VI Международная студенческая научная конференция Студенческий научный форум - 2014

Космическая геодезия – раздел геодезии, предметом изучения которого стали: теории движения искусственных и естественных небесных тел; способы их наблюдения, математической обработки и определения орбит; обоснование требований к геодезическим спутникам в отношении параметров их орбит, а также к расположению станций наблюдения и их техническому оснащению; интерпретация результатов наблюдений и их обработки. Космическая геодезия, являясь одним из новых и наиболее перспективных разделов геодезии, освоила весь арсенал современных измерительных средств, предоставляемых современной физикой и техникой. При этом обработка результатов измерений и большего объема информации возможна лишь с использованием самых современных ЭВМ.

Основными задачами космической геодезии являются:

1. Определение в пространственной геодезической системе координат с началом в центре масс Земли положения центра референц - эллипсоида.

2. Определение и в дальнейшем уточнение координат пунктов в абсолютной системе, отнесенной к центру масс Земли, создание и поддержание, с требуемой точностью, единой мировой геодезической сети.

3. Определение с высокой точностью взаимного положения пунктов в некоторой геодезической системе координат.

4. Установление связи между различными геодезическими системами.

5. Изучение фигуры Земли, Луны, планет солнечной системы, их внешних гравитационных полей, уточнение фундаментальных геодезических постоянных.

Характеристика Марса

Орбита Марса вытянута, поэтому расстояние до Солнца меняется в течение года на 21 млн км. Расстояние до Земли также не постоянно. В Великие противостояния планет, происходящие один раз в 15-17 лет, когда Солнце, Земля и Марс выстраиваются в одну линию, Марс максимально приближается к Земле на 50-60 млн км. Последнее Великое противостояние было в 2003 г. Максимальная удаленность Марса от Земли достигает 400 млн км.

Год на Марсе почти вдвое длиннее земного — 687 земных дней. Ось наклонена к орбите — 65^°, что ведет к смене времен года. Период вращения вокруг своей оси равен 24,62 ч, т. е. всего на 41 мин больше периода вращения Земли. Наклон экватора к орбите почти как у Земли. Это значит, что смена дня и ночи и смена времен года на Марсе протекает почти так же, как на Земле.

По расчетам, ядро Марса имеет массу до 9 % массы планеты. Оно состоит из железа и его сплавов и пребывает в жидком состоянии. Марс имеет мощную кору толщиной 100 км. Между ними находится силикатная мантия, обогащенная железом. Красный цвет Марса как раз и объясняется тем, что его грунт наполовину состоит из окислов железа. Планета как бы «проржавела».

Небо над Марсом темно-фиолетовое, и яркие звезды видны даже днем в спокойную тихую погоду. Атмосфера имеет следующий состав (рис. 46): углекислый газ — 95 %, азот — 2,5, атомарный водород, аргон — 1,6 %, остальное — водяные пары, кислород. Зимой углекислота замерзает, превращаясь в сухой лед. В атмосфере встречаются редкие облака, над низинами и на дне кратеров в холодное время суток стоят туманы.

Рис.1. Состав атмосферы Марса

1.Параметры атмосферы

Поверхностное давление (bar): 6.36 mb (варьируется от 4 до 8,7 mb в зависимости от мезона)

Плотность атмосферы около поверхности (кг/м³): 0,020

Высота атмосферы (км): 11,1

Средняя температура (k): - 55 C

Температурный диапазон: -133С - +27С

Среднее давление атмосферы на уровне поверхности около 6,1 м/бар. Это в 15 000 раз меньше, чем на Венере, и в 160 раз меньше, чем у поверхности Земли. В самых глубоких впадинах давление достигает 12 м/бар. Атмосфера Марса сильно разряжена. Марс — холодная планета. Самая низкая зарегистрированная температура Марса -139 °С. Для планеты характерен резкий перепад температур. Амплитуда температур может составлять 75-60 °С. На Марсе есть климатические пояса, подобные земным. В экваториальном поясе в полдень температура поднимается до +20-25 °С, а ночью падает до -40 °С. В умеренном поясе утром температура составляет 50-80 °С.

Предполагают, что несколько миллиардов лет назад на Марсе была атмосфера плотностью 1-3 бар. При таком давлении вода должна находиться в жидком состоянии, а углекислый газ — испаряться, и мог возникнуть парниковый эффект (как на Венере). Однако Марс постепенно терял атмосферу из-за своей малой массы. Парниковый эффект уменьшался, появились вечная мерзлота и полярные шапки, которые наблюдаются и поныне.

На Марсе находится самый высокий вулкан Солнечной системы — Олимп. Его высота 27 400 м, а диаметр основания вулкана достигает 600 км. Это потухший вулкан, который, вероятнее всего, около 1,5 млрд лет назад извергал лаву.

Общие характеристики планеты Марс

Средняя орбитальная скорость, км/с

24,13

Масса (Земля = 1)

0,1074

Масса, кг

6,4185- К)²³

Экваториальный радиус (Земля = 1)

0,532

Экваториальный радиус, км

3396.9

Полярный радиус, км северный южный

3376.2 3382,6

Средняя плотность, г/см³

3,933

Наклонение экватора к орбите, град.

25,19

Число спутников

2

У Марса два спутника — Деймос и Фобос. Предположение о существовании у Марса двух спутников высказал в 1610 г. немецкий математик, астроном, физик и астролог Иоганн Кеплер (1571 — 1630), открывший законы движения планет. Однако открыты спутники Марса были только в 1877 г. американским астрологом Асафом Холлом (1829-1907)[1].

2. Внутреннее строение. Рельеф

Подобно поверхности Луны и Земли, поверхность Марса характеризуется четко выраженной асимметрией. Если северное полушарие представлено пониженными равнинными поверхностями (более молодыми), находящимися на 1 - 3 км ниже нулевого уровня, то южное - сильно кратерированными возвышенностями (более древними), находящимися на 2 - 4 км выше нулевого уровня (рис. 1.). Граница между этими полушариями в общем представляет собой окружность, наклоненную к экватору под углом 35°. Разновысотность уровней двух полушарий Марса и морфологические различия их поверхностей определили четко выраженную дихотомию планеты. Граница между этими макрообразованиями поверхности подчеркивается глобальным уступом (высотой около 2 км), разрушение которого эндогенными и экзогенными процессами и привело к формированию обширной (от 100 до 500 км) переходной зоны. С юга на север в этой зоне наблюдается смена морфологических особенностей рельефа от ненарушенных кратерированных возвышенностей через останцовые возвышенности, разделенные пересекающимися линейными участками равнин, к сглаженным равнинам, осложненным более мелкими, редко разбросанными платообразными останцами и холмами.

Самые высокие районы Марса представлены двумя крупными возвышенностями, расположенными на стыке разновысотных уровней поверхности северного и южного полушарий. Это гигантская область плато Фарсида*, которое поднимается над окружающей поверхностью на 6 км и протягивается на 4000 км с севера на юг и на 3000 км с востока на запад. Главная особенность этой возвышенности - наличие трех гигантских вулканов с абсолютной высотой до 27 км и поперечником 300 - 400 км (горы Фарсида). На северо-западном крае возвышенности расположена крупнейшая вулканическая структура планеты - гора Олимп, высотой 27 км и диаметром основания 600 км. Вторая возвышенность, расположенная в области равнины Элизии, имеет поперечник 1500 км и поднимается над окружающими равнинами на 4 - 5 км. Так же, как и область Фарсида, район Элизии характеризуется крупными вулканическими структурами и лавовыми покровами.

Рис.2. Западное полушарие

Рис.3. Восточное полушарие

Рис. 4. Гипсометрическая карта Марса

С запада и востока к области Фарсида примыкают два пониженных района с меридиональным простиранием. На западе - это равнина Амазония (5 - 35° с.ш., 150 - 170° з.д.), поверхность которой совпадает с нулевым уровнем планеты, а на востоке - резко выраженная депрессия, так называемый трогXpиca, протянувшаяся более чем на 5000 км от северного края равнины Аргир (40° ю.ш., 35° з.д.) до Ацидалийской равнины (40° с.ш., 35° з.д.). Самые низкие участки этой депрессии расположены на 2 - 3 км ниже нулевого уровня. В приэкваториальной зоне Марса находится гигантская система рифтообразных депрессий, названная долинами Маринер. Эта система имеет субширотное простирание и рассекает восточное крыло плато Фарсида. Общая длина долин Маринер превышает 4000 км при максимальной ширине около 700 км и глубине до 7 км. В пределах сильно кратеризованных возвышенностей южного полушария расположены крупнейшие на планете круговые депрессии (поперечником около 1000 и 2000 км): равнина Аргир и равнина Эллада. Отдельные участки равнины Эллада лежат на 4 км ниже нулевого уровня планеты и на 6 - 7 км ниже поверхности окружающих возвышенностей. Максимальный перепад высот на планете достигает 30 км.

Согласно результатам фотогеологического изучения Марса, проведенного американскими планетологами по снимкам с «Маринера-9» и «Викинга-1 и -2», многообразие марсианских ландшафтов может быть охарактеризовано 14 типами, соответствующими специфическим типам геологических формаций. Наиболее распространены в различной степени кратерированные равнинные местности и материковые возвышенности. Помимо них, на Марсе существуют вулканические сооружения и равнины, хаотические и холмистые, горные, «изъеденные» и бороздчатые местности, области каньонов и долин, полярные слоистые местности и т.п. Мы не будем рассказывать о каждом из этих типов, которые часто формировались под влиянием различных геологических процессов, а охарактеризуем главные марсианские образования по принципу их происхождения.

На Марсе, как на Луне и Меркурии, широко распространены кратеры, образованные ударами о его поверхность метеоритов, астероидов и комет. Облик большей части южного полушария Марса определяют относительно крупные кратеры (диаметром более 15 км) и кольцевые кратерные бассейны, сформировавшие сильно кратерированные местности - аналоги лунных материков (рис. 5). Однако в отличие от них в кратерированных местностях Марса доля относительно ровной межкратерной поверхности заметно выше. Это связано с тем, что на ранних стадиях геологической истории Марса в пределах сильно кратерированных местностей были широко развиты равнинообразующие процессы.

Рис. 5. Сильно кратерированиая поверхность южного полушария Марса в районе долины Маадим. Фотомозаика снимков «Викинга-1»

Вулканы Марса поражают своими масштабами. Горы Олимп, Арсия, Павлина и Аскрийская (область Фарсида) достигают в основании многих сотен километров. Самый крупный вулкан на Марсе - гора Олимп - имеет поперечник около 600 км и поднимается над своим основанием на 27 км. Почти по всему периметру основания этого вулкана прослеживается уступ высотой в несколько километров, что отличает этот вулкан от других марсианских вулканов.

Марс - это поистине царство Эола. На его поверхности обнаружены многочисленные признаки ветровой деятельности, выразившейся в формировании значительных по площади областей эоловой аккумуляции и дефляции. Эоловая аккумуляция на Марсе - это многочисленные дюны, обширные районы эоловых покровов и своеобразные эолово-гляциальные образования - слоистые отложения вокруг северной полярной шапки, характеристика которых более подробно будет дана дальше.

На Марсе обнаружены разнообразные типы долин, имеющие большое морфологическое сходство с долинами земных рек и свидетельствующие в пользу того, что когда-то, в геологическом прошлом, на поверхности планеты происходила флювиальная деятельность. Развитие одних долин, вероятно, связано с таянием мерзлоты, генезис других менее очевиден. К первому типу флювиальных образований отно-сятся крупнейшие долины эрозионного типа (Мангала, Маадим, Арес, Нергал и Касэй) - изолированные образования длиной 1000 - 2000 км и шириной от 100 - 150 до 20 - 50 км, не связанные с другими долинами и друг с другом (хотя все они находятся главным образом в древнейших сильно кратерированных местностях экваториальной и приэкваториальной зон). Мелкие дендритовидные и склоновые овражно-бороздчатые формы, длиной менее 150 км и шириной от 1 до 10 км, также имеют локальный характер распространения

Большинство обнаруженных признаков проявления мерзлоты в рельефе Марса - результат нарушения криогенных толщ эндогенными и экзогенными процессами на разных этапах его геологической истории. Результаты геологического исследования Марса, проведенного по космическим снимкам, показывают, что начиная с ранних периодов (примерно 3,5 млрд. лет назад), наряду с интенсивной вулканической активностью лик планеты формировали и потоки воды. При извержении вулканов мерзлота временно разрушалась в различных районах планеты и вода эпизодически высвобождалась из криолитосферы на поверхность. А это, в свою очередь, приводило к развитию водной эрозии, следы которой прекрасно сохранились до настоящего времени в виде крупных и мелких долин и русел. Можно считать, что мерзлота на Марсе как планетарное явление сформировалась на ранних этапах его теологической истории. Об этом свидетельствуют не только постоянные полярные шапки, но и многие формы рельефа, подобные тем, которые формируются в зонах мерзлоты на Земле.

Относительно низкая плотность Марса по сравнению с другими планетами земной группы указывает, на то, что его ядро, возможно, содержит относительно большую долю серы и железа (железо и сульфид железа).

У Марса, так же как и у Меркурия и Луны нет активных тектонических пластов в настоящее время, нет никаких признаков последнего горизонтального движения поверхности. На Земле свидетельством этого движения являются складчатые горы[2].

3. Исследование Марса искусственными спутниками и космическими аппаратами

Марс был известен с доисторических времен. Планета была тщательно изучена с помощью наземных обсерваторий.

Первый космический корабль, который посетил Марс, был Mariner 4 (США) в 1965 году. За ним последовали другие, так Марс-2 (СССР), - это первый космический аппарат, который приземлился на Марсе, за ним последовали два корабля Viking (США) со спускаемыми аппаратами в 1976 году.

Затем последовал 20 летний перерыв в запусках кораблей на Марс и 4 июля 1997 года успешно приземлился аппарат MarsPathfinder

В 2004 году на марсе приземлился планетоход "Opportunity", который провел геологические исследования и отправил на Землю множество снимков.

В 2008 году космический модуль Phoenix приземлился на северных равнинах Марса, для поиска воды.

Затем на орбиту Марса были отправлены три орбитальные станции MarsReconnaissanceOrbiter , MarsOdyssey и MarsExpress, которые в настоящее время находятся в эксплуатации.

Космический аппарат MSL Curiosity (CIF) 6 августа 2012, успешно совершил посадку на Марс. Трансляция посадки велась в прямом эфире на сайте NASA. Аппарат приземлился в заданном районе - в кратере Гейла.Марсоход "Кьюриосити" (от английского "любопытство", "любознательность") был запущен с Земли 26 ноября 2011 года. Он является крупнейшим роботизированным аппаратом за всю историю исследования Марса - его масса составляет более 900 килограмм.Одна из главных задач "Кьюриосити" - анализ химического состава грунта на поверхности и на небольшой глубине. Среди его аналитических инструментов имеются квадрупольный масс-спектрометр, газовый хроматограф и рентгеновские спектрометры. Кроме того, он оснащен созданным в России нейтронным детектором DAN, предназначенным для поиска льда под поверхностью планеты.

В настоящее время нет признаков текущей вулканической активности. Тем не менее, данные космического аппарата MarsGlobalSurveyor показывают, что Марс очень вероятно имел тектоническую активность когда-то в прошлом.

Существует очень четкое свидетельство эрозии во многих местах на Марсе, в том числе крупных наводнений и небольших речных систем. В прошлом на поверхности планеты была какая-то жидкость.

На Марсе, возможно, были моря, и даже океаны, аппарат MarsGlobalSurveyor передал очень четкие снимки слоистой системы грунта. Это скорее вызвано наличием жидкости в прошлом. Возраст эрозии каналов оценивается примерно в 4 миллиарда лет.

MarsExpress в начале 2005 года прислало изображение высохшего моря (рис.6), которое было наполнено жидкость совсем недавно, возможно 5 миллионов лет назад.

Рис.6. Изображение высохшего моря

Телескопические наблюдения показали, что Марс имеет постоянные шапки на обоих полюсах, они видны даже с помощью небольшого телескопа. Они состоят из водяного льда и твердой углекислоты ("сухого льда"). Ледяные шапки обладают слоистой структурой с чередующимися слоями льда и различной концентрацией темной пыли.

Космическим кораблем Viking (США) со спускаемых аппаратов были проведены исследования для определения существования жизни на Марсе. Результаты были несколько неоднозначные, но большинство ученых в настоящее время считают, что у них нет никаких доказательств существования жизни на Марсе. Оптимисты отмечают, что только два крошечных образца грунта были проанализированы, и не из самых благоприятных мест.

Большие, но не глобальные, слабые магнитные поля существуют в различных регионах Марса. Это неожиданное открытие было сделано MarsGlobalSurveyor через несколько дней после того, как он вышел на орбиту Марса. Возможно, это остатки ранее глобального магнитного поля.

Если магнитное поле было на Марсе, то становится более вероятным существование жизни на нем[3].

4. Глобальная тектоника плит Марса

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 разных 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 несутна 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 видеконусов 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[5].

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^ (этавыдвинутая 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 называемыхрифтовых 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 скоростьювеличина рассчитана теоретически на основании средней плотности и модели внутреннего строения планеты). Для плотности материков Марса Хартманнпринял 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 получает4 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 кратерамиравнины, 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 [3].

Литература

1. Маров М.Я. Планеты Солнечной системы.- М.: Наука, 1986.

2. Томилин А. Небо Земли.

3. World Wide Web. http://www.mars.sgi.com.

4. Курошев Г.Д. Космическая геодезия и глобальные системы позиционирования. Учебное пособие. – СПб. : Изд-во С.- Петерб. ун-та,2011.

5.Жарков В.Н. Внутреннее строение Земли и планет. М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1983.

 

Код для цитирования: Скопировать