В двух статьях, опубликованных 27 февраля 2001 года в журнале Труды Национальной Академии Наук (PNAS, США), две группы ученых представляют доказательства того, что как отдельные кристаллы магнетита, так и его длинные сложные цепочки могли быть созданы только в самом марсианском метеорите ALH84001 древними микробами, жившими когда-то на Марсе.

На верхнем снимке - цепочка кристаллов магнетита, образованная современными бактериями (так она выглядит под электронным микроскопом). Нижний снимок: отдельные кристаллы и цепочки кристаллов магнетита, найденные в марсианском метеорите ALH84001 с помощью электронного микроскопа. Одна из цепочек обозначена стрелками. Диаметр отдельного кристалла составляет около 0,000003 сантиметра.

Одна из исследовательских групп, возглавляемая Kathie Thomas-Keprta из Космического центра имени Джонсона, NASA, исследовала отдельные кристаллы минерала, найденного в метеорите. Они обнаружили, что четверть кристаллов магнетита в ALH84001 идентична типу магнетита, который на Земле может быть создан только специфическим воздействием на бактерии, которые обозначаются как MV-1. Исследователи утверждают, что это является доказательством того, что эти кристаллы магнетита в ALH84001 сформировались подобными бактериями марсианского происхождения.

Эта группа магнетита настолько идентична магнетиту, произведенному земными бактериями, что ни одним из современных способов невозможно найти различия в них. Сначала было выдвинуто предположение, что, возможно, земные бактерии или кристаллы земного магнетита каким-то образом проникли внутрь марсианского метеорита, но тщательное исследование, проведенное двумя независимыми группами, исключило эту возможность.

Кристаллы магнетита могут формироваться несколькими органическими и неорганическими методами. Однако кристаллы, идентифицированные в ALH84001, необычны тем, что они химически чисты и не имеют дефектов, что является типичным для земного магнетита, созданного бактериями, а не неорганическими процессами. В настоящее время не известно ни одного неорганического химического способа создания кристаллов магнетита с такой уникальной морфологией.

Возраст метеорита ALH84001 оценивается в 3,9 миллионов лет

C помощью данных, полученных космическим кораблем Mars Global Surveyor, ученые обнаружили признаки присутствия жидкой воды близко к поверхности красной планеты. Ученые сравнивают эти особенности ландшафта с подобными особенностями Земной поверхности

Результаты будут опубликованы 30 июня 2000 года в выпуске журнала Science magazine

"Мы видим особенности рельефа, которые выглядят как овраги, сформированные потоками воды, и наносы почвы и горных пород, перенесенных этими потоками. Эти особенности кажутся настолько молодыми, что они могли бы формироваться в настоящее время. Мы считаем, что мы наблюдаем доказательство наличия запасов подземной воды, водоносного пласта," - сказал доктор Michael Malin, ведущй исследователь группы, занимающейся изучением материалов космического корабля Mars Global Surveyor в Сан-Диего, Калифорния

В 1972 году космический корабль Mariner 9 нашел доказательства - в виде каналов и долин - того, что миллиарды лет назад потоки воды текли по поверхности этой планеты. Ученых, изучающих Марс, давно интересовал вопрос о том, куда ушла эта вода. Новые изображения, полученные с помощью Global Surveyor, частично отвечают на этот вопрос: вода ушла под почву, и, возможно, все еще там находится.

Обнаруженные овраги обычно располагаются в скалах - в кратерах или на стенах долин - и состоят из глубокого канала, верхняя часть которого - это сжатая область ("альков"), а нижняя - это область, в которой скопились обломки горных пород. По сравнению с окружающей поверхностью Марса эти овраги, кажется, являются чрезвычайно молодыми, что означает, что они могли формироваться в недавнем прошлом.

Данные показывают глубокий марсианский овраг, расположенный на южной стене долины Nirgal с координатами 29.4°S, 39.1°W. Солнечные лучи падают сверху слева. На изображении виден ряд равномерно расположенных, почти параллельных, нанесенных ветром песчаных дюн.

Из-за того, что атмосферное давление на поверхности Марса мало, примерно в 100 раз меньше, чем давление на Земле на уровне моря, жидкая вода, появляющаяся на поверхности, сразу должна закипать. Исследователи полагают, что это выкипание было бы сильным и бурным. Как же тогда формируются овраги?

Ученые разработали модель, которая объясняет, почему вода течет вниз по оврагу вместо того чтобы выкипать сразу после достижения поверхности. Когда вода испаряется, она охлаждает почву, в результате чего последующие потоки воды замерзают, и образуется "ледяная дамба". В конце концов под напором воды эта дамба разрушается, и поток устремляется вниз по склону оврага.

Одной из наиболее озадачивающих находок Mars Global Surveyor было открытие крутых параллельных горных кряжей и канавок, которые на первый взгляд выглядят наподобие дюн, но при более близком рассмотрении, кажется, являются чем-то другим.

Это не дюны, так как они расположены слишком близко друг к другу, их пики слишком крутые, и их склоны слишком симметричны.

Точно не ясно, в результате каких процессов появились эти горные кряжи, но ясно, что они включают некоторый вид эрозии.

Из-за своего цвета, заметного даже невооруженным глазом, часто называется Красной планетой. Марс - одна из планет земной группы, с диаметром немного больше половины диаметра Земли.

Высадка человека на Марс может произойти в самом начале XXI в. Относительно низкая плотность Марса (в 3,95 раза выше плотности воды) позволяет предположить, что в железном ядре содержится всего 25% массы планеты. У планеты имеется слабое магнитное поле, сила которого составляет около 2% от поля Земли. Кора богата оливином и железистыми окислами, которые и придают планете ржавый цвет. Разреженная марсианская атмосфера содержит 95,3% углекислоты, 2,7% молекулярного азота и 1,6% аргона. Кислород присутствует только в виде следов. Атмосферное давление у поверхности составляет 0,7% давления у поверхности Земли. Однако сильные атмосферные ветры вызывают обширные пылевые бури, которые иногда охватывают всю планету. На Марсе наблюдаются разнообразные формы облаков и тумана. Рано утром туман сгущается в долинах, а по мере того, как ветры поднимают охлаждающиеся воздушные массы на возвышенные плато, облака появляются и над высокими горами Фарсида. Зимой северная полярная шапка окутывается завесой ледяного тумана и пыли, называемой полярным капюшоном

Подобное явление в несколько меньшей степени наблюдается и на юге. Полярные области покрыты тонким слоем льда, который, как полагают, является смесью водяного льда и твердой углекислоты. Изображения с высокой степенью разрешения показывают спиральные образования и страты нанесенного ветром вещества. Северная полярная область окружена рядами дюн. Полярные ледяные шапки увеличиваются и убывают в соответствии со сменой времен года. Смена времен года, как и на Земле, обусловлена наклоном оси вращения планеты (на 25°) к орбитальной плоскости. Марсианский год примерно вдвое длиннее земного, так что времена года также более длинные. Однако из-за относительно высокого эксцентриситета орбиты Марса они имеют неравную продолжительность: лето в южном полушарии (которое наступает, когда Марс находится около перигелия) короче и жарче лета на севере. Наблюдаемые с Земли сезонные изменения внешнего вида деталей объясняются физическими и химическими процессами. Если мысленно разделить планету пополам большим кругом, наклоненным на 35° к экватору, то между двумя половинами Марса имеется заметное различие в характере поверхности. Южная часть имеет в основном древнюю поверхность, сильно изрытую кратерами. В этом полушарии расположены главные ударные впадины - равнины Эллада, Аргир и Исиды.

На севере доминирует более молодая и менее богатая кратерами поверхность, лежащая на 2-3 км ниже. Самые высокие области - большие вулканические купола гор Фарсида и равнины Элизий. Над обеими областями доминируют несколько огромных потухших вулканов, самым большим из которых является гора Олимп. Эти вулканические области расположены на восточном и западном концах огромной системы каньонов - долины Маринер, которая простирается на 5000 км вдоль экваториальной области и имеет среднюю глубину 6 км. Полагают, что она возникла в результате разлома, связанного с надвигом купола Фарсида. Имеются свидетельства (сохранившиеся русла потоков), что на поверхности Марса в свое время существовала жидкая вода. Кажется, что эти русла, идущие от долины Маринер, возникли в ходе какого-то внезапного наводнения. Кроме того, в сильно изрытых кратерами областях найдены извилистые следы высохших рек со многими притоками. Марс имеет два маленьких естественных спутника - Фобос и Деймос, которые находятся близко к планете на почти круговых орбитах, лежащих в экваториальной плоскости. Увидеть их с Земли очень трудно. Они настолько отличны от Марса, что, вполне вероятно, представляют собой захваченные астероиды.

Наиболее интригующим является вопрос - есть ли жизнь на марсе? Лично мне кажется что есть! С середины 70-х годов до недавнего времени в этом вопросе преобладал скепсис - считалось, что экспедиция "Викинг" дала скорее отрицательные результаты. Однако такое отношение было вызвано, во многом, попытками подспудно оправдать значительные сокращения финансирования космических программ в середине 70-х в следствие экономического кризиса("если жизни там нет, так и летать туда незачем!"). Впоследние годы все изменилось - скепсис уступил оптимизму. Поворотной точкой послужили исследования метеорита ALH 84001 - марсианского происхождения, в котором обнаружили следы жизни и это было замечено на самом высоком уровне

Фобос - больший из двух спутников Марса. Он находится ближе к своей планете, чем любой другой спутник в Солнечной системе, менее чем в 6000 км от поверхности Марса. Он является также одним из самых маленьких из всех спутников.

В Греческой мифологии Фобос - один из сыновей Ареса (Марса) и Афродиты (Венеры). "Фобос" в переводе с греческого означает "страх" (корень "фобия").

Фобос был открыт 12 августа 1877 года Холлом, сфотографирован Маринером-9 в 1971 году, Викингом-1 в 1977 году, и Фобосом в 1988 году.

Фобос облетает по орбите Марс ниже синхронного радиуса орбиты. Он поднимается на западе, очень быстро пересекает небо и останавливается на востоке. Он находится так близко к поверхности Марса, что может быть видим над горизонтом не из всех точек на поверхности Марса.

Фобос обречен: из-за такого расположения приливные силы понижают его орбиту (со скоростью приблизительно 1.8 метра в столетие). Примерно через 50 миллионов лет Фобос или столкнется с поверхностью Марса, или, что более вероятно, разрушится в кольцо.

Фобос и Деймос могут состоять из богатой углеродом горной породы подобно астероидам типа C. Но их плотности настолько низки, что они не могут быть чистой горной породой. Они, вероятно, состоят из смеси горной породы и льда. Новые изображения от Mars Global Surveyor показывают, что поверхность Фобоса покрыта слоем мелкой пыли толщиной около метра, подобно реголиту на Луне.

Советский космический корабль "Фобос - 2" обнаружил слабую, но устойчивую утечку газа из Фобоса. К сожалению, "Фобос - 2" вышел из строя прежде, чем был определен характер этого явления. "Фобос - 2" сделал несколько снимков спутника Марса.

Фобос и Деймос, как полагают, являются захваченными астероидами. Есть даже такое предположение, согласно которому они были образованы скорее вне Солнечной системы, а не в основном поясе астероидов

Деймос - меньший и наиболее отдаленный из двух спутников Марса. Это самый маленький из известных спутников в Солнечной системе.

В греческой мифологии Деймос - один из сыновей Ареса (Марса) и Афродиты (Венеры); "деймос" в переводе с греческого означает "паника".

Деймос был открыт Холлом 10 августа 1877 года; сфотографирован "Викингом-1" в 1977 году.

Как и Фобос, Деймос состоит из богатой углеродом горной породы подобно астероидам типа C и льда

Новые снимки поверхности Марса, полученные орбитальной станцией Mars Global Surveyor в декабре 2000 года, показывают слои осадочных пород, которые, вероятно, сформировались под водой в далеком прошлом.

Группа специалистов, занимающихся исследованиями снимков Марса, получаемых станцией Mars Global Surveyor, считает, что эти слои осадочных горных пород говорят о том, что когда-то поверхность Марса была покрыта многочисленными озерами и мелкими морями. В марсианских кратерах отчетливо видны ряды отложений, которые вряд ли могли сформироваться без участия воды. Такие слоистые структуры горной породы широко распространены на Земле в тех местах, где когда-либо были озера.

На фотографиях ( см. фотографии в рубрике "Галерея снимков" ) видна западная часть глубокого ущелья большого марсианского каньона Valles Marinaris. Однородная, повторяющаяся структура позволяет предположить, что осаждение происходило регулярно. Такие же структуры, найденные на Земле, обычно являются результатом длительного осадочного наслоения пород, происходящего под водой.

Области, покрытые осадочными слоями, рассеяны по всей поверхности Марса. В основном они располагаются в пределах кратеров, таких, как Western Arabia Terra, Terra Meridiani, Hellas и в расщелинах большого каньона Valles Marineris. Ученые сравнивают эти наслоения со сходными земными структурами на юго-западе США, такими как Большой Каньон и пустыня Painted Desert в Аризоне.

Исследователи не исключают и другой вариант образования слоистых структур. В далеком прошлом на Марсе была более плотная атмосфера с большим количеством пыли. Частые пылевые бури могли привести к образованию таких структур, похожих на окаменелые осадочные отложения. Необходимо продолжать исследования для того, чтобы решить загадку их происхождения.

В то время как многие из слоистых отложений в кратерах и расщелинах на Марсе выглядят ступенчатыми утесами, состоящими из сходных материалов, другие наслоения имеют гладкие, округлые очертания с чередующимися светлыми и темными полосами. Примером этому может служить южный кратер Holden Crater шириной 141 км. С юго-западной стороны к нему примыкает долина Uzboi Vallis. Неподалеку от этой долины в кратере камеры станции Mars Global Surveyor запечатлели округлые наклонные структуры, состоящие из чередующихся светлых и темных полос

Полёт к Марсу занимает шесть - восемь месяцев. Поскольку взаимное расположение Земли и Марса всё время меняется, а минимальные расстояния между ними (противостояния) бывают только раз в два года, момент старта выбирается таким образом, чтобы Марс находился на пересечении с траекторией космического аппарата, достигшего к тому времени его орбиты.

Первый запуск в сторону Марса был осуществлён в начале ноября 1962 г. Советский "Марс-1" прошёл на расстоянии 197 тыс. километров от красной планеты. Фотографии её поверхности были получены американским "Маринером-4", запущенным два года спустя и прошедшим 15 июля 1965 г. на расстоянии 10 тыс. километров от поверхности планеты.

Оказалось, что Марс тоже покрыт кратерами. Были уточнены масса планеты и состав её атмосферы. В 1969 г. аппараты "Маринер-6, -7" с расстояния 3400 км от Марса передали несколько десятков снимков с разрешением до 300 м, а также измерили температуру южной полярной шапки, которая оказалась очень низкой (-125°С).

В мае 1971 г. были запущены "Марс-2, -З" и "Маринер-9". Аппараты "Марс-2, -З" массой 4,65 т каждый имели орбитальный отсек и спускаемый аппарат. Мягкую посадку удалось совершить только спускаемому аппарату "Марса-З".

Космические аппараты "Марс-2, -З" вели исследования с орбит искусственных спутников, передавая данные о свойствах атмосферы и поверхности Марса по характеру излучения в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах спектра, а также в диапазоне радиоволн. Была измерена температура северной полярной шапки (ниже -110 °С); определены протяжённость, состав, температура атмосферы, температура поверхности планеты; получены данные о высоте пылевых облаков и слабом магнитном поле, а также цветные изображения Марса.

"Маринер-9" тоже был переведён на орбиту искусственного спутника Марса с периодом около 12ч. Он передал на Землю 7329 снимков Марса с разрешением до 100 м, а также фотографии его спутников - Фобоса и Деймоса. На снимках марсианской поверхности хорошо видны гигантские потухшие вулканы, множество крупных и мелких каньонов и долин, напоминающих высохшие русла. Марсианские кратеры отличаются от лунных своими выбросами, свидетельствующими о наличии подпо-верхностного льда, а также следами водной эрозии и ветровой активности.

Целая флотилия из четырёх космических аппаратов "Марс-4, -5, -6, -7", запущенных в 1973 г., достигла окрестностей Марса в начале 1974 г. Из-за неисправности бортовой системы торможения "Марс-4" прошёл на расстоянии около 2200 км от поверхности планеты, выполнив только её фотографирование. "Марс-5" проводил дистанционные исследования поверхности и атмосферы с орбиты искусственного спутника. Спускаемый аппарат "Марса-6" совершил мягкую посадку в южном полушарии. На Землю переданы данные о химическом составе, давлении и температуре атмосферы. "Марс-?" прошёл на расстоянии 1300 км от поверхности, не выполнив своей программы.

Самыми результативными были полёты двух американских "Викингов", запущенных в 1975 г. На борту аппаратов находились телекамеры, инфракрасные спектрометры для регистрации водяных паров в атмосфере и радиометры для получения температурных данных. Посадочный блок "Викинга-1" совершил мягкую посадку на Равнине Хриса 20 июля 1976 г., а "Викинга-2" - на Равнине Утопия 3 сентября 1976 г. В местах посадок были проведены уникальные эксперименты с целью обнаружить признаки жизни в марсианском грунте. Специальное устройство захватывало образец грунта и помещало его в один из контейнеров, содержавших запас воды или питательных веществ. Поскольку любые живые организмы меняют среду своего обитания, приборы должны были это зафиксировать. Хотя некоторые изменения среды в плотно закрытом контейнере наблюдались, к таким же результатам могло привести наличие сильного окислителя в грунте. Вот почему учёные не смогли уверенно отнести эти изменения за счёт деятельности бактерий.

С орбитальных станций было выполнено детальное фотографирование поверхности Марса и его спутников. На основе полученных данных составлены подробные карты поверхности планеты, геологические, тепловые и другие специальные карты.

В задачу советских станций "Фобос- 1, -2", запущенных после 13-летнего перерыва, входило исследование Марса и его спутника Фобоса. В результате неверной команды с Земли "Фобос-1" потерял ориентацию, и связь с ним не удалось восстановить.

"Фобос-2" вышел на орбиту искусственного спутника Марса в январе 1989 г. Дистанционными методами получены данные об изменении температуры на поверхности Марса и новые сведения о свойствах пород, слагающих Фобос. Получено 38 изображений с разрешением до 40 м, измерена температура его поверхности, составляющая в наиболее горячих точках 30 "С. К сожалению, осуществить основную программу по исследованию Фобоса не удалось. Связь с аппаратом была потеряна 27 марта 1989 г.

На этом не закончилась серия неудач. Американский космический аппарат "Марс-Обсервер", запущенный в 1992 г., также не выполнил своей задачи. Связь с ним была потеряна 21 августа 1993 г. Не удалось вывести на траекторию полёта к Марсу и российскую станцию "Марс-96". В июле 1997 г. "Марс-Пасфайндер" доставил на планету первый автоматический марсоход, который успешно исследовал химический состав поверхности и метеорологические условия.

В 1998 г. Япония планирует запуск к Марсу орбитального аппарата "Планета-Б". На 2003 г. Европейским космическим агентством совместно с США и Россией запланировано создание сети специальных станций на Марсе. Разрабатываются программы полёта на Марс астронавтов. Такая экспедиция займёт более двух лет, поскольку, чтобы вернуться, им придётся ждать удобного взаимного расположения Земли и Марса.

Телескопические исследования Марса обнаружили такие особенности, как сезонные изменения его поверхности. Это прежде всего относится к "белым полярным шапкам", которые с наступлением осени начинают увеличиваться (в соответствующем полушарии), а весной довольно заметно "таять", причем от полюсов распространяются "волны потепления". Высказывалось предположение, что эти волны связаны с распространением растительности по поверхности Марса, однако более поздние данные заставили отказаться от этой гипотезы.

Значительная часть поверхности Марса представляет собой более светлые участки ("материки"), которые имеют красновато-оранжевую окраску; 25% поверхности - более темные "моря" серо-зеленого цвета, уровень которых ниже, чем "материков". Перепады высот весьма значительны и составляют в экваториальной области примерно 14-16 км, но имеются и вершины, вздымающиеся значительно выше, например, Арсия (27 км) и Олимп (26 км) в возвышенной области Тараис в северном полушарии.

Наблюдения Марса со спутников обнаруживают отчетливые следы вулканизма и тектонической деятельности - разломы, ущелья с ветвящимися каньонами, некоторые из них имеют сотни километров в длину, десятки - в ширину и несколько километров в глубину. Обширнейший из разломов - "Долина Маринера" - вблизи экватора протянулся на 4000 км при ширине до 120 км и глубине в 4-5 км.

Ударные кратеры на Марсе мельче, чем на Луне и Меркурии, но глубже, чем на Венере. Однако вулканические кратеры достигают огромных размеров. Крупнейшие из них - Арсия, Акреус, Павонис и Олимп - достигают 500-600 км в основании и более двух десятков километров по высоте. Диаметр кратера у Арсии - 100, а у Олимпа - 60 км (для сравнения - у величайшего на Земле вулкана Мауна-Лоа на Гавайских островах диаметр кратера 6,5 км). Исследователи пришли к выводу, что вулканы были действующими еще сравнительно недавно, а именно: несколько сотен миллионов лет назад.

Надежда людей обрести "братьев по разуму" воспряла с новой силой после того, как А. Секки в 1859 и, особенно, Д. Скипарелли в 1887 (год великого противостояния) выдвинули сенсационную гипотезу, что Марс покрыт сетью рукотворных каналов, периодически наполняющихся водой. Появление более мощных телескопов, а затем и космических аппаратов не подтвердило этой гипотезы. Поверхность Марса представляется безводной и безжизненной пустыней, над которой свирепствуют бури, вздымающие песок и пыль на высоту до десятков километров. Во время этих бурь скорость ветра достигает сотни метров в секунду. В частности, с переносами песка и пыли связывают сейчас те "волны потепления", о которых упоминалось выше.

Атмосфера на Марсе разрежена (давление порядка сотых и даже тысячных долей атмосферы), и состоит, в основном, из углекислого газа (около 95%) и малых добавок азота (около 3%), аргона (примерно 1,5%) и кислорода (0,15%). Концентрация водяного пара невелика, и она существенно меняется в зависимости от сезона.

Есть все основания полагать, что воды на Марсе немало. На такую мысль наводят длинные ветвящиеся системы долин протяженностью в сотни километров, весьма похожие на высохшие русла земных рек, причем перепады высот отвечают направлению течений. Некоторые особенности рельефа явно напоминают выглаженные ледниками участки. Судя по хорошей сохранности этих форм, не успевших ни разрушиться, ни покрыться последующими наслоениями, они имеют относительно недавнее происхождение (в пределах последнего миллиарда лет). Где же теперь марсианская вода?

Высказываются предположения, что вода существует и сейчас в виде мерзлоты. При весьма низких температурах на поверхности Марса (в среднем ок. 220 К в средних широтах и лишь150 К в полярных областях) на любой открытой поверхности воды быстро образуется толстая корка льда, которая, к тому же, через короткое время заносится пылью и песком. Не исключено, что благодаря низкой теплопроводимости льда под его толщей местами может оставаться и жидкая вода и, в частности, подледные потоки воды продолжают и теперь углублять русла некоторых рек.

Химический состав Марса типичен для планет Земной группы, хотя, конечно, существуют и специфические отличия. Здесь также происходило раннее перераспределение вещества под воздействием гравитации, на что указывают сохранившиеся следы первичной магматической деятельности. По-видимому, имеющее относительно низкую температуру (около 1300 К) и низкую плотность, ядро Марса богато железом и серой и невелико по размерам (его радиус порядка 800-1000 км), а масса - около одной десятой всей массы планеты. Формирование ядра, согласно современным теоретическим оценкам, продолжалось около миллиарда лет и совпало с периодом раннего вулканизма. Еще такой же по длительности период заняло частичное плавление мантийных силикатов, сопровождавшееся интенсивными вулканическими и тектоническими явлениями. Около 3 млрд. лет назад завершился и этот период, и хотя еще по крайней мере в течение миллиарда лет продолжались глобальные тектонические процессы (в частности, возникали огромные вулканы), уже началось постепенное охлаждение планеты, продолжающееся и поныне.

Мантия Марса обогащена сернистым железом, заметные количества которого обнаружены и в исследованных поверхностных породах, тогда как содержание металлического железа заметно меньше, чем на других планетах Земной группы. Толщина литосферы Марса - несколько сотен км, включая примерно 100 км ее коры.