Marsa katastrofālā sadursme ar lielu kosmisko ķermeni izraisīja Hellas krātera veidošanos, rikošeta efektu un ātru iekšējā slāpekļa atgāzēšanu caur lielākajiem vulkāniem planētas aizmugurē. Kataklizma noveda pie iekštelpu atdzišanas, ievērojama magnētiskā lauka un atmosfēras samazināšanās un okeānu sasalšanas. Jaunākie zinātniskie dati un attēli pierāda, ka zem Marsa virsmas atrodas ūdens un "tuneļu zeme".
Marsa fiziskā karte - katastrofas hronika
Pārbaudot fizisko karti, ir skaidri redzams, ka Marsa virsmas augstums svārstās no 6 līdz 8 km zem nosacītā nulles līmeņa ziemeļu puslodē un dažās dienvidu puslodes vietās.
Marsa reljefa karte (Amerikas Ģeoloģijas dienests, NASA). Krāsu gradients atbilst apgabaliem ar dažādu augstumu.
Reklāmas video:
Rikošeta efekts
Amerikāņu zinātnieki ir simulējuši "atsitiena efektu", trāpot nelielu, bet ātru ķermeni uz lielāku.
NASA Ames vertikālā ieroču diapazona stendā stikla granula tika paātrināta līdz apmēram 7 km / s (10 reizes ātrāk nekā lode, bet 2 reizes lēnāk nekā vidējais asteroīds). Lode skāra skaidru akrila sfēru, un zinātnieki izpētīja bojājumus.
Līdzīgs efekts vairāk nekā vienu reizi ir notverts Marsa fiziskajā kartē:
Acīmredzot vairāk nekā simts kilometru diametra kosmiskā ķermeņa trieciens veidoja krāteri Ellasu 9 km dziļumā un apmēram 2000 km diametrā. Trieciens ievērojami ietekmēja Marsa intraplanētiskos procesus, izraisot rikošeta veidojumus planētas otrajā pusē Tarsis vulkāniskās augstienes formā.
Līdzīgs veidojums mazākā mērogā ir Argyra krāteris, kas ir pretstatā Elysium vulkāniskajām augstienēm.
Pirms katastrofas Marss bija līdzīgs mūsdienu Zemei
Pirms sadursmes Marsa iekšējā struktūra bija līdzīga Zemes struktūrai. Ūdeņraža atgāzēšanas process noritēja vienmērīgi, karstais interjers saglabāja metāla ārējo serdi izkausētā stāvoklī, kas veidoja planētas magnētisko lauku.
Marsā bija diezgan blīva atmosfēra, līdzīga antiluvijas Zemei, ar virsmas temperatūru līdz 50 ° C un spiedienu virs 1,5 atmosfērām.
Zinātnieku komanda no Los Alamos Nacionālās laboratorijas (ASV) paziņoja par mangāna oksīdu atrašanu Marsa klintīs, ko veicis Curiosity roveris plaisās smilšakmenī Kimberlijas apgabala Geles krāterī. Pēc zinātnieku domām, tas var liecināt par augstu skābekļa līmeni senajā Sarkanās planētas atmosfērā.
Es uzskatu, ka Marsa ūdens, tāpat kā sauszemes ūdens, tika veidots no ūdeņraža kombinācijas no planētas iekšpuses un atmosfēras skābekļa, kas savukārt norāda uz aerobo dzīvības formu un fotosintēzes klātbūtni!
Par to liecina trīs uz Zemes atrastie Marsa izcelsmes meteorīti: ALH 84001, Nakla un Shergotti, kuros tika atrasti veidojumi, kas līdzīgi mikroorganismu fosilām atliekām.
Katastrofāla Marsa ūdeņraža atgāzēšana
Sadursmes brīdī, kas skāra planētas kodolu, radās apstākļi ātrai magmas un gāzu aizplūšanai uz ārējo virsmu. Veido četrus lielākos Saules sistēmas vulkānus un Tarsis augstieni.
Asas Marsa kodolsistēmas atgāzēšana noveda pie iekšpuses atdzišanas un izkusušā metāla cirkulācijas traucējumiem planētas ārējā kodolā un līdz ar to ievērojama magnētiskā lauka samazināšanās.
Marsa magnetosfēra.
Tagad Marsa magnētiskais lauks ir ārkārtīgi nestabils, dažādos planētas punktos tā stiprums var atšķirties no 1,5 līdz 2 reizēm, un magnētiskie stabi nesakrīt ar fiziskajiem. Tas liek domāt, ka Marsa dzelzs kodols ir relatīvā nekustībā attiecībā pret tā garozu, tas ir, uz Zemes magnētiskā lauka atbildīgais planētas dinamo mehānisms nedarbojas uz Marsa.
Marsa ūdens resursi
Liela daudzuma ūdeņraža izdalīšanās no zarnām ievērojami samazināja skābekļa daudzumu atmosfērā, kā rezultātā paaugstinājās Marsa okeāna līmenis, kas piepildīja planētas ziemeļu daļu.
Amerikāņu orbiteru Viking Orbiter 1 un Viking Orbiter 2 uzņemto Marsa attēlu izpēte 1976.-1980. un Global Surveyor Orbiter 1997. – 2003. gadā ļāva dažiem pētniekiem, ieskaitot TJ Parkeru, JW vadītāju, H. Hiesingeru, BK Lučitta, M. Ivanovu, M. Kreslavski, ieteikt pagātnes esamību okeāna Marsa ziemeļu pusē vai vairākas sazināšanās jūras. Lielā daļā Marsa virsmas (Amazones līdzenuma un Lycus Rise robeža, Acidalia un Arābijas līdzenumu robeža un citur) ir izdalāmas senās krasta līnijas kontūras. Tumši viendabīgs apgabals ziemeļos - Acidālijas līdzenums - ir senā okeāna dibens ar tilpumu līdz 15–17 miljoniem km³ un dziļumu 0,7–1 km;vieglāks un daudzveidīgāks reģions uz dienvidiem - Arābijas līdzenums - sena piekrastes zemiene. Tas parāda Marsa upju un līču sausās gultnes.
Pēc katastrofas planētas interjers pakāpeniski atdzisa, magnētiskais lauks samazinājās, ūdens virspusē atsaldēja un kļuva pārklāts ar smiltīm. Tikai retos gadījumos pozitīvas temperatūras (līdz +20 grādiem pēc Celsija) upju kanāli tiek novēroti ekvatoriālajos reģionos.
Marsa upes gultne, šodien.
Marsam ir šķidrs ūdens
Diagramma parāda termodinamiskos apstākļus ledus, tvaika un ūdens pastāvēšanai uz Marsa.
Mazais aplis diagrammas augšpusē atbilst 6,1 mbar spiedienam un 0 ° C temperatūrai. Kreisajā pusē redzams atbilstošais dziļums zem planētas virsmas. Vertikālās līnijas norāda vidējo gada temperatūru platumam 30 un 70 ° N. Apstākļi ūdens esamībai šķidrā veidā uz Marsa virsmas ir atspoguļoti nelielā trīsstūrveida diagrammas daļā, kas ir izcelta tumši zilā krāsā.
Tas atspēko "spiediena aizliegumu" - plaši izplatīto viedokli, ka ūdens uz Marsa virsmas vispār nevar atrasties šķidrā veidā! Izrādās, ka "aizliegums" nav absolūts, tāpēc dažiem ģeoloģiskiem veidojumiem uz planētas virsmas ir daba, kas saistīta ar ūdeni.
Nanedi ieleja ir viena no daudzajām ģeoloģiskajām liecībām par ar ūdeni bagāto seno Marsa vēsturi (NASA / MSSS / Release MOC2-73 Nanedi).
Atsevišķi gruntsūdeņu avoti nonāk virspusē, steidzoties pa salnaino Marsa nogāzi. Ja virsmas slāņa temperatūra dienas laikā atkarībā no platuma ir no -60 līdz 10 ° C, straume, ejot lejup pa nogāzi, tiks absorbēta sausā, sasaluma augsnē. Attēlā redzams, kā pazūd Marsa upe, sašaurinoties.
Ravines, kas sašaurinās gar nogāzi, ir sastopamas arī uz Zemes tuksneša reģionos un ir saistītas ar tiešu ūdens absorbciju sausā, siltā augsnē. Tuvāks analogs varētu būt straumēm no geizeriem, kas plūst Erebus vulkāna kalderā Antarktīdā.
Aukstā sezonā pat ārpus polārajiem vāciņiem uz virsmas var veidoties viegls sals. Kosmosa kuģis Phoenix reģistrēja snigšanu, bet pirms nokļūšanas virsmā sniegpārslas iztvaicēja.
Brīvā kritiena paātrinājums uz Marsa ir gandrīz trīs reizes mazāks nekā Zemei.
Augsnes virskārtas elementālais sastāvs, kas noteikts pēc krastmalas datiem, dažādās vietās nav vienāds. Augsnes galvenā sastāvdaļa ir silīcija dioksīds (20-25%), kas satur dzelzs oksīdu hidrātu piemaisījumu (līdz 15%), kas piešķir augsnei sarkanīgu krāsu. Ir ievērojami sēra, kalcija, alumīnija, magnija un nātrija savienojumu piemaisījumi (procentvienības katram).
Marsa radioloģiskās iezīmes
Marsa atmosfēras raksturīga iezīme ir divu inerto gāzu izotopu dominēšana: ksenons-129 un argons-40. Augstā ksenona-129 koncentrācija Marsa atmosfērā, lielais urāna un torija daudzums uz sarkanās planētas virsmas salīdzinājumā ar tās meteorītiem (ko mūsu zinātnieki vispirms pamanīja un tagad apstiprina ar kosmiskā kuģa Mars Odyssey gamma staru spektrogrammu) nozīmē, ka tur bija liela mēroga radioloģiski notikumi, kā rezultātā parādījās liels skaits izotopu, un virsma tika pārklāta ar plānu radioaktīvo gružu slāni, kura daži elementi ir daudz radioaktīvāki nekā Marsa ieži zem virsmas. Ja mēs abstrahējamies no Marsa civilizāciju kodolkara, tad šīs parādības var izskaidrot ar termiskās kodolreakcijas gaitu planētas zarnās,pārtraukta ar sadursmi ar lielu kosmisko ķermeni un sekojošu pūšanas produktu izdalīšanos uz virsmas.
Kur ir marsieši?
Cerēsim, ka viedās dzīvības formas pirms katastrofas ir pārcēlušās uz kaimiņu planētu. Šajā gadījumā šim notikumam vajadzēja atstāt pēdas zemes mitoloģijā. Iespējams, ka tie, kas nespēja evakuēties, patvērās zem Marsa virsmas.
1999. gada 11. augustā amerikāņu bezpilota stacija "MarsGlobal" uz Zemi pārsūtīja pārsteidzošus attēlus. Acedalia līdzenuma apgabalā tika atrasti objekti, kurus eksperti sauca par "Tuneļu zemi" vai Marsa "Stikla tārpiem".
"Tuneļu" diametrs dažreiz ir 300 metri, bet garums - līdz 40 km. Cauruļu gali nonāk akmenī vai pazemē. Caurules ir saliektas, lai tās atbilstu ainavai, dažreiz savienojot taisnā leņķī.
Izrādās, ka ūdeņraža gāzēšanas procesi dažādās pakāpēs ir raksturīgi ne tikai Zemei, bet arī Marsam un daudziem mūsu Visuma kosmiskajiem ķermeņiem. Detalizēts dažādu procesa posmu un gadījumu salīdzinājums neizbēgami liks pārdomāt mūsu Saules sistēmas veidošanos un pārskatīt planētu un to pavadoņu attīstības fiziku un vēsturi!
Autors: Igors Dabakhovs