Новая карта рельефа Марса

Новая карта рельефа Марса

Ж.Ф. Родионова, кандидат физико-математических наук;Ю.А. Илюхина, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, МГУ

Наблюдения планет с помощью автоматических межпланетных станций (АМС) дают возможность составлять карты их поверхностей с высокой точностью и детальностью. К настоящему времени АМС «Марс Глобал Сервейор» измерил высоты сотен миллионов точек на поверхности Марса, существенно изменив наше представление о рельефе этой планеты.

Два года назад авторами создана Гипсометрическая карта Марса по данным КА «Марс Глобал Сервейор», любезно предоставленным американским Центром планетных данных.

Рис.1 – Гипсометрическая карта Марса создана по данным высокоточного лазерного альтиметра MOLA АМС «Марс Глобэл Сервейер». ГАИШ МГУ, 2004г.

Эллипсоид вращения Марса

Новые представления о рельефе Красной планеты связаны не только с высокой точностью измерений (до нескольких метров), но главным образом с изменением уровня отсчета высот по сравнению с картами, составленными по данным АМС «Викинг-1» и «Викинг-2». Например, самая высокая гора Олимп стала на 6 км ниже – 21.2 км вместо 27, а Равнина Эллады – на 3 км глубже, чем на предыдущих картах. Глубина ее теперь достигает –8.2 км. Поверхность отсчета высот на Марсе до запуска «Марс Глобал Сервейер» определялась гравитационным полем в сочетании с поверхностью, на которой среднее атмосферное давление составляло 6.1 мбар. Для определения высот использовались: наземные радиолокационные данные и данные КА «Маринер-9», «Викинг-1» и «Викинг-2». Ошибки значений высот составляли от 1 до 3 км. Ранее нами было показано, что средний уровень высот Марса находился на 2 км выше нулевой горизонтали (Земля и Вселенная № 4, 1985).

Новые высотные отметки отсчитываются от эквипотенциальной поверхности трехосного эллипсоида вращения со следующими параметрами:

длина осей эллипсоида: A = 3 398 627 м (1.0 N, 72.4 E); B = 3 393 760 м (0 N, 342.4 E); C = 3 376 200 м (широта 89.0 N, 252,4 E);

сжатие 1/169.8;

средний радиус 3 389 508 м;

средний экваториальный радиус 3 396 200 м;

северный полярный радиус 3 376 189 м;

южный полярный радиус 3 382 580 м.

Новая карта Марса выполнена методом послойной окраски ступеней высот (21 ступень) между горизонталями. До высоты 8 км сечение рельефа идет через 1 км. От 8 до 12 км – через 2 км. Выше 12 км цветом показана одна ступень с высотными отметками вершин.

Впоследствии карта была дополнена новыми названиями, а главное – такие формы рельефа, как горы, долины и кратеры показаны не только горизонталями, но и методом «светотени», то есть объемно.

Названия на современных картах Марса

Снимки Марса, полученные зондом «Марс Глобал Сервейор», позволяют различать детали на поверхности Марса размером в десятки метров. В результате параллельно с номенклатурой деталей альбедо (темных и светлых областей) появилась номенклатура для обозначения форм рельефа поверхности Марса, выявленных по космическим снимкам. Была создана рабочая группа МАС по марсианской номенклатуре, которая разработала общие положения по наименованию различных форм рельефа и предложила разделить всю поверхность Марса на 30 участков, соответствующих 30 листам карты масштаба 1 : 5000000. Каждому району и листу карты было решено давать название наиболее крупной детали альбедо, расположенной в его пределах. Названия получили такие формы рельефа, как борозды, долины, равнины, горы и другие образования, приведённые в таблице.

Таблица I. Формы рельефа, встречающиеся на Марсе.

На современных картах Марса наряду с новыми наименованиями, присвоенными формам рельефа, выявленным по космическим снимкам, используются старые географические и мифологические названия, предложенные итальянским астрономом Джованни Скиапарелли. Самая крупная возвышенная область получила название Фарсида (так на древних картах назывался Иран), а огромная кольцевая депрессия на юге диаметром более 2000 км названа Элладой (Греция). Сильно кратерированные участки поверхности именуются: Земля Прометея, Земля Ноя и т.п. Долинам присвоены названия планеты Марс на языках разных народов. Например Долина Храт – означает Марс на армянском языке, а Долина Маадим – на иврите. Исключение из этого правила сделали для гигантских Долин Маринера, названных в честь успешного фотографирования всей поверхности Марса КА «Маринер-9». Меньшие по протяжённости долины называют именами рек земного шара. Арсия – название классического альбедного образования. Япигия – древнее название итальянской провинции Апулии. Аэрия – греческое название «далекой страны за туманами». Ацидалийское море – по аналогии с Ацидалийским источником, где Афродита купалась вместе с грациями. Залив Жемчужный – по имени полуострова Индостан, где добывают жемчуг. Приведем таблицу крупных образований марсианского рельефа с пояснениями значения их названий.

Таблица II. Крупные формы марсианского рельефа. Многие из этих названий объяснены в статье Д.Я. Мартынова (Земля и Вселенная № 3, 1974).

Планетоцентрическая долгота Марса измеряется к западу от нулевого меридиана (от 0 до 360°), который проходит через маленький кратер Эйри-0 (диаметр 0.5 км), находящийся на дне кратера Эйри диаметром 56 км, названный в честь английского астронома Джорджа Эйри (1801–1891), директора Гринвичской обсерватории, члена-корреспондента Петербургской Академии наук. Имя немецкого астронома Г. Мёдлера, который предложил вести отсчёт долгот на Марсе от чёткой тёмной детали на экваторе планеты, присвоено кратеру, расположенному вблизи нулевого меридиана.

Крупные кратеры названы в честь ученых (посмертно), внёсших вклад в изучение Марса. Этим была продолжена традиция астрономов ХIХ-го века. Например четыре крупнейших кратера диаметрами более 400 км названы в честь Х. Гюйгенса, Дж. Кассини, Дж. Скиапарелли и Э. Антониади – пионеров телескопических наблюдений Марса. В районе, прилегающем к Плато Большой Сирт, названия кратеров связаны с астрономами, делавшими зарисовки деталей на поверхности Марса. По их наблюдениям составлялись карты. Западнее, в районе Земли Аравия, кратеры носят имена французских учёных. Среди них есть как астрономы, известные своими визуальными, фотометрическими и поляриметрическими наблюдениями Марса, так и физики – первооткрыватели радиоактивности – А. Беккерель, П. Кюри и М. Склодовская-Кюри. Здесь же находится кратер, названный в честь английского физика Э. Резерфорда. Западнее, в области Земли Темпе, кратеры названы в честь советских астрономов, занимавшихся фотометрическими исследованиями Марса: Н. Барабашов, Е. Перепелкин, В. Фесенков и В. Шаронов. Кратеры в экваториальной области, вблизи нулевого меридиана названы именами астрономов, выполнявших измерения координат деталей поверхности, определявших период вращения планеты и её размеры. Имена астрономов, делавших зарисовки полярных шапок Марса, можно видеть южнее Земли Ноя, в районе, куда доходит зимой южная полярная шапка. Западнее Равнины Аргир кратеры названы в честь американских астрономов, а восточнее этой равнины – в память немецких учёных.

Названия в честь мореплавателей – первооткрывателей новых земель сосредоточены к западу от 180 меридиана; здесь же можно видеть имена астрономов древности и средних веков. С именами учёных, высказывавших предположения о возможности жизни на Марсе, связаны названия кратеров к востоку от Равнины Эллада. В северной полярной области лежат кратеры, названные в честь М.В. Ломоносова и главного конструктора советских космических ракет С.П. Королёва.

Небольшие кратеры носят имена населенных пунктов Земли. При этом кратерам диаметром 10–100 км дают названия, состоящие из двух-трёх слогов, а кратерам меньшего размера – состоящие из одного слога.

Таблица III. Марсианские кратеры диаметром более 100 км.

Полный список названий на поверхности Марса, утверждённый Международным астрономическим союзом, можно найти в Интернете по адресу: http://planetarynames.wr.usgs.gov.

Рельеф Красной планеты

Рассматривая гипсометрическую карту Марса, легко заметить, что рельеф северного и южного полушарий заметно различаются. Большую часть северного полушария занимают сравнительно гладкие равнины: Великая Северная Равнина, простирающаяся от северной полярной области, переходит в западном полушарии в равнины Аркадия, Амазония, Хриса и Ацидалийскую, а в восточном – в равнины Утопия, Элизий, Исиды. Равнины северного полушария лежат ниже среднего уровня поверхности планеты. Например Великая Северная Равнина имеет глубину –4 - –5 км, как и Равнина Утопии и Ацидалийская Равнина. Равнины Аркадия, Амазония и Хриса расположены выше на 1 км. Это впадины на марсианском шаре, подобные океаническим впадинам Земли. Данные области Марса различны по происхождению, возрасту и внешнему виду. В процессе формирования северных равнин важную роль играл подповерхностный лед.

По гипсометрической карте построены графики преобладания высот в полушариях Марса.

Рис. 2 – Распределение высот поверхности Северного и Южного полушария Марса. В Северном полушарии преобладают поверхности высотой от –2 до –5 км; этот уровень соответствует равнинным территориям. В Южном полушарии в основном распространены высотные ступени от 1 до 3 км, на таких высотах расположены возвышенности.

В Южном полушарии равнин сравнительно мало и они не столь обширны, как в Северном полушарии. Это равнины Эллада (диаметр 2300 км и глубина до –8.2 км) и Аргир (диаметр 800 км и глубина около –3 км), имеющие круговую форму. Вероятно, они образовались в результате падения на Марс крупных тел. Большая часть Южного полушария представлена возвышенностями, покрытыми множеством кратеров. Средние высоты материковой части Марса составляют 3 - 4 км. Плато Сирия расположено на высотах 5 - 6 км, Плато Синай – от 3 до 5 км, Плато Солнца – от 3 до 4 км, Плато Гесперия и Большой Сирт – от 1 до 2 км.

На экваторе находится самая крупная возвышенность – Гора Фарсида протяженностью около 6000 км и высотой до 8 км. Над ней возвышаются три потухших вулкана: Гора Аскрийская, Гора Павлина и Гора Арсия, расположенные на одной линии. Их высоты – от 14.5 до 18.2 км. Таким образом, высота самих вулканов от 6.5 до 10 км. Самый высокий вулкан на Марсе и в нашей Солнечной системе – Гора Олимп, расположенный на северо-западной окраине Фарсиды, где отметки высот составляют 0 км. В основании поперечник этого вулкана составляет 600 км, а его высота – 21.2 км. Если мысленно соединить вершину Горы Олимп с вершинами Горы Аскрийской и Горы Арсия, то получится почти равнобедренный треугольник со сторонами в 1800 км и основанием в 1600 км.

Фарсиду окружает обширная система разломов. В приэкваториальной зоне Марса находится гигантская система разломов с обрывистыми склонами – Долины Маринера протяженностью более 4000 км с запада на восток, глубиной до 6 км и поперечником в самой широкой части около 700 км. Крутизна склонов некоторых каньонов здесь достигает 20 градусов. На западной окраине Долин Маринера находится уникальная система пересекающихся долин – Лабиринт Ночи. Часто встречающиеся долины, похожие на высохшие русла, свидетельствуют о том, что в прошлом на поверхности Марса существовали мощные водные потоки. Большинство протяженных долин расположено в приэкваториальной зоне и лишь отдельные из них встречаются в средних широтах.

Рис. 3 – Распределение высот поверхности в Западном и Восточном полушариях Марса. Видно несколько характерных пиков. Западное полушарие несколько выше, чем Восточное. Площадь, занятая равнинами, практически одинакова в этих полушариях.

Распределение высот в западном и восточном полушариях выглядит совершенно по-иному. В восточном полушарии также есть вулканическая область, названная Плато Элизий. На нем расположены три вулкана, самый крупный из них – Гора Элизий – имеет поперечник около 150 км и высоту до 14 км. Отдельные небольшие вулканы можно видеть и в других областях Марса. Своеобразный район скопления плосковершинных горок приурочен к переходной границе от возвышенной области к равнинам в северном полушарии. Здесь находятся Столовые горы Кидония, Нилосирт, Протонил, Дейтеронил, расположенные на участке большого круга под углом 35° к экватору; этот круг отделяет равнинное (низменное) полушарие планеты от материкового (возвышенного). Район Столовых гор Кидония характеризуется скоплением хаотичных форм, связанных с глобальным уступом шириной более 100 км. Не случайно именно в нем были замечены занятные формы рельефа – «пирамиды» и «сфинкс». Однако фотографии АМС «Марс Глобал Сервейер» показали, что ничего необычного в этих формах нет.

Марсианские кратеры отличаются от кратеров Луны и Меркурия меньшей глубиной и следами ветровой и водной эрозии. Самые крупные из них: Гюйгенс (диаметр 470 км, глубина около 4 км), Скиапарелли (диаметр 465 км, глубина 2 км), Кассини (диаметр 411 км, глубина 1 км), Антониади (диаметр 410 км, глубина 000), Тихонравов (диаметр 380 км, глубина 2 км). Самый глубокий кратер – Ньютон (5 км). Некоторые молодые марсианские кратеры отличаются радиальными потоковидными выбросами грунта в местах вскрытия подповерхностного льда. Такие выплески грунта часто встречаются у кратеров, расположенных на северных равнинах.

Построенные гипсометрические карты выявили ряд интересных особенностей форм рельефа Марса. В частности наименования некоторых участков давались по наземным наблюдениям очень низкого разрешения в конце XIX века: например плато Сирия, плато Синай, плато Солнца. На самом деле оказалось, что эти районы вовсе не плато, а находятся на глобальном склоне. То же относится и к плато Дедалия. Обширное плато находится восточнее этих образований.

Гипсометрическая карта Марса масштаба 1:26 000 000 выпущена в 2004 г. издательством физико-математической литературы (где можно ее приобрести).

[1]
Понижение рельефа