Изучение характеристик поверхности (или свойств и процессов поверхности [1] ) является широкой категорией науки о Марсе , которая изучает природу материалов, составляющих поверхность Марса . Исследование развилось из телескопических и дистанционных методов зондирования, разработанных астрономами для изучения поверхностей планет. Однако оно все больше становится субдисциплиной геологии, поскольку автоматизированные космические аппараты приносят постоянно улучшающееся разрешение и возможности инструментов. Используя такие характеристики, как цвет, альбедо и тепловая инерция , а также аналитические инструменты, такие как отражательная спектроскопия и радар , ученые могут изучать химию и физический состав (например, размеры зерен, шероховатость поверхности и содержание горных пород) поверхности Марса. Полученные данные помогают ученым понять минеральный состав планеты и природу геологических процессов, происходящих на поверхности. Поверхностный слой Марса представляет собой крошечную часть общего объема планеты, но играет значительную роль в геологической истории планеты. [2] Понимание физических свойств поверхности также очень важно для определения безопасных мест посадки для космических аппаратов. [3]
Как и все планеты, Марс отражает часть света, который он получает от Солнца. Доля отраженного солнечного света — это величина, называемая альбедо , которая варьируется от 0 для тела, которое не отражает солнечный свет, до 1,0 для тела, которое отражает весь солнечный свет. Различные части поверхности планеты (и атмосферы) имеют разные значения альбедо в зависимости от химической и физической природы поверхности.
На Марсе не видно рельефа с наземных телескопов. Яркие области и темные отметки на картах Марса до космических полетов — все это особенности альбедо. (См. Классические особенности альбедо на Марсе .) Они имеют мало отношения к топографии. Темные отметки наиболее отчетливы в широком поясе от 0° до 40° южной широты. Однако самая заметная темная отметка, Syrtis Major Planum , находится в северном полушарии, за пределами этого пояса. [4] Классическая особенность альбедо Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ) — еще одна заметная темная область, которая лежит к северу от главного пояса. Яркие области, за исключением полярных шапок и переходных облаков, включают Hellas , Tharsis и Arabia Terra . Теперь известно, что яркие области — это места, где поверхность покрыта мелкой пылью. Темные отметки представляют собой области, которые ветер очистил от пыли, оставив после себя отложения темного каменистого материала. Темный цвет соответствует присутствию основных пород, таких как базальт .
Альбедо поверхности обычно меняется в зависимости от длины волны света, падающего на нее. Марс отражает мало света в синем конце спектра, но много в красном и более высоких длинах волн. Вот почему Марс имеет знакомый невооруженным глазом красновато-оранжевый цвет. Но подробные наблюдения показывают тонкую гамму цветов на поверхности Марса. Цветовые вариации дают подсказки о составе поверхностных материалов. Яркие области имеют красновато-охристый цвет , а темные области кажутся темно-серыми. Третий тип областей, промежуточный по цвету и альбедо, также присутствует и, как полагают, представляет собой области, содержащие смесь материала из ярких и темных областей. [5] Темно-серые области можно далее подразделить на те, которые более красноватые и те, которые менее красноватые по оттенку. [6]
Спектроскопия отражения — это метод, который измеряет количество солнечного света, поглощаемого или отражаемого марсианской поверхностью на определенных длинах волн. Спектры представляют собой смеси спектров отдельных минералов на поверхности вместе с вкладами линий поглощения в солнечном спектре и марсианской атмосфере. Выделяя («деконволюционируя») каждый из этих вкладов, ученые могут сравнивать полученные спектры с лабораторными спектрами известных минералов, чтобы определить вероятную идентичность и распространенность отдельных минералов на поверхности. [7] [8]
Используя эту технику, ученые давно знали, что яркие охристые области, вероятно, содержат обильные оксиды трехвалентного железа (Fe 3+ ), типичные для выветренных железосодержащих материалов (например, ржавчины ). Спектры темных областей согласуются с присутствием двухвалентного железа (Fe 2+ ) в мафических минералах и показывают полосы поглощения, указывающие на пироксен , группу минералов, которая очень распространена в базальте. Спектры более красных темных областей согласуются с мафическими материалами, покрытыми тонкими слоями изменений. [9]
Измерение тепловой инерции — это метод дистанционного зондирования, который позволяет ученым различать мелкозернистые и крупнозернистые области на поверхности Марса. [10] Тепловая инерция — это мера того, насколько быстро или медленно что-то нагревается или остывает. Например, металлы обладают очень низкой тепловой инерцией. Алюминиевый противень для печенья, вынутый из духовки, становится холодным на ощупь менее чем за минуту; в то время как керамическая пластина (высокая тепловая инерция), вынутая из той же духовки, остывает гораздо дольше.
Ученые могут оценить тепловую инерцию на поверхности Марса, измеряя изменения температуры поверхности в зависимости от времени суток и подгоняя эти данные к числовым температурным моделям. [11] Тепловая инерция материала напрямую связана с его теплопроводностью , плотностью и удельной теплоемкостью . Каменистые материалы не сильно различаются по плотности и удельной теплоемкости, поэтому изменения тепловой инерции в основном обусловлены изменениями теплопроводности. Твердые поверхности скал, такие как выходы на поверхность, имеют высокую теплопроводность и инерцию. Пыль и мелкий гранулированный материал в реголите имеют низкую тепловую инерцию, поскольку пустоты между зернами ограничивают теплопроводность до точки контакта между зернами. [12]
Значения тепловой инерции для большей части поверхности Марса обратно пропорциональны альбедо. Таким образом, области с высоким альбедо имеют низкую тепловую инерцию, что указывает на поверхности, покрытые пылью и другим мелкозернистым материалом. Темно-серые поверхности с низким альбедо имеют высокую тепловую инерцию, более типичную для консолидированной породы. Однако значения тепловой инерции недостаточно высоки, чтобы указывать на то, что на Марсе распространены широко распространенные выходы пород. Даже более скалистые области, по-видимому, смешаны со значительным количеством рыхлого материала. [13] Данные эксперимента по инфракрасному тепловому картированию (IRTM) на орбитальных аппаратах Viking выявили области высокой тепловой инерции по всей внутренней части Долины Маринера и хаотичной местности, что позволяет предположить, что эти области содержат относительно большое количество блоков и валунов. [14] [15]
Радиолокационные исследования предоставляют множество данных о высотах, уклонах, текстурах и свойствах материалов марсианской поверхности. [16] Марс является привлекательной целью для наземных радиолокационных исследований из-за его относительной близости к Земле и благоприятных орбитальных и вращательных характеристик, которые позволяют хорошо покрывать большие площади поверхности планеты. [17] Радиолокационные эхосигналы с Марса были впервые получены в начале 1960-х годов, и эта технология сыграла жизненно важную роль в поиске безопасной местности для марсианских посадочных аппаратов.
Дисперсия отраженных радиолокационных эхосигналов с Марса показывает, что существует множество вариаций в шероховатости поверхности и уклоне по всей поверхности планеты. Обширные области планеты, особенно в Сирии и Синайской равнине, относительно гладкие и ровные. [18] Плато Меридиана, место посадки марсохода Opportunity , является одним из самых плоских и гладких (в масштабе дециметра) мест, когда-либо исследованных радаром — факт, подтвержденный изображениями поверхности в месте посадки. [19] Другие области показывают высокие уровни шероховатости на радаре, которые не различимы на изображениях, полученных с орбиты. Среднее поверхностное обилие камней размером от сантиметра до метра на Марсе намного больше, чем на других планетах земной группы. В частности, Тарсис и Элизиум показывают высокую степень мелкомасштабной шероховатости поверхности, связанной с вулканами. Эта чрезвычайно грубая местность предполагает наличие молодых потоков лавы `a`a . 200-километровая полоса низкого до нулевого радиолокационного альбедо (область «стелс») пересекает юго-запад Тарсиса. Регион соответствует местоположению формации Медузских ям , которая состоит из толстых слоев рыхлых материалов, возможно, вулканического пепла или лёсса . [20] [21] [22]
Георадарные приборы на орбитальном аппарате Mars Express ( MARSIS ) и Mars Reconnaissance Orbiter ( SHARAD ) в настоящее время предоставляют потрясающие данные эхо-возврата о подземных материалах и структурах на глубине до 5 км. Результаты показали, что полярные слоистые отложения состоят почти из чистого льда с содержанием пыли не более 10% по объему [23] и что изрезанные долины в Deuteronilus Mensae содержат толстые ледники, покрытые мантией из каменистых обломков. [24]
