Планета Марс

Бронштэн Виталий

В 1976 г. приборы спускаемых аппаратов американских станций "Викинг" показали, что в атмосфере Марса содержится около 1-2% аргона и 2-3% азота, а 95% приходится на долю углекислого газа.

Особенно много усилий предпринимали астрономы с начала XX в., чтобы обнаружить два газа, важных для жизни на любой планете: кислород и водяной пар. В 1900-х годах В. Слайфер и Ф, Бери на обсерватории Ловелла пытались обнаружить оба газа по усилению их полос в спектре Марса по сравнению со спектром Луны, находящейся на той же высоте над горизонтом (это необходимо для того, чтобы поглощение в земной атмосфере было в обоих случаях одинаковым). Американским ученым показалось, что полосы усилены, и они даже объявили, что кислород и водяной пар обнаружены.

Начиная с середины 20-х годов поисками кислорода

в атмосфере Марса занялись астрономы обсерватории Маунт Вилсои в США У. Адаме и Т. Дэнхем. Они использовали для этой пели эффект Доплера; при приближении планеты к нам все линии в ее спектре сдвигаются к фиолетовому концу, при ее удалении-к красному концу. В 1934 г. наблюдения проводились на крупнейшем в то время телескопе мира- 100-дюймовом рефлекторе, снабженном дифракционным спектрографом. Были выбраны моменты, когда Марс приближался к Земле со скоростью 14 км/сек и когда он удалялся со скоростью 12,5 км/сек. Детальная обработка спектрограмм не обнаружила даже небольшого изменения профилей теллурических линий кислорода, которые можно было бы приписать марсианской компоненте. Отсюда Дэнхем сделал вывод, что количество кислорода в атмосфере Марса не может превышать 0,15% от его содержания в атмосфере Земли. В переводе на абсолютные единицы это давало как верхний предел 2,5 м-атм.

Длительное время оценка Дэнхема была единственной. Она вошла во все учебники и популярные книги по астрономии того времени. Но, увы, многие трактовали ее превратно, утверждая, что Дэнхем обнаружил кислород на Марсе в количестве 2,5 м-атм. На самом деле он его не обнаружил и на основании этого вывел свою оценку верхнего предела содержания этого газа,

Спустя двадцать лет, в 1956 г., американский астроном Р. Ри^^дсон на том же 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт Вилйон и супруги Кисе и Корлисс на горизонтальном телескопе со спектрографом (Гавайские острова) повторили попытку обнаружить кислород и водяной пар в спектре Марса и снова получили отрицательный результат. В 1964 г. X. Спинрад, Г. Мюнч и Л. Каплан, повысив точность наблюдений, получили (из тех же соображений, что и Т. Дэнхем за 30 лет до них) верхний предел содержания кислорода 70 см-атм.

Лишь в 1968 г. М Белтону и Д. Хантену удалось обнаружить в атмосфере Марса признаки молекулярного кислорода по полосе А в красной части спектра. Они оценили его содержание в 20 см-атм, т. е. в 8000 раз меньше, чем в земной атмосфере. Если эта оценка верна, то доля кислорода в марсианской атмосфере составляет 0,3%.

В конце 1971 г. две группы американских астрономов независимо измерили содержание молекулярного кислорода в атмосфере Марса по появлению доплеровских "спутников" у полосы А. Количество кислорода было найдено 10 см-атм или 0,13% по отношению к СОа. Одновременно "Маринер-9" обнаружил линии атомарного кислорода в ультрафиолетовой части спектра.

Не менее драматичной была история поисков в атмосфере Марса водяного пара. Оптимистичные выводы исследователей 20-х гг. сменились отрицательным результатом Адамса и Дэнхема, которые нашли в 1937- 1941 гг., что верхний предел содержания водяного пара в атмосфере Марса не превосходит 40 микрон осажденной воды. Иначе говоря, если бы весь водяной пар, содержащийся в марсианской атмосфере, пролился дождем на поверхность планеты, то слой осадков составил бы 40 микрон,

Многие ученые пытались подсчитывать содержание водяного пара теоретически, исходя из наличия на Марсе утренних туманов (Г. Юри), скорости испарения полярных шапок и образования ледяных кристаллов (А. Н, Лебединский и Г. И. Салова), геохимических процессов с участием воды (Дж, Адамчик) и др. Результаты получались самые разнообразные: от 1 до 60 микрон осажденной воды.

Слово было за инфракрасной спектроскопией. Пять групп исследователей решали эту задачу в 60-х годах и получили более близкие между собой результаты. Содержание водяного пара по их оценкам колеблется от 5 до 40 микрон осажденной воды, составляя в среднем 15 микрон. Это в 1000 раз меньше, чем содержание паров воды в земной атмосфере.

В дальнейшем удалось установить, что расхождения между результатами отдельных исследователей не случайны, а отражают суточные и сезонные колебания влагосодержания марсианской атмосферы. Наибольшее содержание паров воды в атмосфере наблюдается весной и осенью, наименьшее-летом и зимой. Утром и вечером водяного пара в атмосфере Марса больше, чем днем.

Исследования с помощью советских и американских космических аппаратов типа "Марс" и "Марине?" в 1969-1974 гг. подтвердили и во многом уточнили эти результаты. Об этом мы расскажем ниже.

41

Таким образом, кислород и водяной пар составляют лишь доли процента общего состава марсианской атмосферы, азот-вряд ли более двух-трех процентов, аргон - около одного-двух процентов. Вся остальная часть атмосферы Марса состоит из углекислого газа.

Температурный режим планеты

Первые измерения температуры Марса с помощью термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа-рефлектсра, проводились еще в начале 20-х гг. Этот метод основан на том, что излучение планеты резко разделяется на две составляющие: отраженное ею излучение Солнца и собственное излучение планеты, определяемое ее температурой. Практически разделить их нетрудно, так как отраженное излучение сосредоточено в основном в видимом участке спектра, а собственное-в инфракрасном. С помощью фильтров обе составляющие разделяют и по инфракрасной составляющей вычисляют температуру планеты.

Измерения В. Кобленца и К. Лампланда в 1922 г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245 °К (-28°С), Э. Петтит и С. Никольсон получили в 1924 г. 260 °К (-13°С). Более низкое значение получили в 1960 г. У. Синтон и Дж. Стронг: 230 °К (-43°С), Нужно иметь, однако, в виду, что в 1960 г. Марс был дальше от Солнца, чем в 1922 и 1924 гг.

Позднее, в 50-е и 60-е гг. были накоплены и обобщены многочисленные измерения температур в различных точках поверхности Марса, в разные сезоны и времена суток. Из этих измерений следовало, что днем на экваторе температура может доходить (в перигелии) до ^. 300 °К (+27 °С), но уже к вечеру она падает до нуля, а ^ к утру до 223 °К (-50 °С). На полюсах температура может колебаться от -)-10°С в период полярного дня до очень низких температур во время полярной ночи. Ка1- ких именно, определить описанным выше методом было невозможно, так как он малочувствителен к низким температурам. Кроме того, ночное полушарие Марса с Земли можно наблюдать лишь частично, а области, где время ближе к полуночи, вовсе ненаблюдаемы. Их температуры были измерены лишь в 1969-1974 гг. с помощью космических аппаратов (см. ниже),

А.Ч

В 1956 г. к измерению температур был применен новый метод-радиоастрономический. Марс, как и всякое нагретое тело, испускает не только инфракрасное излучение, но и более длинноволновое, лежащее в радиодиапазоне. Его принято называть тепловым радиоизлучением, в отличие от нетеплового, связанного с различными электромагнитными и плазменными процессами. Измеряя поток теплового радиоизлучения, можно определить температуру планеты.

Первые такие измерения выполнили К. Майер, Т. Мак Каллаф и Р. Слонейкер в 1956 г. Они получили среднюю температуру поверхности Марса 218 °К, т. е. заметно ниже, чем по инфракрасному излучению. Из многочисленных последующих измерений лишь два-три дали столь же высокие значения, как измеренные по инфракрасному излучению, а большинство значений средней температуры поверхности Марса по радиоизмерениям заключено в пределах от 162 до 225 °К. Измерения, проведенные в последние годы с космических кораблей, показали, что на Марсе могут наблюдаться и еще более низкие температуры, доходящие до 140 °К-ниже точки замерзания углекислого газа. Это открытие имело важнейшее значение для суждения о природе полярных шапок Марса.

Многочисленные ряды измерений радиотемператур Марса выполнены советскими учеными А. Д. Кузьминым, Ю. Н. Вегухновской, Б. Я, Лосовским, Б. Г. Кутузой и другими. Во время великого противостояния 1971 г., по их измерениям, средняя температура Марса составляла 198 °К.

Нужно иметь в виду, что радиоизмерения по самой природе радиоволн могут относиться не к поверхности, а к некоторому слою на глубине в десятки сантиметров и более. Радиоволны способны проникать сквозь слой почвы толщиной в несколько раз большей, чем длина волны. Поэтому сантиметровые волны дают нам температуру слоя, лежащего на большей глубине, чем миллиметровые, а дециметровые-еще более глубокого.