Эквивалентная ширина полосы 002 в спектре планеты пропорциональна содержанию этого газа на пути луча и общему давлению, которое в свою очередь пропорционально содержанию 002 в вертикальном столбе единичного сечения. По формулам теоретической спектроскопии и по найденной в лаборатории зависимости эквивалентной ширины полосы от содержания газа на пути луча и давления (кривая, выражающая эту зависимость, называется кривой роста) можно по эквивалентной ширине полосы 002 определять давление у поверхности. Очевидно, что на
      возвышенностях давление будет ниже, а в низинах выше. Переход от разности давлений к разности высот не представляет труда. Нуль-пункт шкалы высот определяется из радиолокационных наблюдений. Этот чрезвычайно остроумный метод был успешно применен американскими асгрономами М. Белтоном и Д. Хаюепом в 1969 г. Им удалось построить карту линий равных высот для значительной части марсианской поверхности. В дальнейшем этот метод применили другие ученые, в частности, советский астроном В, И. Мороз. Наиболее успешно этот метод применялся на космических аппаратах "Маринер-6", "Маринер-7", "Маринер-9", "Марс-3" и "Марс-5".
      Сочетание всех трех методов показало хорошее согласие их между собой и позволило составить ясное представление о рельефе Марса. Оказалось, что светлая область Hellas-гигантская котловина, расположенная на 4,5 hM ниже среднего уровня поверхности, а в областях Tharsis и Claritas мы имеем, наоборот, плоскогорье высотой в 7 км. Светлые области Марса (материки) могут быть и плоскогорьями, и котловинами, тогда как темные области чаще всего располагаются в местах, где наблюдается перепад высот, т. е. на склонах. Какое значение имеет это обстоятельство для объяснения природы морей, будет выяснено ниже.
      Итак, концепция "гладкого Марса" уступила место представлению о планете, обладающей сложным рельефом. Фотографии с космических кораблей еще более убедили нас в этом.
      Внутреннее строение Марса
      На первый взгляд может показаться, что мы вообще не можем судить о внутреннем строении Марса: у нас нет о нем даже таких косвенных сведений, какие дают нам показания сейсмографов о строении земных недр. Однако такое представление будет неправильным. Наука располагает целым набором физических сведений, которые если не определяют полностью картину внутреннего строения Марса, то во всяком случае позволяют построить ее весьма правдоподобную модель.
      В самом деле, нам известны масса Марса и его средняя плотность. Далее, мы знаем скорость вращения
      нечы и ее полярное сжатие. Из анализа движения естественных, а теперь и искусственных спутников Марса можно получить данные о гравитационном поле планеты.
      Важнейшей характеристикой гравитационного поля является гравитационный потенциал. Численно эта величина равна работе, которую надо совершить для перемещения единичной массы, находящейся в поле тяготения планеты, из данной точки в бесконечность. Потенциал однородного шара, у которого плотность убывает с расстоянием от центра одинаково во всех направлениях, равен
      Для реальных планет, форма которых значительно отличается от шарообразной, а распределение масс внутри может носить весьма сложный характер, применяется разложение гравитационного потенциала по сферическим функциям. Коэффициенты этого разложения определяются из наблюдений движения спутников планеты. Они характеризуют ее фигуру и распределение масс.
      Через коэффициенты разложения потенциала определяются моменты инерции планеты. Как известно, момент инерции однородного шара относительно любой из его осей равен
      Для реальной планеты главные моменты инерции не равпы друг другу, а коэффициенты перед произведениями Ма^, МЬ^ и Мс^ меньше 0,4 (а, Ь, с-полуоси эллипсоида планеты). Чем меньше эти коэффициенты (называемые безразмерными моментами инерции), тем сильнее отличается распределение масс в недрах плане гы от однородного. Так, у Земли безразмерный момент инерции относительно ее оси вращения равен 0,33.
      Величина ff=(C-А)/С называется динамическим сжатием планеты, в отличие от ее оптического сжатия, определяемого отношением геометрических полуосей эллипсоида. Динамическое сжатие Марса, полученное по данным "Маринера-9" (стр. 12), равно 0,0052, в хорошем согласии с более ранними определениями по движению
      спутника Марса Фобоса. Оптическое сжатие планеты больше и достигает 0,0074.
      Отличие фигуры Марса от эквипотенциальной поверхности (поверхности равного давления) должно приводить к систематическому "перетеканию" атмосферных масс с экватора на полюсы. К чему это может привести, мы увидим дальше.
      Безразмерный момент инерции Марса, определенный по его динамическому сжатию, равен 0,375. Иначе говоря, Марс по своему внутреннему строению ближе к однородному шару, чем Земля. Это значит, что ядро Марса не должно быть столь большим, как земное, и составляет меньшую долю его массы (на долю земного ядра приходится 32% массы Земли). О том же говорит средняя плотность Марса: 3,89 г/см^, почти в 1,5 раза меньше средней плотности Земли.
      Помимо динамических данных в распоряжении ученых есть и некоторые геохимические данные. Так, обнаружение спектральными методами в атмосферной пыли 50% кремнезема (8102) указывает на то, что на поверхности Марса преобладают легкие кислые породы, которые были в свое время выплавлены и поднялись наверх в ходе расплавления, а затем химической дифференциации марсианских недр. С учетом всего этого можно, опираясь на теорию внутреннего строения планет, построить модель Марса. Эта работа была выполнена советской исследовательницей С. В. Козловской.
      В ее модели принято, что в кору Марса было выплавлено 50% всего легкого сиалического материала, содержащегося в недрах планеты (сиаль-породы; содер .ащие окислы кремния и алюминия, например полевой шпат). Поэтому толщина коры была принята равной 100 км. В ней сосредоточено около 7% всей массы планеты.
      На долю железного ядра Марса, как показывает безразмерный момент инерции, может приходиться не более 5% массы планеты. Это определяет радиус ядра960 км.
      Остальное вещество недр Марса сосредоточено в его мантии (оболочке, окружающей ядро). Ее главной компонентой является, по-видимому, оливин - тяжелая порода, содержащая ортосиликаты магния (MgzSiO-i, форстерит) и железа (Fe^SiO^, файялит). При этом доля
      "файялита должна быть на 15-20% больше, чем в земной мантии, чтобы объяснить "утяжеление" марсианской мантии за счет железа, не выплавившегося в ядро пла;неты. Средняя плотность вещества мантии Марса по этой .модели 3,55 г^cм"', тогда как у Земли она равна 3,3 гlcм"Х.
      Американский геофизик Д. Андерсон сделал другое предположение: он считает, что в ядре Марса
      Хствует не только никелистое железо, но и сернистое же.лезо, например троилит FeS-минерал, часто встречающийся в метеоритах и более легкий, чем чистое железо я никель. Относительные пропорции железа, никеля,
      Хсеры и кремния в ядре зависят от условий формирова.ния Марса, в частности от температуры. Условие фазового равновесия в системе Fe-FeS показывает, что тем;пература недр Марса при образовании ядра превышала 1000°. Предполагая, что содержание железа, никеля и
      Хсеры в веществе Марса такое же, как в большинстве каменных метеоритов, Д. Андерсон получил такие результаты. Ядро составляет 12% массы Марса, а его радиус равен 1500 км. Оно содержит 63% железа, никеля, серы, входящих в состав вещества планеты. Общая доля соДдержания железа на Марсе 25%, тогда как на Земле, ^на равна, по Б. Мейсону, 38,8%.
      ЧАСТЬ II КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ МАРСА
      Кратеры и каньоны на Марсе
      В июле 1965 г. американская космическая станция "Маринер-4" прошла от Марса на минимальном расстоянии 12 тыс. км и передала на Землю 22 снимка поверхности планеты. С первого же взгляда на этих снимках удалось различить десятки кратеров, напоминающих лунные. При первом обзоре их было обнаружено 70, затем число их возросло до 110, а после улучшения изображений путем контрастирования и устранения дефектов даже до 300.
      Кратеры Марса во многом напоминали лунные: почти тот же диапазон размеров (от 3 до 120 км), те же формы. Только вот кратеров с центральной горкой было сравнительно мало, да наблюдался явный дефицит небольших кратеров. Вначале это приписали малой разрешающей способности камер "Маринера-4", но потом это обстоятельство подтвердили снимки "Маринера-6" и "Маринера-7", камеры которых могли регистрировать кратеры до 0,5 км поперечником (рис. II). Кроме того, очертания марсианских кратеров по сравнению с лунными казались сглаженными. Одновременно несколько ученых (в том числе и автор этой книги) объяснили это действием эрозии, в основном ветровой.
      Как мы уже знаем, скорость ветра на Марсе может достигать значительных величин. Поэтому горние образования там подвергнуты прямому воздейстащач^в^^нвыветриванию. Но это еще не все: Be,T"pqo^^fi)c^\flffeJli- кую пыль, и удары пылинок за..м8Лотеи^6нТО1педо^6ии производить заметные разр^ий^ния. кн^П, н к1'.мэг явн
      Меньшую роль в ароцерс^^ррэдь^^дМврабяоанйш играть метеор.ижнййк^йИ^фай^а^яс^ойефяевдртьоДмйу беззащи<и^ сви )шадNВдййет;й"рико^ (я^егавг.ра^м@ра, ^эн^мыкаир^пникээюд ^аймвдвй^от^ямой^ра- iM^>^
      надежно защищает поверхность планеты от ударов тел меньше одного сантиметра: они испаряются в марсианской} атмосфере, как и в атмосфере Земли. Но большие тела, разумеется, падают на Марс и способны производить разрушения.
      Следует отметить, что Марс находится (и находился) в иных условиях по отношению к метеоритной бомбардировке, чем Земля и Луна. Во-первых, он ближе к кольцу астероидов, и можно думать, что в современную
      эпоху метеориты астероидального происхождения должны падать на Марс в большем количестве, чем на Землю и Луну. Во-вторых, в прошлом Марс находился в другой части допланетного облака и рос "в одиночку", тогда как Земля и Луна аккумулировались почти одновременно вблизи друг от друга, что могло приводить к ускорению и даже к фокусировке притяжением Земли остатков допланетного роя тел, падающих на Луну. Масса Марса - промежуточная между массами Земли и Луны,
      что тоже имело значение: чем больше масса планеты, тем больше ее "зона захвата", зона вычерпывания вещества роя.
      В 1969 г. "Маринер-6" и "Маринер-7" передали на Землю около 200 снимков Марса, из них 55-с близкого расстояния: от 10 до 3,5 тыс. км. Качество этих снимков было значительно лучше, чем у "Маринера-4", и они (после соответствующей обработки) позволяли различить детали до 0,5 км.
      Сравнение распределения кратеров по размерам на Марсе и на Луне (отдельно в лунных морях и горных районах) отчетливо выявило упомянутый выше дефицит мелких кратеров (меньше 5-10 км). Большинство крупных кратеров на Марсе имеет плоское дно, невысокий вал с пологими склонами, мелкие кратеры имеют преимущественно чашеобразную форму дна.
      Открытие кратеров на Марсе еще острее, чем раньше, поставило перед учеными старый вопрос о происхождении лунных (а теперь и марсианских) кратеров. Как известно, в течение более ста лет конкурировали с переменным успехом две гипотезы их образования: вулканическая и метеоритная. Нередко они фигурируют в литературе под обобщенными названиями: эндогенная (эндо-внутренний) и экзогенная (экзо-внешний).
      Метеоритная гипотеза имеет важное преимущество перед вулканической: она разработана с физико-математической стороны. Советский ученый К. П. Станюкович еще в 1938 г. разработал основы теории образования кратеров в результате ударов метеоритов с космическими скоростями. В 1947 г. в статье "О разрушительном действии метеоритных ударов" К. П. Станюкович и В. В. Федынский предсказали существование метеоритных кратеров на Марсе. Значительно позднее (в 1950 г.) аналогичные предсказания сделали Э. Эпик и Ф. Уиппл.
      В том, что подавляющее большинство мелких кратеров на Марсе имеет метеоритное происхождение, сомнений у ученых не было. Их распределение по поверхности планеты, одинаково хаотическое на "морях" и материках, распределение по размерам (соответствующее аналогичному распределению метеорных тел), форма воронки - все указывало на то, что мы имеем здесь дело с последствиями ударов гигантских метеоритов.
      Рассмотрим физическую картину явления. При ударе о поверхность планеты метеорит сначала углубляется на некоторое расстояние в почву. Но тут же, через сотые и даже тысячные доли секунды после удара, происходит взрыв: вся кинетическая энергия метеорита (10"-10'^ эргов на грамм массы) превращается в тепло, а так как она больше удельной энергии испарения камня и железа, то сам метеорит, а также значительная часть вещества окружающей поверхности мгновенно превращается в пар. Под действием взрыва образуется выемка, происходит горизонтальный сдвиг пород по радиусам от центра взрыва, что и приводит к формированию вала кратера. Значительная часть пород при этом дробится и выбрасывается из кратера, иногда на очень большие расстояния (так образовались светлые венцы и "лучи" у некоторых лунных кратеров).
      Чем крупнее кратер, тем больше в среднем его возраст, так как вероятность удара метеорита быстро уменьшается с его массой, примерно обратно пропорционально ей. На Луне кратеры сохраняются миллиарды лет, так как там нет ветровой эрозии. На Марсе все большие кратеры носят ее следы, а мелкие за достаточный срок могут быть вообще уничтожены ею. Поэтому все мелкие кратеры на Марсе недавнего происхождения.
      Исследование кратеров на Марсе значительно приблизило ученых к решению проблемы их происхождения, причем с самым неожиданным результатом: подтвердилась, по-видимому, справедливость обеих конкурирующих гипотез, как метеоритной, так и вулканической. Окончательным доводом в пользу справедливости метеоритной гипотезы явилось открытие кратеров километровых размеров на Фобосе-маленьком спутнике Марса (его размеры 21 Х27 км), на котором нет и никогда не могло быть вулканов. В пользу справедливости вулканической гипотезы говорит анализ некоторых сложных форм кратеров на Марсе, обнаруженных уже в 1971 г. "Маринером-9". К ним относятся кратеры с несколькими концентрическими валами (рис. 12), кратепы-кальдеры*), кратные кратеры и некоторые другие. Образование таких форм от одного удара метеорита
      *) Кальдеры - вулканы с широкими жерлами, образовавшимися в результате провала центральной части вулкана.
      невозможно, а многократное попадание гигантских метеоритов в одно и то же место совершенно невероятно.
      Интереснейшим образованием на Марсе является -кальдероподобный кратер Nix Olympica (рис. 13).
      Известный еще по наземным наблюдениям как светлое пягпо, он оказался самой высокой возвышенностью на планете (22 км над средним уровнем поверхности) с довольно крутым валом, диаметром около 600 км, и с рядом других концентрических кольцевых структур.
      мере метеоритного происхождения), но потом, как в лунных "морях", их залила лава. Светлый, а не темный вид Hellas объясняется, по-видимому, толстым слоем мелкой пыли, переносимой ветрами и оседающей в этой огромной котловине.
      Любопытно, что большая светлая область Hellas совершенно лишена кратеров. Как уже говорилось, Hel- las-одна из самых низких областей на Марсе, лежащая на 4 км ниже среднего уровня. Можно высказать гипотезу, что в области Hellas были кратеры (по крайней
      "Маринеру-7" удалось сфотографировать и область южной полярной шапки (рис. 14). Изучение этих фотографий показало, что толщина слоя вещества шапки измеряется по крайней мере метрами, но никак не миллиметрами или их долями, как было бы в случае, если бы они состояли из снега или льда. А главное, измерения
      температуры полярной шапки показали, что она очень низкая: до 115°К. Это давало еще один, наиболее веский довод в пользу того, что вещество полярных шапок -замерзшая углекислота ("сухой лед").
      1971 г. был во всех отношениях "годом Марса". 10 августа наступило очередное великое противостояние Марса, когда Земля и Марс сблизились до 56 млн. км. Во многих обсерваториях мира велись разнообразные наблюдения планеты. Особенно интенсивно они велись в Советском Союзе, Соединенных Штатах Америки, Франции, Японии.
      19 и 28 мая 1971 г. к Марсу были запущены две советские автоматические межпланетные станции "Марс-2'> и "Марс-3". 27 ноября и 2 декабря 1971 г., после 192 и 188 суток полета соответственно обе станции приблизились к Марсу и стали его искусственными спутниками. Впервые в истории спускаемый аппарат станции "Марс-3" совершил мягкую посадку на поверхность планеты в ее южном полушарии, между светлыми областями Electris и Phaetontis.
      Советская АМС "Марс-2" была выведена на орбиту с минимальным удалением от поверхности планеты 1380 км, максимальным-25000 км, наклоном к экватору 49° и периодом обращения 18 часов. Станция "Марс-3" двигалась по орбите с минимальным расстоянием 1500 км и периодом обращения около II суток. Максимальное расстояние станции от Марса в апоцентре орбиты составляло 190 тыс. км, т. е. половину расстояния от Земли до Луны.
      Станция "Марс-3" производила фотографирование Марса с разных расстояний. Кроме того, обе станции производили измерения параметров поверхности и атмосферы, а также магнитного поля планеты.
      Но самые интересные фотографии марсианских образований были получены с космического аппарата "Марпнер-9", который 14 ноября 1971 г. стал первым искусственным спутником Марса.
      На снимках "Марннера-9" были обнаружены гигантские каньоны-длинные, глубокие долины (грабены), тянущиеся иногда на тысячи километров. Таков Большой Каньон (рис. 15), проходящий несколько южнее экватора от 27° до 110° долготы. Когда его нанесли на карту, оказалось, что он идет из темной области Aurorae
      Sinus к темному треугольному лягну Tithonius Lacus и хорошо совпадает с давно известным каналом Copra- tes (Копрат). Однако такое соответствие каналов каньонам, обнаруженным на крупномасштабных снимках Марса, наблюдается далеко не всегда.
      Общая длина Большого Каньона составляет 4000 км, его ширина достигает 120 км, а глубина - 6 км. Во все
      стороны от него отходят овраги меньших размеров, длиною до 150 к.и и шириной 5-10 км. Они разветвляются, иногда создавая очень интересные формы, как, например, образование, названное "люстрой", на долготе 95° и широтах от -5° до -15° (рис. 16). Если сам Большою Каньон, несомненно, представляет собой грабен, или разлом в марсианской коре, ''го отходящие от него овраги возникли, скорее всего, в результате ветровой
      эрозии.
      Напомним, что длина наибольшего на Земле ГрэндКаньона (долина реки Колорадо, США)-400 км, а его глубина 1800 м. Таким образом, марсианский
      шой Каньон превосходит по масштабам свой земной аналог.
      В феврале-марте 1974 г, четыре советские автоматические межпланетные станции "Марс-4", "Марс-5", "Марс-6" и "Марс-7" прошли вблизи красной планеты. C^aнция "Марс-5" вышла на орбиту искусственного спутника Марса, а спускаемый аппарат станции "Марс-6" совершил мягкую посадку на поверхность планеты.
      Кроме того, регистрировалось радиоизлучение планеты на волне 3 см.
      На снимках "Марса-4" и "Марса-5" видны многочисленные кратеры диаметром от 1 до 150 км. Некоторые из них в районе Эритрейского моря и Босфора соединены долиной или руслом шириной 25-35 км. С северо-запада в него "впадает" более узкое извилистое русло (5-7 км), напоминающее русло пересохшей реки
      Станции "Марс-4" и "Марс-5" передали на Землю 120 фотографий поверхности планеты, в том числе несколько панорамных и три триады снимков со светофильтрами. Качество и разрешающая способность фотографий не только не уступают снимкам "Маринера-9", но порою превосходят их. Одновременно с фотографированием производилась фотометрия и поляриметрия соосными фотометрами и поляриметрами, работавшими в семи спектральных диапазонах от 0,1 до 40 мкм.
      (рис. 17). Оно было сфотографировано еще в 1972 г. "Маринером-9" и получило название Ниргал*). Исследование возраста этого образования показало, что он измеряется многими миллионами, даже сотнями миллионов лет.
      Как показывают фотографии со светофильтрами, дно некоторых кратеров имеет сине-зеленый оттенок, резко выделяющийся на общем оранжевом фоне. Пока еще
      *) Прекрасная Ниргал-юроиня одного из стихотворений В. Я. Брюсова.
      нельзя сказать, имеем ли мы здесь дело с выходами пород другого состава или с растительностью, существование которой на Марсе все же не исключено.
      Максимальная зарегистрированная на Марсе температура-около 0°С. Но поскольку эти измерения относятся к широтам 25-35° южного полушария (где в это время была осень), можно считать, что в районе экватора в послеполуденные часы температура достигает 5-12°С. Не надо забывать, что Марс в феврале-марте 1974 г. был уже довольно далеко от перигелия, который он прошел в августе 1973 г.
      К 6 часам вечера по местному времени температура на Марсе снижается до -20° и даже до -30°С, а еще спустя 3-4 часа-до -55°С. Вдоль трассы полета "Марса-5" наблюдались местные колебания температуры в пределах 5-8°, объяснимые различием поглощательных и отражательных свойств пород, устилающих поверхность планеты вдоль трассы. Неоднородность поверхности подтверждают и поляриметрические измерения, проведенные в ходе совместного советско-французского эксперимента. Участки, покрытые мелкой пылью, чередуются с обширными каменистыми районами.
      Геология Марса развивается
      Если до 1972 г. происходило в основном "первичное накопление" фактических данных о строении марсианской поверхности и рельефа, то уже в 1973-1974 гг. был выполнен ряд обобщающих исследований в этом паправлении.
      Американские ученые на основании 7300 фотографин Марса, полученных космическим аппаратом "Маринер-9ч>, составили фотомозаичную карту его поверхности s масштабе 1 :5 090 000 и ряд геологических карт в раз-ных масштабах. Анализ этих снимков и карт показал, что Марс более изменчив и динамичен, чем предполагали ранее. Характерным свойством поверхности планеты в глобальном масштабе является наличие как бы единого гигантского "материка" в южном полушарии и единого "океана" в северном. В то время как поверхность южного "материка" покрыта большим количеством ударных (т. е. метеоритных) кратеров, равнины северного полушария почти лишены их, но зато несут
      на себе следы обширных отложений, частично осадочного происхождения. Здесь же сосредоточено большинство вулканов. Анализ фигуры Марса показал, что покрытые кратерами возвышенности лежат в среднем па 3 км выше, чем гладкий "океан" северного полушария. Наличие лишь слабых следов космической бомбардировки показывает, что поверхность океана сложена более молодыми породами (скорее всего, излияниями базальта), чем испещренный кратерами материковый район. Для равнин характерно наличие вулканов в виде
      конусов с кальдерами на вершинах. Свежие натеки на склонах конусов тоже указывают на их геологическую молодость.
      Распределение участков поверхности Марса по уровням, построенное У. Хартманном на основе как радиолокационных, так и спектрофотометрических разрезов рельефа, позволило установить, что гипсометрическая кривая Марса, показывающая, как часто встречается на планете тот или иной уровень, имеет два максимума (рис. 18). Таким же свойством обладает, как известно, гипсометрическая кривая Земли. Причина этого явления состоит в том, что гранитные континентальные блоки земной коры как бы плавают в более плотном веществе
      мантии, в соответствии со схемой Дж. Эри. При этом они подобно ледяным айсбергам в океане возвышаются над средним уровнем океанического дна на несколько километров. Два максимума на гипсометрической кривой Земли и соответствуют средним уровням материков и дна океанов.
      Нечто подобное наблюдается и на Марсе. У. Хартманн построил такую схему для Земли и Марса (рис. 19). Данные для Земли известны из непосредственных определений плотности пород и сейсмических измерений. Средняя плотность гранитных материковых блоков 2,75 г/см^, базальтовой "подложки" 3,05 г/см^, среднее возвышение материковых блоков над "подложкой" hc=--3 км, их погружение /iД==31 км, а общая толщина hp -{- h, == 34 км. Плотность верхней мантии Марса, по Байндеру и Девису, составляет 3,4 г/см^ (эта
      выдвинутая английским геологом А.Холмсом и разработанная амери-канскими геологами Р.Дитцем и Г.Хессом "глобальная тектоника плит", суть которой заключается в следующем (рис. 20): земная кора (литосфера) состоит из нескольких гигантских плит протяженностью в тысячи километров, разделенных трещинными разломами, проходящими вдоль осей океанических хребтов, в так называемых рифтовых зонах (один из таких хребтов проходит по средней линии Атлантического океана). Как установлено непосредственными исследованиями, океаническая кора-весьма молодая (около 100 млн. лет). Кроме того, наблюдения свидетельствуют, что Европа и Америка отдаляются друг от друга со скоростью
      величина рассчитана теоретически на основании средней ллотности и модели внутреннего строения планеты). Для плотности материков Марса Хартманн принял значение 2,9 е/см^-несколько большее, чем для Земли, ввиду меньшей концентрации вещества к центру планеты. Из гипсометрической кривой для Марса можно получить величину hc=3 км (как для Земли). По величине he и значениям плотностей получается общая толщина коры Марса hc-}-hr==20 км с возможными пределами от 15 до 33 км. Таким образом, кора Марса, по схеме Хартманна, тоньше земной и лунной коры (толщина последней по сейсмографическим данным равна 65 км). Близкие результаты независимо от Хартманна получил советский геолог В. Б. Нейман.
      Для понимания дальнейшего необходимо напомнить, что мы еще не имеем общепринятой точки зрения на глобальную тектонику нашей Земли. За последние 15 лет все более широкое распространение получает
      4 см/гол. Возрождая старую гипотезу дрейфа материков, авторы глобальной тектоники плит утверждают, что в области океанических хребтов поднимаются вверх новые участки литосферы, что приводит к раздвиганию плит в стороны от зон поднятия. Встречаясь со старыми блоками материковой коры в районе островных дуг, расположенных вдоль границ материков, расходящиеся плиты уходят под материковую кору, погружаясь обратно в мантию. Места, где это происходит, называются зонами поддвигания. Все движения плит происходят на размягченной верхней части мантии-астеносфере-слое, имеющем пониженную плотность. Источником энергии служат конвективные движения в мантии.
      Гипотеза глобальной тектоники плит получила подтверждение со стороны палеомагнитных данных. Последние показывают, что ориентировка магнитных меридианов в древние эпохи на разных материках была
      различной, что как будто свидетельствует о смещении, дрейфе материков. Однако эта концепция встречает ряд трудностей, главным образом геологического характера. Вокруг нее продолжаются острые дискуссии как в нашей стране, так и за рубежом *). Поэтому изучение данных по геологии Марса может сыграть известную роль в проверке и этой гипотезы.
      Марсианская кора, особенно в районе Тарсис, показывает ясные признаки поднятия, вызванного движениями мантии. Эти поднятия сопровождаются уничтожением древних кратеров, образованием разломов и систем грабенов, подобных каньону Копрат, тянущемуся на 4000 км, и проявляются в интенсивном вулканизме. По мнению У.Хартманна, это указывает на текущую или недавнюю активность мантии планеты, достаточную для возмущения ее коры, объясняющую ее дифференциацию (наличие двух типов пород: темных и светлых) и образование материковых блоков, но недостаточную для создания развитого дрейфа материков или складкообразующего столкновения плит, как это имеет место на Земле.
      Действительно, как отмечают американские специалисты Р. Шарп и М. Кэрр, на Марсе не удалось обнаружить никаких характерных признаков зон поддвигания или признаков расширения плит коры. В частности, вулканы Марса аналогичны земным внутриплитовым вулканам, аналоги же вулканов земных зон поддвигания отсутствуют.
      Можно считать, заключает У. Хартманн, что Марс в геологическом отношении занимает промежуточное положение между Луной и Землей. На Луне мы не наблюдаем ни поднятий коры, ни признаков столкновений плит; на Марсе поднятия коры наблюдаются, а столкновения плит-нет; наконец, на Земле происходят и те и доугие процессы.
      Проявления вулканизма на Марсе были подробно изучены М. Кэрром. На Марсе есть два класса вулканических образований: покрытые редкими кратерами
      *) См. X а и н В. Е., Происходит ли научная революция в геологии? "Природа", N 1, 1970; Артюшков Е. ВД Что приводит в движение земную кору? "Природа", N 10, 1973; ГородницХкий А. М , С орохти н О. Г., Ушаков С. А., Дрейф континентов и современные представления об эволюции Земли, "Земля и Вселенная", N 5,1974.
      равнины, напоминающие лунные моря, и круглые образования, к которым относятся щитовидные вулканы, купола и кратеры*). Вулканические образования распределены по поверхности планеты неравномерно, будучи сосредоточены почти полностью в одном полушарии-на территории северного "океана". Щитовидные вулканы Марса (см. рис. 13) больше их земных прототипов, поскольку марсианская кора неподвижна по отношению к мантии, что оставляет больше времени на рост щитов. Анализ крупномасштабных снимков поверхности Марса показывает, что вулканическая активность имела место на протяжении всей доступной дешифровке истории планеты.
      Попытка проследить историю развития марсианского рельефа на основании анализа снимков "Маринеров" была предпринята советским геологом Ю. А. Ходаком II чехословацким планетологом К. Бенешем. Последний выделяет четыре основные системы, отражающие последовательность эволюции поверхности планеты: доэлладскую, элладскую, амазонскую и олимпийскую. В схеме Ю. А. Ходака-девять периодов развития Марса;
      1) древнейший, с формированием древних кратеров;
      2) элладский кряжистый, или мезогейский, сопровождавшийся образованием кряжей и кратерных площадей;
      3) элладский выровненный, или аргирский, с образованием опущенных талассоидов; 4) девкалионский, с образованием несколько приподнятых кратерных площадей: 5) эритрейский, с образованием опущенных кратерных площадей с кряжами и расселинами; 6) атлантидский, с обр^зэзанием линейных депрессий типа "каналов"; 7) олимпийский, с образованием приподнятого массива; 8) неоолимпнйский, с образованием вулканических структур; 9) новейший**).
      *) Щитовидные вулканы образуются в результате поступления снизу, )1з астеносферы, легкой базальтовой лавы, растекающейся в стороны и сознающей подобие щита. Эти вулканы имеют малые углы склонов (около 10°), в отличие от насыпных конусов типа Везувия. Типичный представитель щитовидных вулканов - Мауна Лоа на Гавайях. Купола округлые поднятия, обычно вершины складок земной коры. Нередко на куполах образуются вулканы.