отсутствия древних крупных разрушенных кратеров импактного происхождения, приуроченности к ним всех наиболее крупных щитовых вулканов, явной связи с рифтогенными структурами. Все это дает полное основание для сопоставления возвышенных областей Венеры с тектоно-вулканическими поднятиями Марса Фарсида и Элизий.

В центральной части планеты прослеживается целый ряд трещин, образующих рифтовую систему, имеющую, возможно, глобальный характер. В плане рифтовая система, по данным А. М. Никишина, напоминает огромный треугольник, ориентированный с востока на запад, основание которого расположено южнее поднятия Бета. В широтном направлении рифтовая система Венеры протягивается вдоль поднятия Афродиты на расстояние свыше 20000 км.

Несмотря на развитие рифтовой системы, можно предположить, что в целом по сравнению с Землей и Марсом количество разрывных нарушений на Венере может быть меньше. Из-за медленного вращения планеты и малых значений сил Кориолиса на ней, по-видимому, не так интенсивно развита система планетарной трещиноватости.

Об основных этапах тектонической эволюции можно судить исходя из особенностей структуры поверхности Венеры с учетом данных сравнительной планетологии. Первоначально возникла древняя кора континентального типа, испытавшая интенсивную метеоритную бомбардировку. По аналогии с Луной, этот процесс завершился примерно на рубеже 4 млрд. лет. Позднее образовались впадины, выполненные базальтами, так же как и на других планетных телах земной группы. Наиболее молодыми тектоническими элементами являются тектоно-вулканические поднятия, увенчанные, как и на Марсе, гигантскими щитовыми вулканами. Будем надеяться, что, в отличие от Марса, эти вулканы еще не прекратили своей активности. В этом случае получат объяснение особенности состава атмосферы Венеры и концентрация молний вблизи вулканов, свежесть обломочного материала и развитие крутых склонов вблизи поднятия Бета с его четко выраженными крупными вулканами.

Определение состава пород Венеры стало возможным после посадок на ее поверхность спускаемых аппаратов со станции серии "Венера", на которых были установлены гамма-спектрографы. Они проводили анализ содержания в грунте естественных радиоактивных элементов: урана, тория и изотопа калия. Тип породы в месте посадки спускаемого аппарата АМС "Венера-8" по содержанию радиоактивных элементов оказался близким к земным гранитам, в районах посадок "Венеры-9" и "Венеры-10" — к базальтам. Спускаемым аппаратом станции "Венера-10" была определена плотность грунта с помощью радиоактивного плотномера. Она оказалась 2,7 г/см3, что полностью подтвердило данные радиолокации. Просмотр последних панорам планеты и результаты химических анализов пород, по мнению советских ученых, позволяют прийти к заключению, что на 70% ее поверхность сложена древнейшими базальтами, аналоги которых на Земле образуются на глубинах 60-80 км. Предварительные данные химического анализа пород указывают, что в районе посадки станции "Венера-13" залегает порода, претерпевшая химическое выветривание и отвечающая по составу лейцитовому базальту. Этот тип глубинных базальтовых пород с высоким содержанием калия и магния встречается в земных условиях достаточно редко. А порода, изученная в районе приземления станции "Венера-14" и представляющая собой толеитовый базальт, распространена на Земле довольно широко.

Для изучения строения поверхности особенно много дают телевизионные панорамные изображения, передаваемые со спускаемых аппаратов. Так, спускаемый аппарат станции "Венера-9" передал изображение поверхности северо-восточной окраины области Бета. Ее поверхность покрыта крупными остроугольными камнями. Поперечник самых крупных из них составляет 50-70 см при высоте 15-20 см. Они имеют форму пластин со ступенчатыми отколами. Между камнями поверхность покрыта светлым мелкоземистым материалом. На отдельных камнях видны темные пятна, напоминающие ячеи выветривания. Аппарат находится на склоне крутизной около 30°. Склон покрыт каменистой осыпью. Острые грани осколков свидетельствуют о том, что они образовались совсем недавно и не подверглись значительным разрушениям.

Спускаемый аппарат станции "Венера-10" совершил посадку к юго-востоку от области Бета, примерно в 2000 км от места посадки спускаемого аппарата станции "Венера-9". Он передал изображение местности, представляющей собой ровную каменистую пустыню. Крупные глыбы имеют поперечник более 3 м, покрыты темными пятнами, отвечающими углублениям типа ячей выветривания. Каменные глыбы погружены в темный грунт. Глыба расколота трещинами. По облику она напоминает земные магматические породы, подвергшиеся значительным изменениям.

На панорамах области Бета, полученных со станций "Венера-13" и "Венера-14", отчетливо изображены крупные глыбы скалистой слоистой породы темно-серого цвета с ячеистой поверхностью. Пространство между глыбами покрыто мелкозернистым буровато-черным материалом. Отсутствие заметных вторичных изменений изученных пород может свидетельствовать об их молодом возрасте.

Очень интересно решалась проблема отбора грунта на станциях "Венера-13" и "Венера-14". Как рассказывает В. Л. Барсуков, специальные грунтозаборные устройства произвели отбор проб пород, затем механизмы подачи грунта передали их внутрь герметичных отсеков. При этом был произведен сброс температуры отобранных проб с 457° до 20-30° С, а давления — с 10 млн. Па до 10 тыс. Па. После этого пробы были поданы в приемные камеры рентген-флюоресцентных анализаторов, которые определили в них содержание основных породообразующих химических элементов (от натрия до железа) и передали полученные спектры на Землю. Вероятно, что состав атмосферы Венеры не может не оказывать влияния на породы ее поверхности. Этот вопрос был рассмотрен советскими учеными В. Л. Барсуковым и В. П. Волковым. Они исходили из новейших данных о различиях в составе восходящих и нисходящих потоков подоблачной тропосферы. Нисходящие потоки содержат повышенные концентрации водяного пара и серу. В состав восходящих потоков включаются газообразные продукты взаимодействия газов с горными породами, а также газы глубинного происхождения. Расчеты показали, что при взаимодействии нисходящих потоков тропосферы с базальтами возникают пирит, ангидрит и амфиболы, тогда как в случае восходящих потоков образуются только пирит и ангидрит. При этом породы типа гранитов не должны испытывать существенных преобразований. Однако авторы справедливо замечают, что величина такого рода химического выветривания не может быть надежно определена, поэтому неясно, покрыта ли Венера сплошь измененными породами или только тонкими поверхностными пленками.

Панорама поверхности Венеры (АМС 'Венера-13' и 'Венера-14')

Изучение Венеры продолжается. В соответствии с программой исследований космического пространства и планет Солнечной системы в июне 1983 г. в Советском Союзе осуществлены запуски АМС "Венера-15" и "Венера-16". Обе станции аналогичны по конструкции и назначению. Полет двух станций даст возможность провести независимые комплексные измерения над различными районами Венеры с орбит искусственных спутников этой планеты.

Каждый новый результат изучения планет приближает нас к более глубокому познанию Земли, и в этом существенная роль принадлежит достижениям советской науки, благодаря которым представилось возможным раскрыть некоторые тайны Венеры.

Почему планеты асимметричны

В самых различных отраслях естествознания сейчас широко используется учение о симметрии как методе познания фундаментальных закономерностей в строении и эволюции материи на всех уровнях ее организации — от физических полей и элементарных частиц до Вселенной в целом. Развитие учения о симметрии, асимметрии и диссимметрии (расстроенной симметрии) связано, прежде всего, с именами Е. С. Федорова, П. Кюри, В. И. Вернадского, А. В. Шубникова. Нас будет интересовать приложение этого учения к решению глобальных тектонических проблем. В структуре литосферы Земли отчетливо проявлены признаки симметрии и асимметрии, которые требуют своего объяснения при обосновании тех или иных геодинамических моделей. Поэтому можно говорить о тектонической симметрии и асимметрии как о важных свойствах внешних геосфер, подверженных тектоническим деформациям. Характерными примерами тектонической симметрии являются срединно-океанические хребты (или их фрагменты), рифтовые структуры, некоторые геосинклинально-складчатые зоны. Но в глобальном аспекте Земля тектонически асимметрична. Асимметрию придает ей впадина Тихого океана, занимающая на планете огромную площадь. Вполне оправдано обособление на Земле двух сегментов: Тихоокеанского и противоположного ему — Атлантического.

Возникает вопрос: в чем же причина глобальной тектонической асимметрии Земли и как эта главнейшая особенность в строении увязывается с существующими геотектоническими концепциями и с новейшими данными о строении других планет земной группы и Луны?

Глобальная асимметрия Земли обнаруживается при рассмотрении ее в географическом, океанографическом и тектоническом аспектах. Отчетливо обособляется Тихоокеанская планетарная депрессия со средней глубиной около 4 км, занимающая примерно 1/3 общей площади поверхности Земли. Она обрамлена гирляндами островных дуг и горными складчатыми системами окраин континентов. Далее в глубь континентов лежат древние платформы. С океанографических позиций могут быть вполне отчетливо выделены континентальные и океанические полушария. При этом площадь акватории Тихого океана составляет около 180 млн. км2, или половину площади всего Мирового океана. В тектоническом аспекте дно Тихого океана — это, прежде всего огромная часть планеты, лишенная так называемого гранитного слоя. Под дном Индийского океана и Атлантики такого слоя также нет (за исключением сравнительно небольших участков — микроконтинентов), но площадь безгранитной коры в целом значительно меньше.

Тектоническая асимметрия Земли, Марса и Луны. Красным показаны континентальные сегменты планет, синим — океанические сегменты