Исходя из общих геохимических закономерностей о высвобождении воды из планетных недр, подкрепленных теперь явно выраженными признаками вулканической деятельности на всех планетах земной группы, многие исследователи уже давно высказали идею о том, что основные водные массы на Марсе сосредоточены в приповерхностном слое вечной мерзлоты, особенно в слоях наносов и в крупных равнинных бассейнах типа Эллады. Не исключалась даже возможность того, что за счет обычного геотермического температурного градиента внутри этих бассейнов под слоем льда температура может оказаться достаточной для сохранения воды в жидком состоянии. Такое предположение было высказано советскими учеными А.И.Лебединским и В.Д.Давыдовым.
В пользу представлений о существовании на Марсе обширных районов вечной мерзлоты действительно свидетельствует ряд деталей. К ним, в частности, относятся специфические долины с обнажением на их склонах внутренних пустот типа карстовых на Земле. Весьма вероятно, что они образовались при первоначальном обнажении и последующей сублимации ледяных прослоев (линз) и что подобных резервуаров, покрытых сыпучим грунтом, сохранилось на Марсе довольно много. Примерно аналогичную природу могут иметь встречающиеся на планете территории с хаотическим рельефом, содержащие замысловато изломанные блоки горных пород. Они, вероятнее всего, образовались за счет проседания наружных слоев вследствие ухода подповерхностного материала. О районах вечной мерзлоты свидетельствуют также специфические формы выбросов на внешних склонах некоторых кратеров, напоминающие снежные лавины. Происхождение таких конфигураций, не имеющих аналогов на других планетах, можно объяснить плавлением подповерхностного льда при ударе метеорита и стеканием грязевых потоков по склонам образовавшегося кратера.
Обширные области вечной мерзлоты на Марсе дают основание предположить наличие на его поверхности изверженных пород типа палагонитов - стекловатого минерала желто-бурого (или темно-бурого) цвета, встречающегося на Земле в базальтах, диабазах и туфах преимущественно в полярных районах. Палагониты образуются при взаимодействии магмы с водой или при извержении ее сквозь ледовую толщу. Они богаты железом и обеднены кремнием, что как раз подтверждается анализом элементного состава пород на поверхности Марса. Вместе с тем из-за меньшего атмосферного давления марсианские палагониты могут отличаться от земных меньшим содержанием летучих элементов и менее прочной структурой.
При определенных условиях, когда за счет падения метеорита, вулканического извержения или другого местного геотермального источника происходит таяние льда, на поверхности Марса могли бы образовываться (или вскрываться) водные резервуары.
Эту проблему исследовали известный американский планетолог К.Саган вместе с Д.Уоллесом. Их расчеты показали, что испарение очень быстро практически прекращается за счет появления на жидкой поверхности ледяного покрова, достигающего толщины не менее метра. Чем меньше давление атмосферы, тем интенсивнее испарение и тем сильнее охлаждение поверхности за счет высвобождения скрытой теплоты испарения, а значит, толще образующийся слой льда. В конечном итоге толщина ледяного покрова в среднем должна составлять 10-30 метров, что соответствует условиям равновесия между его ростом и сублимацией. Как известно, лед является хорошим теплоизоляционным материалом, и одновременно он достаточно прозрачен для солнечных лучей, которые частично проникают сквозь него и поглощаются в самой водной толще. Вместе с высвобождающейся скрытой теплотой плавления на нижней поверхности льда это препятствует дальнейшему промерзанию резервуара, обеспечивая сохранение в нем жидкой воды.
Все это привело авторов к интересной гипотезе о существовании на Марсе не только обширных водоемов (озер) под слоем вечной мерзлоты, но и о продолжающемся поныне течении рек, скованных ледяным щитом только с поверхности. А если это действительно так, то естественно предположить, что формирование по крайней мере некоторых из наблюдаемых русел происходило непрерывно. Можно было бы возразить, что большинство замерзших рек, вероятно, покрыто песчаными наносами и что в этом случае резко уменьшается как скорость сублимации, так и количество проникающего внутрь тепла, а значит, условие равновесия смещается. Действительно, в таких местах ледяной покров, вероятно, толще, однако вследствие регулярного переноса пыли условия могут изменяться.
Противоположный эффект должен наблюдаться при увеличении инсоляции, приводящей к уменьшению толщины ледяного покрова. На определенных участках поверхности, где промерзание было полным, возможно появление под слоем льда жидкой воды, так что этот слой по существу становится айсбергом. Такая ситуация могла бы, в частности, возникать в приполярных областях вследствие периодического изменения наклона оси вращения Марса относительно плоскости эклиптики. При таянии южной полярной шапки, которая в современную эпоху стаивает почти целиком вследствие заметного эксцентриситета орбиты планеты, обнаруживаются слои, образованные осадочными породами. В этих концентрических наслоениях вокруг полюса различается несколько сот слоев толщиной от единиц до десятков метров, имеющих вид террас. Такие структуры можно объяснить деятельностью ледников полярной шапки при изменении наклона оси планеты, от которого сильно зависит интенсивность их таяния. Предполагается, что последовательные процессы отложения осадков при таянии ледников с образованием "водяных подушек" и айсбергов, частично сглаживавших при своем перемещении неровности рельефа, происходили с периодом в сотни тысяч лет.
Белые полярные шапки Марса - одна из наиболее примечательных черт на диске планеты, хорошо наблюдаемых в телескоп. Аналогичным образом выделялись бы полярные области Земли при наблюдении, например с Марса, особенно - далеко простирающиеся к средним широтам обширные заснеженные пространства северного полушария зимой. Однако до недавнего времени велись споры о том, из чего состоят марсианские шапки - из обычного, водяного льда или твердой углекислоты. Последнее предположение связано с тем, что на полюсах отмечается самая низкая температура поверхности Марса, 148K=-125oC. А это как раз соответствует температуре замерзания углекислоты, из которой преимущественно состоит марсианская атмосфера. Измерения с космических аппаратов показали, что в общем-то правы были защитники как той, так и другой гипотезы, однако в основной своей массе полярные шапки образованы обычным льдом. Оказалось, что интенсивный рост шапок происходит в период с начала марсианской осени до начала весны в соответствующем полушарии за счет конденсации из атмосферы углекислоты. При этом образуется слой сухого льда толщиной в несколько сантиметров, быстро исчезающий с наступлением весны. После этого остается нестаивающая за лето часть, имеющая температуру около -70oC(203K), то есть значительно превышающую температуру замерзания углекислоты. Она-то и состоит в основном из обычного льда, покрываемого, как и прилегающая поверхность, слоем углекислоты в зимнее время. Весьма вероятно, что шапки содержат также обширные включения газовых гидратов - так называемых клатратов, представляющих собой соединения, которые образуются при внедрении молекул углекислого газа (или других газов) в пустоты кристаллической структуры водяного льда. По внешнему виду они напоминают спрессованный снег и хорошо известны прежде всего как побочный продукт при добыче природного газа. На Марсе клатраты, возможно, образуются и в средних широтах ночью, особенно внутри углублений и кратеров, как это было замечено на фотопанорамах "Викингов". С восходом Солнца конденсат быстро сублимирует. Измеренные температуры как раз хорошо соответствует фазовому переходу при образовании и исчезновении клатратов CO2. Тем не менее, окончательного отождествления пока не сделано, поэтому как эти, так и другие обширные белые образования на дне некоторых кратеров, обнаруживаемые на снимках с орбитальных аппаратов, получили пока условное название "белая порода".
Толщина северной полярной шапки может быть сопоставимой с толщиной ледяного панциря Антарктиды, достигающей 4,3 км, а отношение площади этого панциря к площади земной поверхности меньше, чем нестаивающей части шапки к площади поверхности Марса. Но лед Антарктиды содержит свыше 90% запасов всей пресной воды на Земле, и нельзя исключить, что подобный резервуар существует и на Марсе.
Все, что связано с водой на Марсе чрезвычайно важно для понимания общих проблем планетной эволюции. Сейчас о предполагаемых водных резервуарах ученые судят только по косвенным данным, прямых доказательств их существования пока нет. Эти доказательства могут дать только эксперименты.
5.Фобос и Деймос.
Важнейшим критерием для оценок возраста тех или иных структур на поверхности планеты служит число кратеров ударного происхождения в зависимости от их размеров и степени разрушения. Однако в условиях сильной эрозии трудно установить истинную плотность кратеров на Марсе. К тому же плотность кратеров в отдельных районах может быть частично связана с позднейшей вулканической активностью, а не только с возрастом древних форм рельефа. На наиболее сильно кратерированных участках поверхности число кратеров и их распределение по размерам сравнимы со степенью насыщенности лунной поверхности, в то время как на других участках они практически отсутствуют.