Нариманов Г.С. Основы теории полета космических аппаратов (1972) (1246632), страница 11
Текст из файла (страница 11)
Материки имеют постоянную светлую окраску; их альбедо примерно равно 0,30. Они занимают 5)6 плошади поверхности планеты, по своим фотометрическнм и поляризациониым свойствам их вещества напоминает лимонит (гидрогетит Ге«Оь лНтО» где л(1) [107). Данные радиолокационных наблюдений и исследований в инфракрасных лучах согласуются с предположением о том, чта в состав вещества светлых обла. стей в качестве основной компоненты входит очень тонная и рыхлая кварцевая пыль, образующаи покров, достигающий в некоторых районах глубины в несколько метров,[! 06].
Темньге области состоят иэ отдельных пятен и темных блоков, периодичесни меняют свою окраску со сменой марсианских времен года [100, !! !]. Весной и летом ани темнеют, приобретая более ясные очертания и зелено-голубой оттенок, причем темная окраска распространяется со стороны тающей полярной шапки преимущественна по определенным направлениям [!04), а осенью и зимой блекнут, окрашиваются в желто-коричневые тона и границы их становятся расплывчатыми.
Отдельные темные участки иногда на нротян анни нескольких месяцев или лет изменяют свои очертания [102]. В !954 г. к севера-застану ат Большого Сырта (5угОз Ма)аг — наиболее четкое темное пятно на поверхности Марса) возникла новая темная область площадью опала 580000 нм' [24]. До недавнего времени предполагалось, что относительная устойчивость и сезонная изменчивость темных областей объясняется их растительной природой, Известны случаи, когда темные области резко уменьшали альбеда после прохождения над ними облаков, что можно объяснить или увлажнением поверхности, илн реакцией растений на увеличение концентрации водяных паров. На снимках, полученных с помощью аппаратов серии «Маринер», не обнаружена следов жизни, но это нельзя рассматрявать как доказательство того, что ее нет на Марсе [115].
Новейшие радиолокационные наблюдения дают основание считать, что темные области имеют ббльшие средние высоты, чем светлые. Высота главных темных областей 10 — 20 км, средння крутизна склонов — несколько градусов [!23, 124], Отражательная способность темных областей на радиоволнах соответствует земным скальным породам на силикатной основе с плотностью 2,5 г/см' [106]. Эти данные подтверждают гипотезу о том, что темные области представляют собой выходы на поверхность коренных горных пород, а светлые области образованы из продуктов их разрушения, которые сдуваются ветрами. Значительную часть наблюдаемых на Марсе явлений можно объяснить переносом пыли ветрами. Полярные шапки относятся к наиболее заметным деталям на поверхности планеты, их альбедо примерно равно 0,60.
Средние ареографические координаты их центров [24]: й= 2', 5=88,5', Л=32'! 6=83,9'. для северной шапки для южной шапки 47 Белый ~покров в северном полушарии к концу зимы раапроспраняется до широт 50' — 60' (нногда до 45') и его диаметр достигает 4000 — 6000 км, а летом сокращается со скоростью 10 — 12 (иногда до !00) км за сутки до диаметра 700 — 1500 км.
Южная шапка тает больше и в некоторые годы исчезает полностью [24], что объясняется эксцентричностью орбиты Марса. Таяние (или сублимация) провсходит неравномерно: местами задерживается, а на некоторых участках белый покров сохраняется все лето (напрнмер, область 0(утпр!а вблизи Южного полюса). Вокруг тающей шапки образуется темная найма, прилегающие к ней детали приобретают ясные очертания и эта «волна улучшения видимости» движется к экватору со средней скоростью 35 км за сутки и к концу лета заходит даже за экватор до 25' широты другого полушария. Изредка обе полярные шапки видны одновременно. Полярные шапки представляют собой, по-видимому, тонкий слой снега (инея), состоящего из смеси Н»0 и СО» и покрытого туманом илн легкими облаками.
Толщина этого слоя в среднем не превышает нескольких сантиметров [104]. Количество стаявшего в зоне каймы слоя снега по приблизительной оценке составляет 0,2 г/см' в сутки [108]. Каналы [117] при наблюдении с Земли представляют собой тонкие темные линии, протяженностью до нескольких тысяч километров. Все каналы берут начало и оканчиваются в «морях» н «озерах», а в местах нх пересечении заметны темные пятнышки, получившие название «оазисовм Многие каналы следуют по дугам больших кругов. Каналы начинают темнеть и становятся видимыми в направлении от полюса к экватору спустя 1Π— 15 дней с начала таяния шапки. В этот период у определенных каналов наблюдается раздвоение, когда вместо одного канала появляются два параллельных.
Ширина каналов должна быть не меньше 20 — 50 км (иначе они были бы неразличимы), но ширина некоторых превышает 200 км. Как показали тщательные наблюдения, а также фотографии с космических аппаратов, каналы представляют собой цепочки темных пятен неправильной формы [111]. Наиболее полные карты Марса содержат свыше 800 каналов. На снимке № 11 (рис. !.
22), полученном с борта космического аппарата «Маринер-4», можно различить долинообразную структуру шириной около 50 км, которая, возможно, является каналом. Однако радиолокационные наблюдения дают основание считать, что каналы представляют собой хребты, склоны которых имеют наклон до 15. Эффект раздвоения каналов объясняют наличием вблизи хребтов рифтовых долин [124]. 15 июля 1965 г. космический аппарат «Маринер-4», запущенный 28 ноября 1964 г., прошел на расстоянии 9800 км от поверхности Марса.
С борта этого аппарата, начавшего фотографировать Марс 15 июля, были получены снимки 22 участков, покрывающих около 1зй всей поверхности планеты [103]. На !4 снимках заметны детали: обнаружено более 11О кратеров диаметром от 5 до 120 км, большинство из них имеет диаметр от 10 до 40 км.
Позднее в результате специальной обработки снимков с помощью ЭВМ было обнаружено дополнительно около 200 кратеров. Плотность размещения кратеров примерно в 30 раз больше, чем на лунных морях, распределение их по диаметрам сходно с распределением для Луны. Валы кратеров возвышаются над окружающей местностью примерно на 100 м, отдельные валы покрыты белым веществом.
Глубина кратеров составляет несколько сот метров. Угол наклона их стенок примерно равен 10', Некоторые кратеры имеют центральную горку, у многих валы полуразрушены. На рис. 1.22 изображен снимок № 11, сделанный с высоты 12%0 км от поверхности Марса при зенитном расстоинни.Солнца 47'. Север вверху. Усиление контраста Х4. размеры сфотографированной области 270 (север †) Х240 (восток †зап) км.
Ее примерные координаты: 31' ю.ш., 197' в.д. У южного края снимка заметен объект прямоугольной формы. Это — дефект телепередачи. На снимках не обнаружено горных хребтов или глубоких впадин. С борта космического аппарата «Маринер-б», запуск которого состоялся 25 февраля 1969 г., было получено в обшей сложности 74 снимка Марса, из них 24 снимка были сделаны 31 июля 1969 г. с минимального расстояния до Марса ( 3500 км) при про.
лете над его экваториальной областью. С борта «Маринер-7», запущенного 27 марта 1969 г., был получен 91 снимок, из них ЗЗ снимка были сделаны с минимального расстояния ( 3500 км), на котором аппарат находился 5 авгусга 1969 г. при пролете над южной шапкой Марса. Как поиазали полученные снимки, поверхность Марса испещрена кратерами диаметром от 0,5 до сатен километров и напоминает поверхность Луны. Однако марсианские кратеры не так глубоки, как лунные, и на них заметны следы эрозии. Часто на дне и склонах больших кратеров видны более мелкие, Рис. 1.
22 Снимок № 1! поверхности Марса, полученный с борта космиче- ского аппарата «Маринер-4» Таинственное пятно переменной яркости ййх О!угпр!са оказалось кратером диаметром около 500 км Местность южного полюса по сравнению со всеми сфотографированными участками Марса является наиболее пересеченной: на снимках видны глубокие «долины», высокий горный кряж, а также образования, напоминающие земные ледники и оползни.
Координаты северного полюса Марса, т е координаты следа оси вращения планеты иа небесной сфере, вычисляются на заданный год г по формулам а = 21" 10~00'+ 1,565'(à — 1905 0); З =- + 54" 30'00" -1- 12,60" (à — 1905.0). Температура поверхности на экваторе к моменту восхода Солнца составляет примерно — 60' С, спустя 30 мии посче полудня поднимается до +20' С и к моменту захода Солнца снижается до — 50'С. В зависимости бт положения Марса на орбите его температура в местный полдень иа экваторе изменяется на величину до 2T С !104). Примерный ход температуры для северного полушария в середине зимы и для южного полушария в середине лета в зависимости от широты показан на рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
