|
Марс
[по имени др.-рим. бога войны Марса; Mars] – четвертая планета зем. гр., имеющая диаметр 6794 км и находящаяся на сред. расстоянии от Солнца – 227,92 млн км. Его масса составляет 0,107 зем.; плотн. 3,933 г/см3. Совершает оборот вокруг своей оси М. за 24,6 ч, а полный оборот вокруг Солнца – за 687 зем. сут. М. имеет два спутника (Фобос и Деймос) и обладает разреженной атмосферой, состоящей преимущественно из углекислого газа, небольших кол-в азота, аргона, кислорода и паров воды; плотность атмосферы у поверх. 0,0166 кг/м3. Наклон оси вращения к плоскости орбиты, наличие атмосферы и ее пертурбации вызывают сезонную смену климата, суточные колебания температуры поверх., а также т. н. пыльные бури. В р-не полюсов в течение зимних сезонов появляются тонкие покровы замерзших газов. Конденсационные явления приводят к возникновению редких облаков. Глобальное магнитное поле у М. очень слабое. Ю. полушарие М. - это древняя приподнятая, расчлененная и интенсивно кратерированная область. Развитые здесь импактные кратеры имеют разл. размеры, крупнейшим является ударный бассейн Эллада (диаметр около 2100 км). С. полушарие характеризуется более юным равнинным рельефом с большим кол-вом вулканов, в числе которых – самый крупный в Солнечной системе вулкан поперечником ~ 600 км и высотой 26 км. Возраст вулканич. равнин от 4 до 0,3 млрд лет. В вулканич. областях встречаются системы линейных и радиальных даек. Вблизи экватора находятся крупные системы глубоких грабенов и каньонов, в т. ч. рифтоподобных, возникших в эпохи былой тектонич. активности, которые чередовались с периодами покоя. Упомянутые два типа местностей отвечают, вероятно, двум типам коры. Поверхностные слои представлены песком и глиной, насыщенными оксидом железа, кремнеземом с участием сульфатов и хлоридов. В этом материале заключены камни разл. размера, имеющие, по-видимому, базальтовый состав, продуктом разрушения и выветривания которых и является тонкообломочный материал. В приповерхностных слоях грунта и на дне некоторых кратеров установлено присутствие водного льда. Характерны эоловые формы (дюны, эоловые покровы и пр.). Более древние слои, изученные на бортах небольших импактных кратеров, представлены песчаниками, косо- и тонкослоистыми, сцементированными сульфатами магния и кальция. Эти слои – результат эоловой и мелководной седиментации в условиях арид. климата и в окислительной обстановке прошлых эпох. Кластический материал песчаников представлен продуктами переотложения измененных кислыми водами и выветрелых оливиновых базальтов. В полярных р-нах установлены слоистые эолово-ледниковые отл., заключающие значительные массы водного льда. Здесь наблюдаются также разл. мерзлотные формы рельефа. На М. обнаружено большое число долин, сходных по морфологии с зем., образованными текучими водами. Предполагают, что они в основном возникли при массовом таянии подземных льдов в результате эндогенного нагрева в областях вулканизма. Запасы подземного водного льда и газогидратов могут быть значительными, поскольку глуб. промерзания грунта оценивается в 4 км и более, что указывает на существование мощной криолито сферы. Былое присутствие воды, возможно, благоприят ствовало появлению жизни на М., однако ее следы пока достоверно не установлены. Предположительно сред. мощн. коры М. около 30 км, хотя может колебаться от 10 до 70 км. Литосфера, скорее всего, имеет весьма значительную мощность. Мантия может быть силикатной и обогащенной оксидом железа. Радиус ядра оценивается в 1900 км, оно может представлять собой расплав железа и сернистого железа. Спутники М. диаметром 10–20 км движутся по круговым орбитам и, по-видимому, являются захваченными гравитационным полем астероидами. Их поверх. кратерированы; эти тела имеют плотн. 1,5–2,0 г/см3.
|
