Катастрофы в природе: удар из космоса. Факты, причины, гипотезы, последствия

В этой связи в 1968 году учёный и писатель Иван Ефремов отметил: «К физическим исследованиям Земли как планеты, небесного тела примыкает астрофизика. Изучение развития разновозрастных планет, звёзд, метеоритов даёт нам возможность в известной мере восстановить ту часть истории Земли, которая не записана в геологической летописи – слоях земной коры и относится к эпохе начального образования Земли».

Достижения в области информационных технологий и компьютерной визуализации превратили результаты научных исследований в увлекательное шоу, рождая ощущение всемогущества человека в космосе. Тем не менее, это всего лишь булавочные уколы в полотно Вселенной. В ней как и в Солнечной системе надёжных установленных фактов в миллиарды миллиардов меньше того что происходит в реальности.

Меркурий. Это одна из самых малоизученных и самая близкая к Солнцу планета. В 2011—2015 годах на орбите Меркурия находился аппарат NASA «Messenger» (2004). В 1974—1975 годах около планеты три раза пролетал другой американский зонд «Mariner 10» (1973). Целью этой миссии было исследование Венеры и Меркурия с пролётной траектории.

У Меркурия имеется крайне разрежённая газовая оболочка из гелия и собственное магнитное поле. Примерно до 0,7 массы планеты это большое железное ядро радиусом 1,8 тыс. км. Суммарная толщина мантии и коры составляет примерно 800 километров. На планете обнаружены следы по геологическим меркам недавней вулканической активности.

После приобретения сферической формы примерно 4,6 млрд. лет назад начался процесс остывания Меркурия и его объём уменьшился. Из-за этого внешняя каменная оболочка, остывшая быстрее, чем внутренние части планеты начала сжиматься. Это привело к растрескиванию коры планеты и наползанию одного края трещин на другой с формированием чешуйчатой поверхности, когда один слой пород надвинут на другой.

Следы этих движений отчетливо видны на поверхности Меркурия в виде уступов протяженностью в сотни километров и высотой в несколько километров извилистой формы. Лежащий сверху слой похож на застывшую каменную волну.

Поверхность Меркурия, как и спутника Земли – Луны, покрыта многочисленными ударными кратерами. Их число и сохранность свидетельствует о слабом влиянии эндогенных и тектонических процессов на современные ландшафты планеты. Поэтому, следы астероидной и метеоритных бомбардировок относительно хорошо сохранились.

Кратеры на Меркурии варьируют от маленьких впадин, имеющих форму чаши, до многокольцевых ударных кратеров поперечником в сотни километров. Крупнейший на планете ударный кратер это равнина Caloris Planitia (Равнина Жары) заполненный лавой. Его размеры 1525 х 1315 км, а столкнувшееся с Меркурием космическое тело было диаметром не менее ста километров.

Подобно Луне и внутренним планетам Солнечной системы на ранних этапах своего формирования Меркурий обладал поверхностью из жидкой магмы. Из-за этого более лёгкий графит накопился в его первоначальной коре, а потом оказался под вулканическими породами. При метеоритных и астероидных ударах графит выбивается из кратеров с образованием тёмных пятен на поверхности планеты.

Венера. Исследование этой планеты позволяет совершить путешествие в прошлое Земли. Масса Венеры составляет 81% от земной при сопоставимом диаметре в 12 тыс. км. Она раскалена, и средняя температура на поверхности планеты составляет +460 градусов Цельсия с небольшими суточными колебаниями.

Плотная раскалённая атмосфера с облаками из серной кислоты не позволяет вести наблюдения её поверхности в оптическом диапазоне электромагнитных волн. Поэтому используются методы радарной съёмки в радио – и микроволновом диапазонах и, частично, в инфракрасной области спектра. Поэтому сравнительно с Марсом о строении поверхности Венеры известно мало.

Ударные кратеры на Меркурии, Марсе, Венере и астероиде (4) Vesta.

К 2016 году исследованием Венеры занималось тридцать космических аппаратов. От первой неудачной миссии советской «Венера-1» (1961) до находящейся на её орбите японской станции «Akatsuki» (2010). В конце 2015 года её удалось вывести с солнечной орбиты на эллиптическую орбиту Венеры.

Зонд «Akatsuki» предназначен для изучения атмосферы планеты, поиска признаков вулканической активности и геологических исследований. Он имеет пять фотокамер для получения изображений в диапазоне от инфракрасного до ультрафиолетового излучения. Ожидается, что работа зонда даст более подробную информацию о рельефе и происходящих на Венере процессах. В 2016 году «Akatsuki» передал снимки кислотных облаков и некого подвижного образования в форме лука в атмосфере планеты.

Первая карта венерианской поверхности составлена Геологической службой США (United States Geological Survey, USGS) в 1980 году по данным радиозондирования со станции «Pioneer Venus Orbiter» (1978—1992). Более подробная карта 98% поверхности планеты составлена NASA по данным зонда «Magellan» (1989—1994).

Важный вклад в изучение Венеры внесли две миссии NASA «Pioneer Venus Orbiter» (1978) и «Pioneer Venus Multiprobe» (1978) с четырьмя спускаемыми аппаратами. Первый зонд проработал до августа 1992 года и произвёл радиолокационное картографирование поверхности планеты. Затем спускаемые аппараты определили состав венерианской атмосферы.

В атмосфере планеты обнаружены водяные пары и высокая концентрация молекулярного кислорода. Это указывает на наличие значительного количества воды в геологическом прошлом планеты. Температура верхних слоёв атмосферы оказалась ниже, чем подстилающих, что подтверждало гипотезу о парниковом эффекте на Венере.

Около 17% поверхности планеты занимают равнины и примерно 90% покрыто застывшей базальтовой лавой с обширными возвышенностями, из которых крупнейшие это Земля Афродиты и Земля Иштар. По размерам они сопоставимы с земными материками. Горы Максвелла на Земле Иштар возвышаются на одиннадцать километров. Максимальная разница высот венерианского рельефа составляет около тринадцати километров и, примерно 51% поверхности Венеры расположено в интервале высот ±500 метров от среднего радиуса планеты в 6052 км.

Условия на поверхности Венеры одни из наиболее агрессивных в Солнечной системе. Олово, свинец и цинк находятся здесь в жидком состоянии, а на поверхности планеты атмосферное давление соответствует давлению на километровой глубине в земном океане. Всё это затрудняет исследование Венеры спускаемыми аппаратами. Рекорд продолжительности функционирования на поверхности Венеры установлен в 1982 году советским аппаратом «Венера-13», который смог проработать в токсичной и раскалённой среде планеты чуть больше двух часов.

Значительная часть поверхности Венеры формируется вулканическими процессами. На это указывают обнаруженные радиозондированием её следы. Лавовые потоки здесь достигают сотен километров в длину и десятков километров в ширину. Более 90% поверхности покрыто лавой, поэтому возраст значительной части поверхности Венеры составляет всего около пятиста миллионов лет.

Активный вулканизм образовал цепи горных массивов, рифтовых долин и равнин с образованием характерной формы рельефа – тессер, что в переводе с греческого означает «черепица», занимающих 8% венерианской поверхности. Это возвышенности и нагорья размером от сотен до тысяч километров. Они пересекаются в различных направлениях системами хребтов и разделяющих их желобов-долин.

На планете обнаружены тысячи древних вулканов, ударные кратеры и другие формы рельефа. Самая высокая и крупная венерианская горная система, возвышающаяся до 11 километров это Maxwell Montes. На её северо-восточном склоне расположен один из самых больших ударных кратеров на Венере. Это впадина Клеопатра диаметром более ста километров и глубиной до 2,5 километров. Ударных кратеров на Венере обнаружено относительно немного – около одной тысячи диаметром от двух до 270 километров.

Венера не имеет астеносферы, поэтому деформация её поверхности связана с конвекционными перемещениями вещества в мантии. Эти процессы сформировали протяженные, шириной до нескольких сотен километров разломы с оперяющими трещинами, где происходит опускание венерианской коры.

Области рифтов представляют собой группы впадин от десятков до сотен метров шириной и протяженностью в тысячу километров. Как правило, они связаны с крупными вулканическими образованиями в виде куполов. Это области Атлы, Беты или Эйстлы которые возможно являются выходом магматических плюмов на поверхность.

На Венере продолжается вулканическая деятельность. В 2014 году аппарат ESA «Venus Express» (2005) обнаружил вулканическую активность в районе каньонов Ганики. Крупнейший вулкан Maat Mons возвышается на восемь километров над своим подножьем диаметром 600 километров. Это самый высокий вулкан и вторая по высоте возвышенность на Венере.

Предполагается, что 300—500 миллионов лет назад на Венере произошло полное обновление коры за счет перекрытия её верхних слоёв мантийным веществом. Продолжающейся распад радиоактивных элементов приедёт к новому периоду глобального вулканизма, и мантийное вещество вновь накроет поверхность планеты, образует новые и скроет старые элементы рельефа.

Марс. Исследования этой планеты позволяют совершить путешествие в будущее Земли. Сравнительно с другими планетами и спутниками Марс исследован наиболее детально. К середине 2016 года на поверхности планеты находилось два американских робота. С их помощью сделаны важные открытия. Одним из них было обнаружение схожести геологических процессов и формирования атмосферы на Земле и Марсе. Однако в отличие от Земли их активная фаза закончилась очень давно.

К середине 2016 года на орбите Марса находилось пять зондов. Три американских: «Mars Odyssey» (с 2001), «Mars Reconnaissance Orbiter» (с 2006), «MAVEN» (с 2014). По одному от Европейского космического агентства «Mars Express» (с 2003) и от Индии «Мангальян» (Mars Orbiter Mission, с 2014). На поверхности планеты действовали американские марсоходы «Opportunity» (с 2004) и «Curiosity» (с 2012). На подлёте к Марсу находилась русско-европейская станция «ExoMars-2019» с орбитальным зондом TGO (Trace Gas Orbiter) и демонстрационным десантным модулем «Schiaparelli».

С 2006 года поверхность Марса сканируется зондом NASA «Mars Reconnaissance Orbiter» (MRO) запущенного в 2005 году. Обладая уникальными научными инструментами, он выполнял исследования рельефа, стратиграфии, минерального состава, воды и погоды Марса. Были обнаружены залежи стекла, следы жидкой воды, по данным фотосъёмки удалось сопоставить марсианские ландшафты с земными. Оказалось, что характер их формирования достаточно схож – от глубинных тектонических процессов до ветровой и водной эрозии.

По геологическим меркам сравнительно недавно около 370—375 тысяч лет назад на Марсе завершился ледниковый период, и температура начала расти. Для него характерны примерно такие же цикличные колебания температуры, как и те, что происходили на Земле. Однако колебания марсианской температуры выражены более контрастно. На месте работы марсоходов зарегистрированы изменения температуры за сутки от +3 до -91 градуса по Цельсию, а колебания атмосферного давления составляли 10—12%.

Ось вращения Марса наклонена в плоскости эклиптики почти как на Земле, однако у него угол наклона вращения не оставался постоянным. Он сильно изменялся, что приводило к значительному изменению количества солнечной энергии поступающей на марсианскую поверхность и, соответственно, температурного режима планеты в историческое время.

В прежние времена Марс был более влажным, а температура выше. На поверхности происходила сильная ветровая эрозия. Поскольку на планете возникают мощные песчаные бури, то под их воздействием за многие миллионы лет в центральных частях марсианских кратеров образовались курганы высотой более полутора километров.

В 2013 году марсоходом «Curiosity» добыта первая проба твёрдой породы грунта в кратере Гейла. В 2015 году удалось установить, что на Марсе около 3,6 миллиардов лет назад вода была в жидком состоянии. В ней содержались необходимые для жизни химические элементы, такие как углерод, водород, кислород, азот и сера. Лёд с примесью силикатов составляет основную массу полярных шапок Марса. Они содержат примерно до трёх миллиардов кубометров льда.

Поверхность Марса в основном представляет собой пыле-песчаную пустыню с каменными россыпями, потухшими вулканами, схожими с руслами высохших рек каньонами и ударными кратерами. Здесь обнаружены грандиозные геологические образования, превышающие по размерам всё, что есть на Земле.

Сравнение ударных кратеров на планетах и спутниках Солнечной системы.

Ширина системы каньонов Valles Marineris достигает двухсот километров, а её протяженность – более четырёх тысяч километров, с максимальной глубиной в одиннадцать километров. Другим грандиозным геологическим образованием и наиболее крупным в Солнечной системе, является вулкан Олимп. Его высота от основания диаметром около 540 километров составляет 21,2 километра, Протяженность вулканической кальдеры составляет 85 километров при ширине 60 и глубине в три километра.

Миллиарды лет назад на рельеф Марса могло оказать падение предполагаемого третьего его спутника. Крупнейший полярный бассейн Северный занимающий примерно 40% его поверхности возможно результат этого столкновения. Теоретически подобная судьба уготована и другому спутнику – Фобосу. На его поверхности обнаружены следы разрушающего приливного воздействия Марса.

Приливное воздействие Марса замедляет движение Фобоса и в будущем приведёт к его падению на него или разрушению с образованием планетного кольца. Сейчас спутник приближается к своей планете на 1,8 метра за столетие, и падение произойдет через 43 миллиона лет. Ещё до него через 10—11 миллионов лет Фобос разрушится на части. Самый крупный ударный кратер на спутнике – Stickney диаметром 9 км.

В 2008 году с зонда «Mars Reconnaissance Orbiter» впервые удалось запечатлеть обвал обширного участка марсианского склона. Он произошёл в районе на крутом склоне, где перепад высот составляет около семидесяти метров. С приходом весны склон прогрелся, что и привело к образованию обвала.

На Марсе отмечены своеобразные сезонные «вскипания» поверхности с возникновением контрастных полос и холмов. Они связаны с потоками воды, активизирующейся при повышении температуры в условиях низкого марсианского давления, что и приводит к перемещению песчаных масс.

Первые сейсмические наблюдения на Марсе проведены спустя сто лет после Великого противостояния 1877 года, когда американский астроном Асаф Холл (Asaph Hall) открыл оба спутника Марса. Планировалась работа двух сейсмических станций летевших на космических аппаратах «Viking». Однако первый сейсмометр при посадке на гигантской низменности – равнине Chryse не смог распаковаться, и включить электропитание. Зато второй, на равнине Утопия проработал в течение 19 земных месяцев, с 4 сентября 1976 года по 3 апреля 1978 года.

6 ноября 1976 года впервые удалось записать марсотрясение с магнитудой около трёх по шкале Рихтера. Однако общие результаты марсианских наблюдений оказались менее результативны, чем на Луне. Видимо только в будущем удастся найти ответы на вопросы о внутреннем строении четвёртой планеты.

В 2016 году обнаружены масштабное перераспределение осадочных пород ближе к краю обширной северной равнины Vastitas Borealis. Они объясняются двумя цунами, вызванными возможным падением астероидов в марсианский океан примерно три миллиарда лет назад.

Фобос и ударный кратер Stickney на нём диаметром 9 км. Внутри него находится ещё один кратер диаметром 2 км. Внизу карта спутника Марса с многочисленными ударными кратерами.

Плутон. Эта самая удалённая от Земли малая планета в основном состоит из силикатных пород на 50—70% и льда на 30—50%. Его масса в шесть раз меньше массы Луны, а объём меньше в три раза. У Плутона есть разряженная атмосфера из азота с примесью метана и угарного газа. Её образование связано с испарением льда с поверхности планеты, которая отличается сильной неоднородностью.

Первыми изображениями поверхности Плутона стали карты яркости, построенные по данным наблюдений его затмений спутником Хароном (1985—1990). Общее представление о его поверхности получены американским зондом «New Horizons» (2006).

Поверхность планеты отличается разнообразием форм рельефа. Это провалы, кратеры и долины. Через северное полушарие Плутона на тысячу километров простирается гладкая равнина Спутник. Она окружена горами изо льда в несколько километров высотой, а крупные ледники стекаются на равнину с севера. Предположительно она образовалась от столкновения Плутона с астероидом, кратер которого затем заполнили замёрзшие газы.

Поверхность равнины пересечена множеством борозд, которые делят её на ячейки – многоугольники размером в десятки километров. Их образование связывается с внутренним теплом Плутона нагревающего азот, что приводит к изменению его вязкости и всплытию.

Охлажденный на поверхности газ снова опускается и, тем самым, происходит своеобразный круговорот замёршего газа со скоростью несколько сантиметров в год. Из-за этого на равнине не обнаружены ударные кратеры – поверхность ячеек многократно обновляется, и за сотни тысяч лет успевает скрыть следы астероидных и метеоритных ударов. По данным компьютерного моделирования скорость движения льда составляет несколько сантиметров в год.

На Плутоне обнаружено тёмное высокогорье Krun Macula высотой до 2,5 километров. Оно окружено оврагами округлой формы протяженностью от 8 до 13 километров и глубиной до 2,5 километров. За пределами равнины Спутник расположены глубокие долины протяженностью более 40 км, шириной до 20 км и до трёх километров глубиной. Из водяного льда состоят окружающие равнину горы высотой до пяти километров.