Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - стр. 26

Рис. 2.11. Поверхность Меркурия (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/ima-ges/browse/mercury/)

Рис. 2.12. Поверхность Венеры (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/captions/venus/)

2.5.4. Кратеры на Венере. Венера окружена очень плотной атмосферой; ее плотность почти в 100 раз превышает плотность атмосферы Земли. Атмосфера Венеры непрозрачна и не позволяет увидеть какие-либо детали ее поверхности в оптическом диапазоне. Защитная роль ее атмосферы от внешнего (космического) воздействия подобна водному океану глубиной 1 км или слою скальных пород мощностью 300 м. Облик поверхности Венеры, выявленный с помощью космических аппаратов «Венера-15» (рис. 2.12), «Венера-16» и «Пионер-Венера», разительно отличается от облика Меркурия. На Венере очень мало кольцевых кратерных структур. На территории 115 млн км^>2, снятой радарной съемкой с высоким разрешением, выявлено всего около полутора сотен кратеров с поперечным размером до 150 км. Но глубина этих кратеров очень мала (несколько сотен метров). Мелкие кратеры с размерами менее 8 км отсутствуют. В связи с тем, что разрешающая способность радарных измерений низка, нельзя сделать окончательного вывода о соотношении вулканизма и космической бомбардировки в формировании ландшафта Венеры.

2.5.5. Кратеры на Марсе. Планета Марс имеет довольно прозрачную и очень разреженную атмосферу, что позволяет видеть поверхность Марса в телескоп с Земли. Детали поверхности Марса изучались в течение столетий. Большая часть марсианской поверхности покрыта яркими областями красно-оранжевого цвета. Имеются также темные образования – их назвали марсианскими морями. Наблюдавшие Марс астрономы иногда видели слабые полосы или линии, пересекающие поверхность. Итальянский астроном Дж. Скиапарелли в 1877 г. нанес на карту эти линии и назвал их «каналами». Наличие каналов породило легенду о существовании марсианской цивилизации. Первые снимки Марса, полученные с космических аппаратов в середине 1960-х гг., показали, что его поверхность изобилует кратерами, в большинстве своем сильно разрушенными и немного напоминающими лунные. Большая часть марсианских кратеров имеет ударное происхождение, хотя имеются и вулканические кратеры. Ударные кратеры (см. рис. 2.13 на вклейке), как правило, имеют следы выглаживания. В целом кратеры на Марсе более мелкие, чем на Луне или Меркурии, но значительно более глубокие, чем на Венере.

Подтверждением того, что в прошлом происходили столкновения малых тел с Марсом, являются находки на Земле метеоритов с Марса (см. рис. 2.14 на вклейке). Расчеты показывают, что только при таких столкновениях возможны выбросы марсианского вещества со скоростями, достаточными для того, чтобы покинуть эту планету.