«Викинги» на Марсе - [6]

Измерения состава марсианской атмосферы со спускаемых аппаратов «Викинг» привели к значениям концентрации азота и благородных газов, которые свидетельствуют о возможности существования в прошлом гораздо более плотной углекислотной атмосферы. Данные об аргоне свидетельствуют о том, что атмосферное давление у поверхности могло достигать 100 мбар, а данные об азоте допускают давление до 1000 мбар. По-видимому, первая оценка является более достоверной, чем вторая.

В течение первых 30 витков на орбите вокруг Марса при помощи двух телевизионных камер, установленных на АМС «Викинг-1», получено около 1000 изображений поверхности планеты, которые имеют разрешение от 100 м до немногим более 1 км [25]. Поскольку основной задачей, решавшейся в течение рассматриваемого периода, был выбор места посадки СА, а в качестве возможных мест посадки изучались участки в районе Chryse Planitia, Cydonia и вблизи Capri Chasma, большая часть изображений относится к упомянутым районам. Использование шести светофильтров позволило получить изображения в шести участках спектра и поэтому располагать возможностью составления цветных изображений.

Наличие перекрывающихся изображений высокой разрешающей способности дало возможность детально проанализировать особенности рельефа поверхности в рассматриваемых районах и, в частности, выявить существование флювиальных и эоловых форм рельефа [25]. Так, например, в бассейне Chryse Planitia над содержащими небольшие кратеры равнинами, которые представляют собой, по-видимому, потоки лавы базальтового состава, возвышаются плато со струеобразными структурами (рис. 4).

Значительная эродированность материала плато и формы рельефа позволяют предположить флювиальное происхождение наблюдаемых структур рельефа. В пользу такой гипотезы говорит и регулярная террасированность многих плато, что могло быть связано с прогрессировавшим понижением флювиальных уровней.

Анализ форм рельефа в районе Cydonia указывает на очень сложную историю его формирования под влиянием вулканических, тектонических, эоловых и, возможно, перигляционных процессов. Все это привело к большому разнообразию форм рельефа.

Интересный пример рельефа флювиального происхождения представлен на рис. 5, где изображен крупнейший канал района Chryse.

Следы на дне канала указывают, по-видимому, направление потока воды. Под влиянием водной и ветровой эрозии формы рельефа островов оказались изрезанными и расслоенными. Можно различить семислойную структуру.

Изучение изображений, относящихся к району близ Capri Chasma — ветви системы экваториального каньона, выявляет наличие относительно гладких равнинных участков, расположенных между многочисленными кратерами с плоским дном (рис. 6). Наиболее впечатляющим является вид самого каньона, на стенах которого заметны ясные следы оползней. Стены каньона высотой до 2 км обнаруживают присутствие нескольких стратиграфических единиц, претерпевших процессы дифференциальной эрозии. Для верхних слоев характерно присутствие крупных блоков породы, тогда как нижние слои имеют вид «текучего» материала со слабым сцеплением частиц. Большая часть дна каньона лишена каких-либо характерных структурных особенностей, что свидетельствует о его относительно молодом возрасте. Присутствие ярких полос и полей дюн указывает на активное влияние эоловых процессов. По-видимому, постепенное разрушение стен каньона и влияние ветровой эрозии обусловили расширение каньона.

Ярким примером эолового рельефа являются изображенные на рис. 7 гигантские песчаные дюны, расположенные в нескольких градусах широты к югу от экватора. Отдельные дюны имеют поперечник до 500 м. По-видимому, они сформированы ветром, дующим с запада (нижний левый угол). На востоке (правый верхний угол) дюны вплотную подступают к стенам каньона. Вероятно, стены образовались главным образом в результате оползней, размельченные продукты которых удаляются ветром, что приводит к постепенному расширению каньона.

Анализ изображения северной части рассматриваемого района подтверждает вывод, сделанный по данным «Маринера-9» о том, что существует тесная связь между флювиальными чертами и хаотической структурой рельефа (рис. 8). Это вытекает, в частности, из того, что участку хаотического рельефа с поперечником около 50 км (в правой части рис. 8) предшествуют серии флювиальных структур рельефа, протянувшихся на расстоянии примерно 400 км.

Изображения кратеров выявляют существование на Марсе свежих кратеров (чего не было замечено раньше), структура которых отлична от структуры кратеров Луны или Меркурия (ранее предполагалось подобие кратеров Марса и Меркурия, определяемое близкими значениями ускорения силы тяжести) [27]. Свежие кратеры окружены крутыми откосами и гребнями, за пределами которых в некоторых случаях располагаются лучеобразные структуры рельефа и скопления вторичных кратеров (существование значительного количества малых кратеров свидетельствует о медленных процессах эрозии на Марсе).

Лучеобразные структуры являются индикатором распространения продуктов извержения (рис. 9). Наблюдаются четыре типа изменяющихся структур рельефа: 1) яркие полосы, связанные с кратерами; 2) яркие полосы, приуроченные к небольшим холмам; 3) темные полосы, связанные с кратерами; 4) поля песчаных дюн.