Katastrofiškas Marso susidūrimas su dideliu kosminiu kūnu lėmė Hellas'o kraterio susidarymą, rikošeto efektą ir greitą vidaus vandenilio degazavimą per didžiausius ugnikalnius planetos gale. Kataklizmas lėmė interjero atvėsimą, reikšmingą magnetinio lauko ir atmosferos sumažėjimą bei vandenynų užšalimą. Naujausi moksliniai duomenys ir vaizdai įrodo, kad Marso paviršiuje yra vanduo ir „tunelių žemė“.
Fizinis Marso žemėlapis - nelaimės kronika
Tiriant fizinį žemėlapį, aiškiai matyti, kad Marso paviršiaus aukštis skiriasi nuo 6 iki 8 km žemiau sąlyginio nulinio lygio šiauriniame pusrutulyje ir kai kuriose vietose pietiniame pusrutulyje.
Marso reljefo žemėlapis (Amerikos geologijos tarnyba, NASA). Spalvos gradientas atitinka sritis su skirtingu aukščiu.
Reklaminis vaizdo įrašas:
Rikošeto efektas
Amerikos mokslininkai imitavo „atoveiksmio efektą“, trenkdami mažą, bet greitą kūną į didesnį.
NASA Ames vertikaliojo ginklo diapazono stende stiklo granulės buvo pagreitintos maždaug 7 km / s greičiu (10 kartų greičiau nei kulka, bet 2 kartus lėčiau nei vidutinis asteroidas). Kulka pataikė į aiškią akrilo sferą ir mokslininkai ištyrė žalą.
Panašus efektas ne kartą užfiksuotas fiziniame Marso žemėlapyje:
Akivaizdu, kad daugiau kaip šimto kilometrų skersmens kosminio kūno smūgis sudarė 9 km gylio ir maždaug 2000 km skersmens kraterį „Ellas“. Poveikis smarkiai paveikė tarpplanetinius Marso procesus, sukeldamas rikošeto formacijas kitoje planetos pusėje Tarsio vulkaninės aukštumos pavidalu.
Panašus darinys mažesniu mastu yra Argyro krateris, priešingas Elysium ugnikalnių aukštumoms.
Prieš katastrofą Marsas buvo panašus į šiuolaikinę Žemę
Prieš susidūrimą vidinė Marso struktūra buvo panaši į Žemės. Vandenilio degazavimo procesas vyko sklandžiai, karštas vidus išlaikė metalinę išorinę šerdį išlydytoje būsenoje, kuri sudarė planetos magnetinį lauką.
Marso atmosfera buvo gana tanki, panaši į prieštvaninės žemės, paviršiaus temperatūra buvo iki 50 ° C, o slėgis viršija 1,5 atmosferos.
Los Alamoso nacionalinės laboratorijos (JAV) mokslininkų komanda paskelbė, kad Curiosity roveris smėlio akmenyje esančiose plyšiuose Kimberley Gale krateryje rado mangano oksidus Marso uolienose. Anot mokslininkų, tai gali reikšti aukštą deguonies kiekį senovės Raudonosios planetos atmosferoje.
Manau, kad Marso vanduo, kaip ir sausumos vanduo, buvo susidaręs iš vandenilio iš planetos vidaus ir atmosferos deguonies, kuris savo ruožtu rodo aerobinę gyvybės formą ir fotosintezę!
Tai įrodo trys žemėje randami Marso kilmės meteoritai: ALH 84001, Nakla ir Shergotti, kuriuose buvo rastos formacijos, panašios į iškastinių mikroorganizmų liekanas.
Katastrofiškas Marso vandenilio degazavimas
Susidūrimo, kuris palietė planetos šerdį, metu susidarė sąlygos greitam magmos ir dujų nutekėjimui į išorinį paviršių. Suformuoja keturis didžiausius Saulės sistemos ugnikalnius ir Tarsio aukštumą.
Dėl staigaus Marso šerdies degazavimo vidus atvėso ir ištirpusio metalo cirkuliacija išorinėje planetos šerdyje buvo sutrikdyta, todėl žymiai sumažėjo magnetinis laukas.
Marso magnetosfera.
Dabar Marso magnetinis laukas yra ypač nestabilus, skirtinguose planetos taškuose jo stipris gali skirtis nuo 1,5 iki 2 kartų, o magnetiniai poliai nesutampa su fiziniais. Tai rodo, kad Marso geležinė šerdis yra santykinai nejudri savo plutos atžvilgiu, tai yra, planetos dinamo mechanizmas, atsakingas už Žemės magnetinį lauką, neveikia Marso.
Marso vandens ištekliai
Didelis vandenilio kiekis, išsiskiriantis iš žarnyno, žymiai sumažino deguonies kiekį atmosferoje, dėl ko padidėjo Marso vandenyno, kuris užpildė šiaurinę planetos dalį, lygis.
Amerikos orbitų „Viking Orbiter 1“ir „Viking Orbiter 2“1976–1980 m. Darytų Marso vaizdų tyrimas. ir „Global Surveyor Orbiter“1997–2003 m. leido kai kuriems tyrėjams, įskaitant TJ Parkerį, JW vadovą, H. Hiesingerį, BK „Lucchitta“, M. Ivanovą, M. Kreslavsky, siūlyti praeityje egzistuoti vandenyno šiaurinėje Marso pusėje arba kelios susisiekiančios jūros. Dideliame Marso paviršiaus plote (Amazonės lygumos ir Liko pakilimo riba, Acidalijos ir Arabijos lygumų riba ir kitur) išsiskiria senovės kranto kontūrai. Tamsi vienalytė zona šiaurėje - Acidalia lyguma - yra senovės vandenyno dugnas, kurio tūris yra iki 15–17 milijonų km³, o gylis - 0,7–1 km;lengvesnis ir įvairesnis pietų regionas - Arabijos lyguma - senovės pakrančių žemuma. Tai rodo sausas Marso upių ir įlankų vagas.
Po katastrofos planetos vidus pamažu atvėso, sumažėjo magnetinis laukas, paviršiuje esantis vanduo užšalo ir tapo padengtas smėliu. Pusiaujo regionuose upių kanalai stebimi tik retais atvejais, kai teigiama temperatūra (iki +20 laipsnių Celsijaus).
Šiandien Marso upės vaga.
Marsas turi skystą vandenį
Diagrama rodo termodinamines ledo, garo ir vandens egzistavimo Marse sąlygas.
Mažas apskritimas diagramos viršuje atitinka 6,1 mbar slėgį ir 0 ° C temperatūrą. Kairėje pavaizduotas atitinkamas gylis žemiau planetos paviršiaus. Vertikalios linijos žymi vidutinę metinę temperatūrą 30 ir 70 ° šiaurės platumos. Skystos formos vandens egzistavimo sąlygos Marso paviršiuje atsispindi mažoje trikampėje diagramos dalyje, paryškintoje tamsiai mėlyna spalva.
Tai paneigia „slėgio draudimą“- plačiai paplitusią nuomonę, kad Marso paviršiuje iš viso negali būti skysto vandens! Pasirodo, „draudimas“nėra absoliutus, todėl kai kurios planetos paviršiaus geologinės formacijos turi prigimtį, susijusią su vandeniu.
Nanedi slėnis yra vienas iš daugelio vandenyse turtingos senovės Marso istorijos geologinių įrodymų (NASA / MSSS / Release MOC2-73 Nanedi).
Pavieniai požeminio vandens šaltiniai iškyla į paviršių, skubėdami žemyn įšalusį Marso šlaitą. Jei paviršiaus sluoksnio temperatūra dienos metu, priklausomai nuo platumos, yra nuo -60 iki 10 ° C, upelis, einantis žemyn šlaitu, bus absorbuojamas į sausą, šalną dirvą. Nuotraukoje parodyta, kaip nyksta Marso upė.
Ravinai, siaurėjantys palei šlaitą, taip pat yra Žemėje dykumų regionuose ir yra susiję su tiesioginiu vandens absorbavimu sausoje šiltoje dirvoje. Artimesnis analogas galėtų būti srautai iš geizerių, besislepiančių Antarktidos „Erebus“ugnikalnio kalderoje.
Šaltuoju metų laiku, net ir už poliarinių dangtelių, paviršiuje gali susidaryti lengvas šaltis. „Phoenix“erdvėlaivis užfiksavo snaigę, tačiau snaigės išgaravo prieš pasiekdamos paviršių.
Laisvo kritimo į Marsą pagreitis yra beveik tris kartus mažesnis nei Žemės.
Elementinė paviršinio dirvožemio sluoksnio sudėtis, nustatyta iš žemėvaldos duomenų, skirtingose vietose nėra vienoda. Pagrindinis dirvožemio komponentas yra silicio dioksidas (20–25 proc.), Kuriame yra geležies oksidų hidratų (iki 15 proc.) Priemaišų, kurie suteikia dirvai rausvą spalvą. Yra reikšmingų sieros, kalcio, aliuminio, magnio, natrio junginių priemaišų (kiekvienos procentinės dalys).
Radiologiniai Marso ypatumai
Būdingas Marso atmosferos bruožas yra tai, kad juose vyrauja du inertinių dujų izotopai: ksenonas-129 ir argonas-40. Didelė ksenono-129 koncentracija Marso atmosferoje, didelis urano ir torio kiekis raudonosios planetos paviršiuje, palyginti su meteoritais (kuriuos mūsų mokslininkai pastebėjo pirmiausia ir kuriuos dabar patvirtino gama spindulių iš Marso Odisėjos kosminio laivo spektrograma) reiškia, kad ten buvo didelio masto radiologiniai įvykiai, dėl kurių atsirado daug izotopų, o paviršius buvo padengtas plonu radioaktyviųjų šiukšlių sluoksniu, kurio kai kurie elementai yra daug radioaktyvesni nei Marso uolienos, esančios po paviršiumi. Jei atsiribojame nuo Marso civilizacijų branduolinio karo, šiuos reiškinius galima paaiškinti termobranduolinės reakcijos vyksmu planetos žarnyne,nutraukiamas susidūrimas su dideliu kosminiu kūnu ir vėlesnis skilimo produktų išleidimas į paviršių.
Kur yra marsiečiai?
Tikėkimės, kad intelektualios gyvybės formos prieš katastrofą persikėlė į kaimyninę planetą. Tokiu atveju šis įvykis turėjo palikti žymę žemiškosios mitologijos srityje. Tie, kurie negalėjo evakuotis, galėjo pasirūpinti prieglobsčiu po Marso paviršiumi.
1999 m. Rugpjūčio 11 d. Amerikiečių bepilotė stotis „MarsGlobal“į Žemę perdavė nuostabius vaizdus. Acedalijos lygumos rajone buvo rasta objektų, kuriuos ekspertai vadino „Tunelių žeme“arba marsiečių „stikliniais kirminiais“.
„Tunelių“skersmuo kartais siekia 300 metrų, o ilgis - iki 40 km. Vamzdžių galai eina į uolą arba po žeme. Vamzdžiai yra sulenkti, kad atitiktų kraštovaizdį, kartais jungiasi stačiu kampu.
Pasirodo, kad vandenilio įvairaus laipsnio degazavimo procesai būdingi ne tik Žemei, bet ir Marsui bei daugeliui kosminių mūsų visatos kūnų. Išsamus įvairių proceso etapų ir atvejų tyrimas ir palyginimas neišvengiamai lems mūsų Saulės sistemos formavimo permąstymą ir planetų bei jų palydovų raidos fizikos ir istorijos peržiūrą!
Autorius: Igoris Dabakhovas
