Ветер и вода, как причины исчезновения и появления полярной шапки на Марсе.
Атмосфера и климат.
Еще одно отличие Марса от Земли - удивительное разнообразие погодных и климатических циклов. На Красной планете нет атмосферных осадков и океанов, столь важных для формирования погоды на Земле. Погода характеризуется сильными ветрами, высокими ледяными облаками, туманами, заморозками, пылевыми смерчами и бурями. [3]
Так температура на планете колеблется от −153°C на полюсе зимой и до более +20 °C на экваторе в полдень. Средняя температура составляет −50 °C.Климат, как и на Земле, носит сезонный характер. Угол наклона Марса к плоскости орбиты почти равен земному и составляет 25,19°, соответственно, на Марсе, так же, как и на Земле, происходят смены времён года. Особенностью марсианского климата также является то, что эксцентриситет (числовая характеристика, показывающая степень его отклонения от окружности орбиты) Марса значительно больше земного, и на климат также влияет расстояние до Солнца. Перигелий (ближайшая к центральному телу точка орбиты, вокруг которой совершается движение) Марс проходит во время разгара зимы в Северном полушарии, и лета в Южном полушарии, афелий (наиболее удалённая от центрального тела ) - во время разгара зимы в Южном полушарии и соответственно лета в Северном полушарии. Соответственно, климат Северного полушария отличается от климата Южного полушария. Для Северного полушария характерны более мягкая зима и прохладное лето, в Южном полушарии зима более холодная, а лето более жаркое. В холодное время года даже вне полярных шапок на поверхности может образовываться светлый иней. Аппарат «Феникс» зафиксировал снегопад, однако снежинки испарялись, не достигая поверхности.[2]
В зависимости от времени года атмосферное давление (составляющее меньше 1% земного) изменяется в пределах 25%, что обусловлено конденсацией и сублимацией CO2 у полюсов. Разреженная атмосфера не в состоянии сгладить суточные колебания температуры, которые на поверхности Марса достигают 100°С. Термические свойства атмосферы зависят от наличия в ней частиц пыли и льда, поэтому динамика процессов, происходящих в атмосфере Марса, достаточно сложная. [3]В основном она состоит в из углекислого газа, очень разрежена. Давление у поверхности Марса в 160 раз меньше земного - 6,1 мбар на среднем уровне поверхности. Из-за большого перепада высот на Марсе давление у поверхности сильно изменяется. Примерная толщина атмосферы - 110 км. По данным NASA (2004), атмосфера Марса состоит на 95,32 % из углекислого газа; также в ней содержится 2,7 % азота, 1,6 % аргона, 0,13 % кислорода, 0,08 % угарного газа. По данным спускаемого аппарата АМС «Викинг» (1976), в марсианской атмосфере было определено около 1-2 % аргона, 2-3 % азота, а 95 % - углекислый газ. [2]
Реки и другие особенности.
Еще одним очень важным отличием Марса от Земли является почти полное отсутствие воды в жидком состоянии. При существующей температуре и атмосферном давлении вода недолго остается на поверхности, однако может существовать в виде льда под слоем грунта в течение всего марсианского года, на что указывают характерные типы рельефа. Аппарат Mars Odyssey обнаружил лед на большей части Марса вне экваториальной зоны, а данные моделирования показывают, что он залегает на значительной глубине. Впрочем, иногда вода все же течет на поверхности Марса. В 2000 г. Мейлин и Эджетт описали овраги, словно созданные водой. Было выдвинуто множество гипотез для объяснения их происхождения: выходы водоносных слоев (которые должны располагаться необъяснимо высоко на краях кратеров); фонтанирующие под давлением гейзеры; выбросы углекислого газа под большим давлением; вулканическое тепло на глубине. Позднее Филип Кристенсен из Аризонского университета обнаружил овраги, расположенные прямо под скоплениями снега и льда, образование которых связано с марсианскими климатическими циклами. В более холодные периоды склоны покрываются смесью снега и пыли, затем Солнце нагревает это теплоизолирующее одеяло, и появляется талая вода, которая стекает по склону, образуя мелкие овраги. В более теплые периоды лед тает и даже иногда полностью испаряется.
Несмотря на обилие воды, климат Марса засушлив, а минералогический состав грунта говорит об отсутствии воды на поверхности. На Земле в процессе выветривания с участием теплых текучих вод образовались почвы с высоким содержанием кварца, гидратированные глины и такие соли, как карбонат и сульфат кальция. На Марсе космические аппараты пока не обнаружили залежей этих минералов. Темные марсианские базальтовые дюны состоят в основном из пироксена и плагиоклаза, которые на Земле быстро выветриваются. Из вышесказанного можно заключить, что нынешняя холодная и сухая атмосфера Марса сформировалась уже давно.
Всегда ли Марс отличался от Земли? Под покровом пыли и песка имеются многочисленные свидетельства того, что Красная планета менялась. Прежде всего ландшафты северного и южного полушарий Марса разительно отличаются друг от друга. Южное полушарие выше и изобилует кратерами (что свидетельствует о его древности), а на северном их меньше; здесь характерны обширные низменности. Между ними располагается плато Фарсида (промежуточное по возрасту) с гигантскими вулканами, по сравнению с которыми их земные собратья кажутся карликами. Низменности северного полушария ровные, поэтому можно предположить, что значительную часть истории Марса они были днищами озер, выложенными многочисленными пластами лавы и осадочными породами южного происхождения.
Вдоль края южных возвышенностей прослеживаются промоины, которые могли быть образованы только потоками воды. Они значительно больше своих земных аналогов. Знаменитый марсианский каньон долины Маринера в длину потянулся бы от Нью-Йорка до Лос-Анджелеса, а в ширину – от Нью-Йорка до Бостона. Глубина каньона сопоставима с высотой горы Мак-Кинли(6194 м над уровнем моря). Ничего подобного на Земле нет. Его верховья, кажется, размыты водной стихией. Все марсианские промоины имеют схожие черты. И поскольку все они врезаются в плато Фарсида, то их возраст – средний.
Вытянутые островки и другие детали промоин напоминают скэбленд (территория ледниковой и приледниковой зон ) на северо-западе США – земли, смытые до коренной породы споканским потопом в конце последнего ледникового периода (10 тыс. лет назад). В то время водоем размером с одно из Великих озер прорвал ледовую дамбу и обмелел за несколько дней. На Марсе подобные катастрофы были гораздо масштабнее. Они могли быть спровоцированы вулканическими источниками тепла или общим тепловым потоком из глубины планеты. Похоже, что тепло растопило лед под слоем вечной мерзлоты и создало огромное давление, под действием которого вода прорвала преграду и вырвалась на свободу. Из всех особенностей марсианского рельефа, связанных с водой, больше всего споров вызывают сети долин. Разбросанные по всем возвышенностям южного полушария, они напоминают сети рек на Земле. Похоже, они были сформированы поверхностными водами, подпитываемыми таянием снега или даже дождями, которые в древние времена могли идти на Марсе. Это убедительный довод в пользу того, что когда-то Красная планета была такой же теплой и влажной, как Земля.
Но марсианские реки отличаются от земных, питаемых дождями. Они больше напоминают русла рек пустынных областей, берущих начало из бедных подземных источников, обычно расположенных в амфитеатрах с крутыми склонами, а не из объединения мелких притоков.
Чтобы понять природу сетей долин, необходимо выяснить их возраст. Исследования северной части возвышенностей показали, что огромное количество эрозийного материала образовалось в период интенсивной метеоритной бомбардировки Марса на ранних этапах его истории, в результате чего менялся ландшафт и распределение водотоков. Кратеры заполнялись водой и обломками; каналы начинали связывать их в сети, но удары метеоритов постоянно нарушали этот процесс. 
Рис.4 Река на Марсе.
Так, равнина Аргир диаметром около 1 тыс. км, ставшая частью системы долин, по которым вода от Южного полюса идет в каналы, пересекающие экватор, когда-то была заполнена водой. Роль воды и льда в таких системах по-прежнему не ясна, но в любом случае они кардинально отличаются от земных водных систем. Аппарат Mars Global Surveyor обнаружил слоистое строение верхней коры Марса, что видно почти на всех обнажениях пород - на стенах каньонов, склонах кратеров, столовых гор и долин. Слои, различающиеся по толщине, цвету и прочности, свидетельствуют о том, что на Марсе периоды отложения осадков, образования кратеров и эрозии последовательно сменяли друг друга. Лучше всего сохранились самые старые пласты, а лежащие выше подвергались эрозии и уносились ветрами.
Представления ученых о ранних этапах истории Марса стали еще менее определенными, чем раньше. Сомнения зародились, когда специалисты приступили к изучению воды в жидкой фазе. Ее наличие имеет принципиальное значение для геологических процессов, изменения климата и происхождения жизни. Древние сети долин и каналов, возможно, сформированные потоками, говорят об изобилии воды. Есть свидетельства того, что когда-то на Марсе шли дожди, и значит, его атмосфера некогда была более плотной. Но космические аппараты не обнаружили признаков карбонатных осадочных пород, которые должны были образоваться, будь у Марса плотная атмосфера из углекислого газа. Для объяснения этого факта предложены три гипотезы. Согласно первой, атмосфера Марса на ранних этапах действительно была плотной: на планете даже могли существовать озера и океаны, свободные ото льда. Роберт Крэддок из Национального музея авиации и космонавтики и Алан Ховард из Вирджинского университета предположили, что углекислый газ мог улетучиться в космос или связаться в карбонатных минералах, которые до сих пор не удалось обнаружить. Любопытно, что полученные аппаратом Mars Odyssey спектры выявили следы карбонатов в пыли. Возможно, Марс всегда отличался разреженной атмосферой, был холодным, и стоячие воды покрывал лед. Стивен Клиффорд из Института Луны и планет в Хьюстоне считает, что грунтовые воды могли пополняться за счет подтаивания ледников и толстого слоя вечной мерзлоты. Хед III и Джон Мастед из Университета Брауна указали на зависимость ледяного и пылевого покровов от географической широты – свидетельство изменений климата.
Это означает, что несмотря на то, что Марс был очень холодным, потепления могли «оживлять» планету. Перемены климата были вызваны изменениями орбиты, подобными тем, которые вызывали периоды оледенения на Земле. Согласно третьей гипотезе, климатические изменения были не столь значительны, чтобы на Красной планете потекли поверхностные воды. Мягкий климат существовал только в течение коротких периодов после падения крупных астероидов. Каждый «космический пришелец» приносил с собой насыщенное водой вещество, а при ударе об атмосферу выделялось достаточно энергии и воды, чтобы пошел дождь. Вскоре после этого Марс возвращался в прежнее замороженное состояние. [3]
Геология и внутреннее строение.
В прошлом на Марсе, как и на Земле происходило движение литосферных плит. Это подтверждается особенностями магнитного поля Марса, местами расположения некоторых вулканов, например, в провинции Фарсида, а также формой долины Маринер. Современное положение дел, когда вулканы могут существовать гораздо более длительное время, чем на Земле и достигать гигантских размеров говорит о том, что сейчас данное движение скорее отсутствует. В пользу этого говорит тот факт, что щитовые вулканы растут в результате повторных извержений из одного и того же жерла в течение длительного времени. На Земле из-за движения литосферных плит вулканические точки постоянно меняли своё положение, что ограничивало рост щитовых вулканов, и возможно не позволяло достичь им высоты, как на Марсе. С другой стороны, разница в максимальной высоте вулканов может объясняться тем, что из-за меньшей силы тяжести на Марсе возможно построение более высоких структур, которые не обрушились бы под собственным весом. Возможно, на планете имеется слабая тектоническая активность, приводящая к образованию наблюдаемых с орбиты пологих каньонов.
Рис.5 Внутренее строение Марса.
Современные модели внутреннего строения Марса предполагают, что Марс состоит из коры со средней толщиной 50 км (и максимальной до 130 км), силикатной мантии толщиной 1800 км и ядра радиусом 1480 км. Плотность в центре планеты должна достигать 8,5 г/см³. Ядро частично жидкое и состоит в основном из железа с примесью 14—17 % (по массе) серы, причём содержание лёгких элементов вдвое выше, чем в ядре Земли. Согласно современным оценкам формирование ядра совпало с периодом раннего вулканизма и продолжалось около миллиарда лет. Примерно то же время заняло частичное плавление мантийных силикатов. Из-за меньшей силы тяжести на Марсе диапазон давлений в мантии Марса гораздо меньше, чем на Земле, а значит в ней меньше фазовых переходов. Предполагается, фазовый переход оливина в шпинелевую модификацию начинается на довольно больших глубинах — 800 км (400 км на Земле). Характер рельефа и другие признаки позволяют предположить наличие астеносферы, состоящей из зон частично расплавленного вещества. Согласно наблюдениям с орбиты и анализу коллекции марсианских метеоритов поверхность Марса состоит главным образом из базальта. Есть некоторые основания предполагать, что на части марсианской поверхности материал является более кварцесодержащим, чем обычный базальт и может быть подобен андезитным камням на Земле. Однако эти же наблюдения можно толковать в пользу наличия кварцевого стекла. Значительная часть более глубокого слоя состоит из зернистой пыли оксида железа.
Магнитное поле.
У Марса было зафиксировано слабое магнитное поле. Согласно показаниям магнетометров станций «Марс-2» и «Марс-3», напряжённость магнитного поля на экваторе составляет около 60гамм, на полюсе 120 гамм, что в 500 раз слабее земного. По данным АМС «Марс-5», напряжённость магнитного поля на экваторе составляла 64 гаммы, а магнитный момент — 2,4·1022 эрстед·см2.
Магнитное поле Марса крайне неустойчиво, в различных точках планеты его напряжённость может отличаться от 1,5 до 2 раз, а магнитные полюса не совпадают с физическими. Это говорит о том, что железное ядро Марса находится в сравнительной неподвижности по отношению к его коре, то есть механизм планетарного динамо, ответственный за магнитное поле Земли, на Марсе не работает. Хотя на Марсе не имеется устойчивого всепланетного магнитного поля, наблюдения показали, что части планетной коры намагничены и что наблюдалась смена магнитных полюсов этих частей в прошлом. Намагниченность данных частей оказалась похожей на полосовые магнитные аномалии в мировом океане.
По одной теории, опубликованной в 1999 году и перепроверенной в 2005 году (с помощью беспилотной станции Марс Глобал Сервейор), эти полосы демонстрируют тектонику плит 4 миллиарда лет назад до того, как динамо-машина планеты прекратила выполнять свою функцию, что послужило причиной резкого ослабления магнитного поля. Причины такого резкого ослабления неясны. Существует предположение, что функционирование динамо-машины 4 млрд лет назад объясняется наличием астероида, который вращался на расстоянии 50 - 75 тысяч километров вокруг Марса и вызывал нестабильность в его ядре. Затем астероид снизился до предела Роша ( факт, что спутники с нулевой собственной прочностью, обращающиеся на орбитах ниже предела Роша, неустойчивы и разрушаются ) и разрушился. Тем не менее, это объяснение само содержит неясные моменты и оспаривается в научном сообществе. [2]
Вулканы.
Существуют два типа извержений, происходящих на Марсе: те, что происходят из одного кратера постоянно и тем самым строят вокруг себя вулканические горы, и извержения, происходящие из трещин в коре, за счет чего образуются обширные равнины. Из-за небольшой тектонической активности на Марсе вулкан, как правило, растет не растекаясь до тех пор, пока хватит магмы.
Рис.6 Вулкан на Марсе.
Вулканы главным образом располагаются на поднятиях Элизиум и Фарсид около экватора. Лишь на северо-западе от поднятия Фарсида располагается вулкан Олимп - самый высокий вулкан не только на планете, но и в Солнечной системе. Геологи классифицируют его как «щитовой вулкан», который состоит из круглого нароста лавы в 700 км диаметром, вздымающегося до вершины в виде кальдеры диаметром в 80 км. Внешний край нароста лавы ограничен обрывистыми утесами, возвышающимися на 6 км над окружающими равнинами. Этот вулкан похож на земные вулканы, например на известный вулкан на Гавайях, главное отличие - его огромные размеры. Причина таких размеров по-видимому в комбинации двух факторов: малая тектоническая активность Марса и глубокий источник магмы. Магма движется под очень сильным давлением, ведь чтобы дойти до поверхности Олимпа, ей необходимо пройти 150-200 км (это расстояние у гавайского вулкана-60 км). Большие вулканы имеют гладкие пологие склоны порядка 6-и градусов и даже меньше, соответственно у небольших вулканов склоны круче.
Поднятия.
К юго-западу от Олимпа находится поднятие Элизий - огромная возвышенность, увенчанная тремя вулканами. Самый высокий из них - гора Элизий возвышается на 9 км над окружающими равнинами.
К юго-востоку от Олимпа на расстоянии 1600 км начинается еще более громадная возвышенность, известная как поднятие Фарсида. Она вздымается на 10 км над условным уровнем моря и простирается более чем на 4 тысячи км с севера на юг и на 3 тысячи км с востока на запад, т.е. равняется по своим размерам Африке к югу от реки Конго. В свою очередь она увенчана тремя гигантскими щитовыми вулканами - Арсией, Павлиньим и Аскрейским, известными под общим названием «Горы Фарсида». Расположенные на широких плечах поднятия Фарсида, они вздымают свои пики на высоту в 20 км над уровнем моря и остаются видимыми для космических кораблей даже во время сильнейших пылевых бурь.
Каналы.
По восточному краю поднятия Фарсида Марс кажется расколотым какими-то катастрофическими силами. Среди причудливого переплетения связанных между собой каньонов и впадин, известного под названием Лабиринт Ночи, поверхность планеты взрывает чудовищная извилистая борозда, которая тянется на расстояние в 4500 км на восток почти параллельно экватору, между пятой и двадцатой параллелями южной широты.
Это-долина Маринеров, названная в честь «Маринера-9»-первого космического корабля, сфотографировавшего ее. В глубину она достигает 7 км при максимальной ширине в 200 с лишним км.
Восточная оконечность долины Маринеров поворачивает на север к экватору и вливается в так называемую «хаотическую местность» - истерзанный и развороченный ландшафт из массивных останков, долин и изломов.
Из северной части этой хаотичной зоны появляются глубоко врезанные, очень широкие и длинные каналы - Симуд,Тиу и Арес. Эти каналы пересекают дно огромной котловины, известной под названием равнина Хриса, где к ним присоединяются другие каналы, в том числе и Касей, который выходит из северной части центральной секции каньонов Маринеров и тянется на 3 тысячи км.
По единодушному мнению геологов, поразительным в этих каналах является то, что они могли быть проложены только потоками огромных количеств воды. Эти потоки текли из южного полушария Марса в северное с очень большой скоростью, поскольку стекали под уклон. В подтверждение этой теории есть еще один факт - в некоторых частях каньонов имеются слоистые отложения. Они могли сформироваться под водой, хотя эти отложения могли сформироваться и в результате сезонных изменений. [4]
Спутники Марса.
У планеты Марс есть два спутника: Фобос (греч. «страх») и Деймос (греч. «ужас»). Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной. Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду. Фобос (26,6×22,2×18,6 км) несколько больше Деймоса (15×12,2×10,4 км).Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, снижая его орбиту, что, в конце концов, приведёт к его падению на Марс. Деймос же, напротив, удаляется от Марса.
Деймос и Фобос состоят из каменистых пород, на поверхности спутников имеется значительный слой реголита (лунный грунт).
Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа.
Рис.7 Движение спутников Марса.
Фобос при наблюдении с поверхности Марса имеет видимый диаметр около 1/3 от диска Луны на земном небе и видимую звёздную величину порядка −9. Фобос восходит на западе и садится на востоке Марса, чтобы снова взойти через 11 часов, таким образом, дважды в сутки пересекая небо Марса. Движение этой быстрой «луны» по небу будет легко заметно в течение ночи, так же, как и смена фаз. Невооружённый глаз различит крупнейшую деталь рельефа Фобоса — кратер Стикни. Деймос восходит на востоке и заходит на западе, выглядит как яркая звезда без заметного видимого диска, звёздной величиной около −5 (чуть ярче Венеры на земном небе), медленно пересекающая небо в течение 2,7 марсианских суток. Оба спутника могут наблюдаться на ночном небе одновременно, в этом случае Фобос будет двигаться навстречу Деймосу.
Яркость и Фобоса, и Деймоса достаточна для того, чтобы предметы на поверхности Марса ночью отбрасывали чёткие тени. Оба спутника имеют относительно малый наклон орбиты к экватору Марса, что исключает их наблюдение в высоких северных и южных широтах планеты. На Марсе может наблюдаться затмение Фобоса и Деймоса при их входе в тень Марса, а также затмение Солнца, которое бывает только кольцеобразным из-за малого углового размера Фобоса по сравнению с диском Солнца. [5]
Ветер и вода, как причины исчезновения и появления полярной шапки на Марсе.
Марс имеет постоянные ледяные шапки на обоих полюсах, состоящие главным образом из твердого углекислого газа. Таинственно здесь то, что большая часть северной шапки исчезает в начале марсианской весны, а позже вновь появляется. Ученые возможно решили эту загадку, утверждая, что сильные ветры и активный водный цикл Марса могут влияют на «появление и исчезновение» полярной шапки.
Ранее в этом году другая группа ученых из университета Техаса обнаружила, что так называемые катабатические ветра – ветер, который несет воздух высокой плотности от более высокого возвышения вниз по склону под действием силы тяжести – были причиной формирования гигантских «водоворотов» в северной полярной шапке. Эти ветры могут также играть роль в регенерации ледникового покрова.
Сезонные ледяные отложения играют главную роль в водном цикле планеты.
Каждый марсианский год значительная часть атмосферы конденсируется на поверхности в виде инея и снега. Эти сезонные ледяные отложения, которые могут достигать один метр толщиной, главным образом состоят из углекислого газа с незначительным количеством воды и пыли. В течение весны сублимат залежей становится существенным источником водного пара, в особенности в Северном полушарии планеты.
Доктор Бернард Шмитт и Томас Аппере проанализировали данные, взятые с помощью инструмента OMEGA на борту Mars Express ESA. Перед миссией этого аппарата ученые контролировали развитие сезонных отложений, изучая альбедо (характеристика отражательной способности поверхности ) и изменения температуры поверхности, поскольку ледяные отложения кажутся намного более яркими и являются более холодными, чем окружение не замороженного ландшафта. Первая марсианская область, которую наблюдали ученые, расположена на Северном плато, где наблюдалось специфическое развитие ледяных отложений углекислого газа.
Рис.8 Ледянные шапки на северном и южном полюсах.
«В течение весны обозначение льда исчезло из наших данных, но поверхностная температура была все еще достаточно низкой, чтобы поддержать достаточное количество льда CO2», — сказал Шмитт. «Мы пришли к заключению, что был наложен толстый слой чего-то еще, или пыли или водяного льда. Если бы это была пыль в том случае, то она скрыла бы лед, и поверхность планеты стала бы более темной. Ничего из этого не произошло, так что мы пришли к выводу, что под слоем водяного льда скрывается замерзший CO2. Мы должны были ждать, пока погода не станет на Марсе достаточно теплой для «появления» ( из водяного льда ) воды и ее испарения, и затем обозначения углекислого газа вновь появились в наших данных».
Вскоре после весеннего восхода солнца, солнечная радиация, поражающая поверхность Марса, нагревает достаточно лед CO2, лежащий в верхнем слое, чтобы заставить его испаряться. Однако водяной лед сублимируется только при более высоких температурах, поэтому постепенно образуется слой мелкозернистого водяного льда, под которым по-прежнему скрывается замерзший диоксид углерода.
«Слой, толщиной всего лишь 2 десятых миллиметра, достаточен, чтобы полностью скрыть лед CO2. Также немного воды, которая была выпарена в более низких, более теплых, марсианских широтах, конденсируется, поскольку она перемещается к северу и может быть заморожена поверх льда CO2», — сказал Аппере.
Вторая область, проанализированная командой, расположена в спиральном регионе Северной постоянной шапки. Подобная ситуация наблюдалась и там, но лед СО2 вновь очень быстро появлялся здесь после своего начального исчезновения.
«Эта игра в прятки не имела большого значения для нас. Не было ни достаточно холодной погоды для льда CO2, чтобы вновь конденсировать, ни достаточно теплой для водяного льда, чтобы сублимировать», — говорит Шмитт.
«Мы пришли к заключению, что так или иначе слой льда был удален», — сказал Аппере. «Топография Северной постоянной марсианской шапки является вполне подходящей, чтобы повлечь за собой формирование сильных катабатических ветров».
Другой ученый, доктор Эмерик Спига использовал модель, чтобы моделировать эти ветры, и ему удалось действительно подтвердить внезапные новые появления льда CO2 там, где сильный порыв катабатических ветров.
Это только первый шаг в выяснении того, как полярная шапка исчезает и вновь появляется на Марсе.
«Чтобы расшифровать сегодняшние и прошлые водные циклы на Марсе и улучшить наши погодные модели относительно планеты, нужно иметь хорошее понимание сезонной ледяной динамики залежей, как они изменяются в пространстве и времени», — сказал Шмитт. [6]
Противостояния Марса.
Примерно каждые два года Земля и Марс, двигаясь по своим орбитам, сближаются друг с другом (точнее – в среднем через 780 суток). Эти события называют «противостояниями», поскольку Марс в это время располагается на небосводе в точке, диаметрально противоположной Солнцу, т.е, с точки зрения земного наблюдателя, он противостоит Солнцу. Астрономы ждут этих моментов: в период противостояния, длящийся 2–3 месяца, Марс близок к Земле и его поверхность удобнее всего изучать в телескоп. Если бы орбиты Земли и Марса были круговыми и лежали строго в одной плоскости, то противостояния происходили бы строго периодически (между ними бы проходило чуть больше двух лет) и Марс приближался бы к Земле всегда на одно и то же расстояние. Однако это не так. Хотя плоскости орбит планет достаточно близки и орбита Земли почти круговая, но эксцентриситет марсианской орбиты достаточно велик. Поскольку интервал между противостояниями не совпадает ни с земным, ни с марсианским годом, то максимальное сближение планет происходит в разных точках их орбит. Если противостояние случается вблизи афелия орбиты Марса (это приходится на зиму в северном полушарии Земли), то расстояние между планетами
оказывается достаточно велико - около 100 млн. км.
Противостояния вблизи перигелия марсианской орбиты (которые происходят в конце лета) гораздо более тесные. Если Марс и Земля сближаются на расстояние меньшее 60 млн. км, то подобные противостояния называют великими. Они случаются каждые 15 или 17 лет и всегда использовались астрономами для интенсивных наблюдений планеты. Исключительный интерес представляет противостояние 2003 года – не просто великое, а величайшее: столь близко Марс не подходил к Земле ни разу за всю историю астрономических наблюдений. Правда, почти столь же близкие противостояния Марса наблюдались в 1640, 1766, 1845 и 1924 годах (в 1924 расстояние до Марса было всего на 1900 км больше, чем в 2003). Из этого следует, что «почти величайшие» противостояния происходят примерно раз в 80 лет, т.е. всего однажды на протяжении сознательной жизни человека. 
Рис.9 Иллюстрирует Великое противостояние.
Максимальное сближение Земли с Марсом до расстояния в 55 758 006 км произошло 27 августа в 10 часов по всемирному времени (в 14 часов по московскому времени). В период противостояния 2003г. диаметр диска Марса превышает 20'' в течение 11 недель с 19 июля по 4 октября; столь длительного наблюдательного окна» у нынешнего поколения астрономов еще не было. В конце августа видимый диаметр диска превысил 25'', поэтому при наблюдении даже в простой школьный телескоп с 75-кратным увеличением Марс выглядел как Луна для невооруженного глаза.
Земля проходит ближайшую к перигелию орбиты Марса точку всегда в одно и то же время года - примерно 28 августа (примерно из-за того, что земной год не кратен суткам, поэтому дата прохождения этой точки меняется от года к году в пределах суток). Чем ближе к перигелию орбиты Марса оказываются планеты в противостоянии, тем сильнее они сближаются и тем более великим будет противостояние. После начала космических исследований Марса великие противостояния потеряли свою научную уникальность. [7]
Самым знаменитым среди великих противостояний Марса по праву считают случившееся в начале сентября 1877. Именно тогда американский астроном Асаф Холл открыл два единственные спутника Марса – Фобос и Деймос. И тогда же итальянский астроном Джованни Скиапарелли открыл знаменитые марсианские «каналы». Называя темные пятна на Марсе морями и заливами, а соединяющие их линии – каналами, Скиапарелли просто следовал астрономической традиции, хорошо понимая, что Марс, скорее всего, – сухая планета. И он оказался прав: сегодня поэтическое название Марса – красная планета – вытесняется менее поэтическим – пустынная планета. Но после открытия Скиапарелли некоторые энтузиасты восприняли итальянское слово canali всерьез и даже полагали, что это искусственные сооружения, созданные разумными марсианами для орошения полей. Это предположение ученых вызвало большой резонанс в обществе и на многие годы сделало Марс самой популярной планетой. [8]
Интернет-ресурсы
[1] http://www.sai.msu.su/ng/solar/mars/main.htm
[2] http://ru.wikipedia.org/wiki/%CC%E0%F0%F1
[3] http://galspace.spb.ru/index152.html
[4] http://www.bestreferat.ru/referat-33161.html
[5] http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D1%83%D1%82%D0%BD%D0%B8%D0%BA%D0%B8_%D0%9C%D0%B0%D1%80%D1%81%D0%B0
[6] http://starmission.ru/blog/mars/228.html
[7] http://astro.websib.ru/sprav/protiv
[8] http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/VELIKIE_PROTIVOSTOYANIYA_MARSA.html?page=0,1