Вселенная, жизнь, разум

Шкловский Иосиф Самуилович

Важные результаты в съемках поверхности Марса были достигнуты в конце 1971 г. американской автоматической станцией «Маринер-9». Поначалу съемкам сильно мешала огромной силы пылевая буря, на много недель закрывшая непроницаемой мглой поверхность планеты. Это дало повод организаторам полета «Маринер-9» для веселых шуток (рис. 62).

Когда буря утихла, «Маринер-9» выполнил высококачественную «космофотосъемку» поверхности Марса, охватывающую всю его поверхность. Некоторые из переданных на Землю фотографий поверхности Марса приведены на рис. 63 а-в (не сканировались).

# Практически одновременно с «Маринером-9»

работал «Марс-3» — советский искусственный спутник планеты Марс. На нем проводились фотометрические исследования поверхности и атмосферы в разных диапазонах. #

В 1974 г. четыре советские автоматические межпланетные станции — «Марс-4», «Марс-5», «Марс-6» и «Марс-7» — продолжили программу изучения Марса. В результате этих исследований природа марсианской атмосферы значительно прояснилась. Приводим основные результаты этих измерений, не останавливаясь на технических подробностях. Мы сюда включили также результаты наземных наблюдений, выполненные самыми совершенными методами на крупнейших телескопах.

Установленные на советских автоматических станциях «Марс-3» и «Марс-5» «индикаторы влажности» — особая аппаратура, чувствительная к инфракрасным лучам, поглощаемым водяными парами, — позволили надежно найти распределение паров H2O над поверхностью Марса. Выяснилось, что это распределение весьма неравномерно, колеблясь от неизмеримо малого значения до 100 мкм осажденной воды.

Среднее значение полного давления марсианской атмосферы близко к 0,006 земного атмосферного давления (около 5 мм рт. ст.). Эта величина оказалась значительно ниже принимавшегося раньше значения. Вообще следует заметить, что на протяжении последних двух десятилетий наблюдалась тенденция к непрерывному снижению давления марсианской атмосферы. Так, например, известный исследователь Марса де Вокулер около 30 лет назад вывел значение для давления атмосферы Марса 65 мм рт. ст. По наблюдениям, выполненным во время противостояния Марса в 1963 г., было найдено, что давление на Марсе составляет только 20 мм рт. ст. И вот сейчас оно принимается еще в 4 раза меньшим! Такое низкое давление достигается на Земле только на высоте 30 км над уровнем моря.

Следует, однако, заметить, что на поверхности Марса наблюдаются огромные перепады высот, до 25 км. По этой причине атмосферное давление на поверхности Марса сильно зависит от высоты того или иного участка. Есть места (впадины), где атмосферное давление почти вдвое больше среднего, есть и такие высокогорные области, где давление вдвое меньше среднего. Конечно, удивительного в этом нет ничего. Вообразим себе, что у нас на Земле исчез мировой океан. Тогда разность высот между океанскими впадинами и высокогорными плато была бы 7—10 км. Конечно, разница в высоте между вершинами Гималаев и отдельными узкими провалами в океане типа Филиппинской или Марианской впадин составляет около 20 км. Но это, так сказать, «экстремальные» значения перепадов высот. Очень возможно, что на Марсе будут найдены разные малые области с еще большей разностью высот. Но в целом степень «изрытости» поверхности Марса (в смысле отклонения от идеальной сфероидальной формы) значительно больше, чем на Земле, что, по-видимому, объясняется меньшим значением силы тяжести на этой планете.

Специальный интерес представляет строение верхней атмосферы Марса. На высоте около 300 км основной составляющей атмосферы является атомарный кислород. Несомненно, это объясняется фотодиссоциацией углекислого газа (плотность второго и более тяжелого ее продукта, CO, падает быстрее с высотой, чем плотность O). Начиная с высоты около 400 км преобладающей компонентой марсианской атмосферы становится атомарный водород H. На этой высоте в каждом кубическом сантиметре содержится около 10000 атомов водорода. Следует ожидать, что здесь содержится примерно такое же количество гелия, однако на расстояниях в несколько тысяч километров атмосфера должна уже состоять практически из чистого водорода. Чисто водородная внешняя атмосфера Марса прослеживается вплоть до огромных расстояний в 20000 км, образуя своего рода «корону». Аналогичная водородная «корона» окружает Землю, а также Венеру. Водородная корона Марса была исследована на американских и советских автоматических станциях с помощью специальных

приемников, чувствительных к излучению в резонансной линии водорода «Лайман альфа». Это излучение возникает при рассеянии солнечных ультрафиолетовых квантов атомами водорода, находящимися в верхней атмосфере Марса. По той же причине эту линию излучают атомы водорода в верхней атмосфере Земли и Венеры.

Так же, как и в случае верхней атмосферы Земли, атомы водорода в верхней атмосфере Марса должны «улетучиваться» (или, как говорят, «диссипировать») в межпланетное пространство. Поэтому должен быть непрерывно действующий источник их пополнений.

Таким источником может быть только диссоциация водяных паров в более глубоких слоях марсианской атмосферы. Оказывается, что даже того скромного количества паров H2O, которое там имеется, вполне достаточно для этой цели.

Таким образом, климат Марса и его атмосфера не очень-то благоприятствуют развитию жизни на нем, хотя, конечно, не исключают ее возможности. Уместно в этой связи напомнить, что в Антарктиде люди живут при температурах марсианских полярных областей. Там зарегистрирована самая низкая температура на Земле –82 °C. Конечно, человек в Антарктиде создает свою искусственную биосферу. Все же возможности приспособлений организмов к суровым природным условиям весьма велики. Следовательно, сама по себе суровость климатических условий на Марсе не исключает возможности наличия на нем жизни.

Кроме того, в последние годы серьезно обсуждается возможность резких колебаний климатических условий на Марсе в течение его «геологической» (лучше сказать, «ареологической») истории.

Когда протяженная «сезонная» полярная шапка, состоящая из углекислоты, весной исчезает, в центре ее остается яркое пятно диаметром в несколько сотен километров, сохраняющееся в течение всего лета. Это скопление льда H2O. В прошлом ледяные шапки могли таять, существенно меняя условия на поверхности «красной планеты». Оценочные расчеты показывают, что атмосферное давление могло быть тогда в десятки раз больше. Эту эпоху связывают с периодом высокой вулканической активности. Высокая концентрация водяного пара могла способствовать образованию на поверхности Марса более или менее значительных открытых водоемов.

На рис. 64 приведена фотография участка Марса, полученная советской АМС «Марс-5». На ней отчетливо видна извивающаяся линия, очень похожая на русло реки. Такие образования найдены на Марсе в значительном количестве. Характерная структура, форма, наличие «притоков», «наносов» и т. д., — все указывает на то, что мы имеем здесь дело с настоящими сухими руслами. Трудно оценить их возраст, скорее всего, он достигает многих сотен миллионов лет и даже миллиардов лет. Наличие «сухих русел» является аргументом в пользу того, что на Марсе в прошлые геологические эпохи была более плотная атмосфера и более мягкий климат, пригодный даже для земных форм жизни.

На поверхности Марса видны отдельные темные пятна — так называемые «моря», хотя ничего общего с земными морями они не имеют. В этом отношении эти образования вполне подобны лунным морям. Как показывают тщательные телескопические наблюдения, у марсианских морей имеются в большом количестве отдельные структурные детали и пятна различной окраски. Эти пятна отличаются большой изменчивостью. Преобладающие тона окраски марсианских морей — оливковые, зеленоватые и даже синеватые. Более обширные пространства на поверхности Марса, окружающие моря, имеют серовато-красноватый цвет. Они получили название «пустынь». Возможно, что это название в какой-то степени отражает их природу.

Когда в каком-нибудь из полушарий Марса наступает весна, полярная шапка начинает довольно быстро уменьшаться в размерах (рис. 65). На ее краях появляется темная кайма шириной в несколько сотен километров. Волна «потемнения» распространяется в сторону более низких марсианских широт. При этом отдельные детали морей заметно темнеют. С наступлением осени волна потемнения начинает перемещаться в обратном направлении. На первый взгляд естественно связать описанные только что сезонные изменения деталей на поверхности Марса с увлажнением его почвы.