Сошедшие с небес и сотворившие людей - В. Конелес

О наличии обширных водоемов косвенно свидетельствуют и огромные пустыни с блуждающими дюнами: под воздействием воды эрозия скальных пород происходит сравнительно быстро, что и приводит к образованию песков. В пользу этого говорят и данные «Викингов» о том, что химическая природа почвы Марса схожа с гидратированной глиной (нонтронитом), претерпевшей сильную эрозию [174; 480].

Мощность мерзлых пород в области экватора — 1,5 км; толщина полярных шапок — 5 км. Корреляционная зависимость между распределением кратеров по поверхности и флюидизированных выбросов (рис. 81) позволяет сделать вывод о повышении льди-стости и мощности криолитосферы от экватора к полюсам [134]. Мерзлотный слой содержит примерно в 100 раз больше льда, чем марсианские полярные шапки. По некоторым оценкам, льда на Марсе в 2,5 раза больше, чем на Земле [128].

Измерения в ультрафиолетовом диапазоне установили, что с поверхности планеты ежедневно испаряются 400 тонн воды (исследования Чарльза Барта). В 1997 году марсианские облака были сфотографированы «Сервейором». Из доклада Американского Географического Союза, сделанного в 1977 году [502], следует, что в далеком прошлом мощные стремительные потоки в ряде мест изрезали марсианский ландшафт. Объем пролившейся воды был эквивалентен озеру Эри, а само движение колоссальных масс воды образовало огромные каналы.

Спускаемый аппарат «Викинга-2» обнаружил на месте посадки вечную мерзлоту: сочетание фунта, водного льда и замерзшей углекислоты. Американские ученые В. Хакер и Р. Стром (Лаборатория по изучению Луны и планет) сделали вывод о том, что в течение последней геологической эпохи Марсианский океан мог наполняться водой и пересыхать несколько раз [283]. Южная полярная шапка в прошлом простиралась до 40° ю. ш. Вопрос о наличии воды в полярных шапках Марса обсуждался в январе 1979 года на II Международном коллоквиуме по Марсу, проводившемся в Калифорнийском Технологическом институте в Пасадене. Из докладов следовало, что «северная шапка состоит из водяного льда» (но не южная) (рис. 82). По сообщениям НАСА, на Марсе было достаточно воды, чтобы покрыть всю его поверхность слоем толщиной несколько десятков-сотен метров.

На двух конференциях по Марсу, состоявшихся в Вашингтоне под руководством НАСА в июле 1986 года, ученые выразили мнение, что «в марсианской коре скрыто достаточное количество воды для того, чтобы теоретически затопить всю планету океаном глубиной по меньшей мере 300 метров» [434, с. 55].

Последние изображения с АМС «Пасфайндер» в июле 1997 года убедили планетологов в том, что около миллиарда лет назад в месте посадки станции имел место «потоп». Воды его хватило бы, чтобы наполнить Средиземное море [326]. Следует отметить, что ось вращения Марса наклонена под углом, близким к углу наклона земной оси, и что каждые 50 000 лет климат планеты существенно изменяется.

Что же касается атмосферы Марса, то в прошлом она могла быть гораздо более плотной. Предполагают, что около 5 % атмосферы на начальном этапе поставили кометы; доля вулканизма значительно выше — 20–50 %. Большое содержание кислорода в окислах марсианского грунта говорит о возможности его существования в свободном виде в прошлом.

СИСТЕМА ЮПИТЕРА

Юпитер в 1313 раз больше Земли. Его средняя плотность — 1,33 г/см3. В нем заключено 90 % массы всех планет. Шумеры, напомним, называли его Кишар (KI-SHAR— «Владыка твердых земель»). Предполагается, что на начальной стадии Юпитер и Сатурн представляли собой льдисто-каменистые тела с массой около 10 земных. Этой массы оказалось достаточно для привлечения газов из окружающего протопланетного диска, и размеры планет, находящихся примерно в центре Солнечной системы, значительно увеличились [462].

Юпитер был исследован «Пионерами», «Вояджерами» и «Галилео» в 1970-1990-е годы. Состав его аналогичен составу Сатурна, а соотношение содержания гелия и водорода близко к солнечному — 24 % (у Солнца — 25 %) [165]. Зонд «Галилео», исследовавший верхние слои ионосферы и атмосферы в 1996 году, передал данные, свидетельствующие о том, что на расстоянии 50 000 км над облачным слоем Юпитер имеет в 10 раз более мощный, чем у Земли, радиационный пояс. Магнитное поле этой планеты самое интенсивное в Солнечной системе после Солнца. Зарегистрированная скорость ветра составляет 100–180 м/с.

В протяженной и невероятно бурной атмосфере обнаружены пары воды (правда, в верхних слоях атмосферы спускаемый зонд зафиксировал их гораздо меньше, чем ожидалось, — на уровне 0,002 %) [52]. Однако недоразумение сравнительно быстро было объяснено тем, что «Галилео» попал в «сухую» область планеты. Как было отмечено в пресс-релизе научной группы «Галилео» от 5 июня 1997 года, инфракрасные наблюдения дают значения содержания воды по меньшей мере в 100 раз большие [284]. Прозрачное кольцо, обнаруженное у Юпитера «Вояджерами» в 1979 году, состоит целиком (или почти целиком) из частиц льда. Он имеет не менее 16 спутников, один из которых крупнее Меркурия, а три — крупнее Луны.

На ближайшем спутнике, Ио, обнаружена вулканическая активность (более 30 вулканов извергают расплавленное вещество, содержащее воду, и разноцветные фонтаны газов на высоту до 300 км!). Столь активный вулканизм пока не получил объяснения и не может быть приписан только естественному радиоактивному и гравитационному разогреву. Оранжево-красная поверхность Ио представляет собой обширные равнины, изрезанные впадинами, словно созданными потоками бегущей воды. Ученые пришли к выводу, что у Ио есть «некий внутренний источник воды». Масса металлического ядра составляет около 25 % массы спутника.

Европа имеет самую ровную в Солнечной системе поверхность, а ее более низкая, чем у Ио, плотность заставляет полагать, что внутри нее плещется водный океан. Поверхность спутника испещрена веноподобными красноватыми линиями шириной 20–40 км и длиной тысячи километров (|рис. 83), которые исследователи НАСА объясняют трещинами в океане замерзшей воды (рис. 84). В пользу этого говорит и почти полное отсутствие на поверхности кратеров; вероятно, вода быстро «заживляет» их. Эта луна также имеет довольно массивное металлическое ядро.

Поверхность Ганимеда, крупнейшего спутника Юпитера, представлена, смесью водяного льда и скальных пород. Считается, что спутник почти целиком состоит из воды и льда.

Каллисто по размерам сравнима с Меркурием и имеет богатую льдом кору. Оценки свидетельствуют, что этот спутник на 40 % состоит из воды [269]. Поверхность Каллисто почти вся испещрена кратерами ударного происхождения. Одно из крупных образований — сеть из десятков концентрических хребтов (палимпсест) Вальхалла имеет диаметр 4000 км. Как считают, их появление спровоцировало столкновение с крупным астероидом, образовавшим кратер радиусом около 2000 км, который затем был заполнен водой, излившейся из недр Каллисто. Известен и палимпсест Асгард, имеющий диаметр 1600 км.

СИСТЕМА САТУРНА

Сатурн — газовый гигант с протяженной атмосферой из водорода и гелия и низкой средней плотностью (0,69 г/см3), объем которого в 766 раз превышает земной. Его украшает огромное сверкающее кольцо, имеющее диаметр 270 000 км и толщину около 100 м. Число открытых спутников — 18. Шумеры называли этого «великана» Аншар (AN-SHAR— «Владыка небес»). Состав планеты еще недостаточно изучен, но известно, что и кольцо, и многочисленные спутники если не целиком, то в значительной степени состоят из водяного льда, а возможно, и жидкой воды.

Так, «Пионер-II» в 1979 году и «Вояджеры-1 и «Вояджер-2» в 1980–1981 годы подтвердили высказывавшиеся прежде предположения о том, что кольца состоят из ледяных глыб размером от валуна до большого дома. В 1979 году «Пионер-11» и затем «Вояджер-1» в 1980-м предоставили свидетельства того, что внутренние спутники Сатурна: Янус, Мимас, Энцелад, Тетис, Диона и Рея представляют собой небесные тела, состоящие главным образом изо льда.

Интересно, что Мимас при своих крохотных размерах (около 200 км) имеет кратер поперечником более 100 км. Предполагается, что он образовался в результате почти катастрофического (для спутника) столкновения с небольшой кометой.

В отношении внешних спутников Сатурна информация «Вояджеров» была аналогичной: Япет оказался «глыбой льда с небольшим количеством скальных пород в центре». Анализируя полученную информацию, Вон Эшлеман из Стенфордскйго университета заключил, что Япет на 55 % состоит изо льда, 35 % составляют скальные породы, 10 % — замерзший метан. Есть косвенные свидетельства наличия на поверхности Япета нефтеподобных продуктов.

Титан по размеру крупнее Меркурия и имеет более плотную, чем у Земли, атмосферу с облаками. Поверхность его богата углеводородами (нефтью), а преимущественно азотная атмосфера содержит органические вещества, придающие облакам темно-красный цвет. Под поверхностью находится мантия из замерзшего льда; далее, по-видимому, — жидкие вода, метан, этан и каменное ядро. Состав Титана: 85 % вода и лед, 15 % скальные породы [434, с. 56–59].