книги из ГПНТБ / Коваль И.К. Мир планет

Юпитера, для Сатурна характерна разная скорость вра­ щения для зон с различными широтами. Правда, полосы на диске Сатурна более стойкие и количество деталей меньше, чем у Юпитера (рис. 2).

НАШИ БЛИЖАЙШИЕ СОСЕДИ

Для успешного осуществления космических эксперимен­ тов относительно планет сведения, накопленные с по­ мощью наземных средств, не только полезны, но и не­ обходимы. Добытые сведения будут иметь особенно большую ценность при подлетах космических ракет к планетам, спуске на их поверхность и работе автомати­ ческой аппаратуры в новых условиях. Ниже мы рассмот­ рим некоторые из основных вопросов физики Марса и Венеры — планет, изучением которых занимается теперь целая армия астрономов как в нашей стране, так и за оубежом.

Не удивительно, что именно Марс давно привлекал внимание астрономов-любителей — уже при увеличении в 100—200 раз на диске этой планеты хорошо видны раз­ ные детали. Астрономы-наблюдатели еще в прошлом сто­ летии составили первые, более или менее подробные карты поверхности Марса. Период суточного вращения у Марса на 37 мин. больше, чем у Земли, поэтому каждая деталь марсианской поверхности наблюдается в том же самом месте через каждые 40 земных суток. Таким об­ разом, для наблюдения всей поверхности Марса и для составления полной карты наблюдателю необходимо ра­ ботать не менее одного месяца. Наблюдение какого-то определенного участка на Марсе можно проводить в течение одной ночи. Вследствие довольно быстрого су­ точного вращения Марса в поле зрения телескопа детали

30

его поверхности постепенно заходят за край диска, а на противоположном крае в это время появляются новые детали.

Составляют карты Марса, как правило, во время каждого благоприятного для наблюдений противостоя­ ния. Сравнивая полученные в разные годы карты, отра­ жающие расположение, размер, форму и некоторые другие важные характеристики (например, яркость) от­ дельных образований на Марсе, обнаруживают измене­ ния на планете.

С этой целью можно использовать как визуальные зарисовки, так и фотографический материал. Но все же лучше отдать предпочтение фотографическим наблюде­ ниям, ибо в этом случае работу по составлению карты можно выполнить в лабораторных условиях. Правда, сейчас еще приходится довольствоваться низкой разре­ шающей способностью снимков, что, конечно, не позво­ ляет замечать на Марсе более многочисленных измене­ ний небольшого масштаба. Например, теоретическая разрешающая способность 70-сантиметрового рефлекто­ ра ГАО АН УССР во время великого противостояния Марса составляет около 50 км. Но вследствие дрожания изображения планеты это число нужно по крайней мере утроить. Кроме того, как правило, размер фотографи­ ческого изображения Марса не превышает нескольких миллиметров, в результате близкие друг к другу детали, имеющие разную яркость, не будут разделены вследст­ вие рассеивания света в фотографической эмульсии. Изза этого современные карты поверхности Марса содер­ жат детали, имеющие в поперечнике, как правило, не менее 100 км, что никоим образом не удовлетворяет ас­ трономов.

Изменения на поверхности Марса наблюдались не­ однократно. Причины, вызывающие эти изменения, еще

31

не установлены. Выяснение их, очевидно, позволило бы разрешить ряд важных вопросов физики Марса, в част­ ности, его метеорологии. Поэтому исследования сезон­ ных и других изменений на Марсе разными путями, в том числе с помощью составления обстоятельной карты, являетбя первоочередной задачей планетной астрономии. Дальнейшему прогрессу в этом направлении, очевидно, будут благоприятствовать в ближайшие годы фотогра­ фические наблюдения Марса с помощью телескопов, поднятых на шарах и зондах, что позволит резко повы­ сить их разрешающую способность.

Наши знания о планетах, и прежде всего о Марсе и Венере, пополняются в результате успешного, развития новых методов исследований. За последнее время уже был выполнен ряд наблюдений Марса и Венеры с по­ мощью ракет и космических станций. Результаты этих автоматических наблюдений оказались довольно сущест­ венными.

Читателю известно, что при наблюдении в телескоп картина Венеры по сравнению с марсианской очень бед­ на. Доступных для наблюдений с Земли пятен на Вене­ ре немного и принадлежат они, скорее всего, ее атмо­ сфере; поверхность планеты, во всяком случае в значи­ тельной степени, скрыта от наблюдателя слоем облаков

(рис. 3).

Данные о твердой поверхности Венеры мы получаем главным образом на основании радиоастрономических наблюдений. Но не исключено, что в облачном слое Ве­ неры есть разрывы, сквозь которые при благоприятных условиях наблюдений можно увидеть твердую поверх­ ность планеты. Экспериментальную проверку этого мож­ но осуществить путем внеатмосферных наблюдений.

В последнее время изучению темных пятен на Вене­ ре астрономы стали уделять большое внимание. Речь

32

идет о больших темных образованиях, которые наиболее четко видны вблизи неосвещенной (ночной) стороны планеты !. Не исключено, что и эти пятна представляют собой огромные разрывы в облачном слое Венеры, сквозь которые проглядывает твердая, безусловно, более темная, чем облака, поверхность планеты.

В связи с запуском 12 октября 1964 г. трехместного космического корабля-спутника «Восход» открылись большие возможности для исследования планет.

Этот вариант, который позволил вывести в заатмосферную высоту группу ученых, безусловно, приблизил нас к началу самых широких исследований планет во всем диапазоне электромагнитного излучения. Причем, решение многих задач не требует крупномасштабных снимков. Важно подтвердить или опровергнуть резуль­ тат, полученный в 1959 г. американскими учеными с помощью ракеты. Они установили, что Марс отражает 24% падающего солнечного излучения (длина волны

2600 А). Отсюда вытекает, что атмосфера Марса значи­ тельно лучше отражает ультрафиолетовое излучение Солнца, чем земная. В земной атмосфере происходит интенсивное поглощение ультрафиолета (поглощающим агентом является прежде всего озон). Благодаря этому, при наблюдении извне, наша Земля в ультрафиолетовой области спектра должна быть значительно темнее, чем в видимом свете. Высокая отражательная способность Марса в ультрафиолете значила бы, что его поверхность слабо облучается этой вредной для живых организмов радиацией. В связи с этим можно разрешить ряд вопро­ сов, связанных с возможностью органической жизни на Марсе.1

1 Граница между освещенной и темной частями планеты назы­ вается терминатором.

Трудно переоценить значение для планетной астро­ номии первых фотометрических исследований Земли, вы­ полненных космонавтами на борту корабля-спутника «Восход». Теоретические расчеты и формулы, которыми пользуются астрономы для физического толкования раз­ носторонних, в том числе и фотометрических, наблюде­ ний планет, нуждаются в лабораторной проверке. Атмо­ сферы Марса и Венеры насыщены частицами разных и пока еще неизвестных размеров и происхождения; им присущи определенные процессы метеорологического ха­ рактера. Химический и аэрозольный состав земной атмо­ сферы, плотность, температура и их изменения с высо­ той, влияние космических излучений на верхние слои земной атмосферы — все это каким-то образом обуслов­ ливает вид нашей Земли при наблюдении ее с больших высот. Ситуацию, при которой возникает возможность наблюдений Земли с расстояния корабля-спутника, мож­ но сравнить с той, при которой постоянно ведутся наблю­ дения планет с поверхности Земли.

В последующих разделах мы остановимся на совре­ менном положении наших знаний о Марсе и Венере, пользуясь, в частности, материалами совещаний Рабо­ чей группы по изучению этих планет в СССР, которые состоялись в июне 1964 г. в г. Киеве и в апреле 1965 г. в Крымской астрономической обсерватории.

ПЛАНЕТА МАРС ЧТО ВИДНО НА МАРСЕ В ТЕЛЕСКОП?

Сразу же предостерегаем, что речь пойдет не о том, что увидел бы на Марсе человек, впервые подошедший к телескопу. Такой наблюдатель, как бы ни старался, ока­ зался бы человеком совершенно беспомощным: в край­

34

нем случае он мог бы заметить белые пятна на полюсах планеты да невыразительные темные образования вбли­ зи экватора.

Речь пойдет о тех многочисленных деталях на Марсе, разных по форме, яркости и даже цвету, которые видит и изучает опытный глаз астронома-наблюдателя.

При благоприятных атмосферных условиях в период сближения Земли и Марса на его видимой поверхности можно увидеть группу темных пятен — так называемых марсианских «морей», размещенных в основном в юж­ ном полушарии планеты. Моря приблизительно в два раза темнее общего фона — марсианских «пустынь».

При визуальных наблюдениях Марс имеет вид оран­ жевого диска. Некоторые ученые отмечали, что марсиан­ ские моря имеют зеленоватый оттенок, но дальнейшие фотометрические наблюдения показали, что эти цветовые различия невелики и объясняются главным образом вли­ янием марсианской атмосферы, а это в свою очередь приводит к выравниванию отражательной способности морей и материков Марса в фиолетовых лучах. Из-за влияния марсианской атмосферы мы даже не знаем, каков же в действительности цвет марсианской пове'рхности.

Как правило, наблюдатель хорошо видит белые пят­ на в полярных областях Марса, так называемые поляр­ ные шапки. Но полярные шапки Марса, как теперь твер­ до установлено, наблюдаются не всегда. Все зависит от того, в какое время марсианского года проводят наблю­ дения. Полярные шапки большие и белые бывают только в зимний для данного полушария Марса период. С при­ ближением марсианского лета цвет полярных шапок ме­ няется, они уменьшаются в размере, а иногда исчезают совсем. Изучение скорости перемещения границ поляр­ ных шапок Марса требует точных микрометрических

измерений на протяжении многих противостояний, ибо толща белого покрова, образующего шапки, в разные го­ ды — разная (рис. 4).

Продолжительные наблюдения привели к заключе­ нию, что полярные шапки, как правило, состоят из двух составляющих — поверхностной и атмосферной. Атмо­ сферная составляющая представляет собой рой мелких твердых частиц, вероятнее всего кристалликов льда. Плотность этой пелены очень невелика, поэтому красные лучи проходят сквозь нее почти свободно, зато фиолето­ вые лучи хорошо рассеиваются на этих частицах.

Таким образом, когда наблюдатель смотрит на Марс через красный фильтр и не видит полярной шапки, то это значит, что в данный момент отсутствует ее поверх­ ностная составляющая. Такие периоды наблюдались со второй половины 1956 г, и с середины декабря 1960 г. (южная полярная шапка). Как размер, так и строение марсианских полярных шапок зависят от сезона в дан­ ном полушарии. Но четкая закономерность окончатель­ но еще не установлена.

Вследствие того, что Марс имеет атмосферу, его вид существенно зависит от того, в каких лучах ведутся наблюдения. Если в красных лучах на Марсе видны свет­ лые материки, моря, и полярные шапки, то в фиоле­ товых этй детали поверхности исчезают, вместо них видим светлые образования облачного происхождения

(рис. 5, 6).

Кроме упомянутых атмосферных образований, распо­ ложенных над полярными участками, подобные облака можно увидеть на восточном и западном краях диска Марса. Эти облака представляют собой скопление тех же частиц, из которых состоят полярные облака: появ­ ляются они на утреннем и вечернем краях, очевидно, как изморозь, наблюдаемая на Земле при низких темпе­

36

ратурах. Возможно, что на ночном полушарии Марса, где господствуют сильные морозы, подобные облака занимают большее пространство. Иногда (например, в 1958 г.) вдоль экватора Марса простирается узкая об­ лачная полоска, соединяющая большие облака на запад­ ном и восточном краях изображения.

Случаются периоды, когда в синих лучах, кроме по­ лярных шапок, на Марсе не видно ни единого облачка (например, в 1956 г. во время великого противостояния). Причина этого заключается, очевидно, в изменении тем­ пературного режима марсианской атмосферы, что, в свою очередь, связано с сезонными колебаниями темпе­ ратуры на планете. Об этих облаках на Марсе, а так­ же о тех, которые иногда можно увидеть на планете через красный фильтр и которые представляют скопле­ ния твердых пылевых частиц, мы еще будем упоминать в следующих разделах.

Несколько слов о марсианских «каналах».

Прежде всего заметим, что под этим названием под­ разумевают многочисленные темные прямые «дорожки», покрывающие поверхность Марса, особенно в морях. Сейчас среди астрономов уже нет приверженцев гипоте­ зы об искусственном происхождении каналов Марса. Да и название «каналы» понимают как условное. Следова­ тельно, марсианские каналы не имеют ничего общего с искусственными сооружениями, обычными для нас, жи­ телей Земли. Что касается каналов как естественных об­ разований, то необходимо иметь в виду следующее. С помощью наиболее мощных современных телескопов можно заметить на Марсе полоску 50—70 км шириной. А самые широкие каналы видны даже в небольшой теле­ скоп. Например, американский астроном Робинсон с по­ мощью телескопа диаметром 30 см в 1961 г. зарисовал 16 каналов, а некоторые из них сфотографировал.

37