книги из ГПНТБ / Коваль И.К. Мир планет

Нетрудно подсчитать, что эти каналы имеют ширину око­ ло 150 км. Таким образом, мы имеем дело с широкими естественными образованиями, которые на большом рас­ стоянии кажутся сплошными (рис. 7) .

В последнее время был выдвинут ряд гипотез о про­ исхождении марсианских каналов. В одном варианте — это разломы и трещины марсианской коры, в другом — песчаные дюны. Высказывались и такие предположения, согласно которым каналы как сплошные образования —■ это оптический обман, а в действительности поверхность Марса покрыта отдельными пятнами, разивши по фор­ ме и яркости, и при наблюдении такой поверхности с большого расстояния возникает обманный оптический эффект — сетка сплошных линий.

Как мы уже говорили, общий вид марсианской по­ верхности в фиолетовых лучах иногда отличается одной интересной особенностью: в этих лучах, как правило, некоторые детали поверхности (моря, каналы и др.) не видны. Рассеянные атмосферой Марса фиолетовые лучи способны создать пелену, «замывающую» поверхностные контрасты до их полного исчезновения. Но иногда, ког­ да атмосферная «вуаль» становится настолько слабой, что сквозь нее видны марсианские моря, наступает так называемое фиолетовое прояснение. В такие периоды измеренные в фиолетовых лучах контрасты между мар­ сианскими пустынями и морями составляют около 80% — измеренных в красных лучах. Эти периоды чаще всего наступают во время противостояния1. Регистрация фио­ летовых прояснений и измерение в эти периоды контрас­ тов и отражательной способности отдельных участков

39

для изучения происхождения частиц, образующих фио­ летовый слой, плотности марсианской атмосферы, а сле­ довательно, и атмосферного давления у поверхности.

Светлые и темные пятна

Мы уже отмечали, что видимая поверхность Марса име­ ет насыщенную оранжевую окраску, но цвет самой по­ верхности планеты определить очень трудно. Относитель­ но этого теперь существуют две точки зрения. Первая из них допускает, что влияние разреженной атмосферы Марса на цвет планеты очень небольшое. В этом случае поверхность Марса по цвету можно сравнить с красны­ ми песчаниками, встречающимися на Земле. Многочис­ ленные фотометрические и поляризационные наблюде­ ния показывают, что материал, покрывающий поверх­ ность Марса, вероятно, очень измельченный. Во всяком случае большая часть поверхности, должно быть, покры­ та мелким порошком, который благодаря ветрам на протяжении длительного времени в огромном количестве «плавает» в разреженной атмосфере, образуя хорошо видимые с Земли пылевые облака. Это подтверждает и закон отражения света от поверхности Марса, свидетель­ ствующий о том, что она довольно ровная. Среди при­ родных ландшафтов на Земле такие поверхности встре­ чаются редко.

Согласно другой точке зрения, видимый цвет Марса определяется его атмосферой и, следовательно, твердая поверхность не оранжевая, а, скорее, серая. Влияние ат­ мосферы, ведущее к покраснению планеты, будет иметь место только в том случае, если марсианской атмосфере придать в основном поглощающие свойства, хотя бы в фиолетовых лучах.

40

Объясним эти слова. Видимый красный цвет планеты является прямым следствием того, что она намного луч­ ше отражает красные лучи, чем фиолетовые. Это может быть в том случае, когда поглощение света атмосферой Марса в фиолетовых лучах будет в несколько раз боль­ шим, чем в красных. Такую точку зрения отстаивает известный советский астрофизик Н. А. Козырев.

Мы не будем сейчас взвешивать все «за» и «против» для каждой из этих точек зрения. Отметим лишь, что первой из них придерживается большинство исследова­ телей Марса, так как она построена на бодее естествен­ ных предположениях и лучше подтверждается наблюде­ ниями.

Таким образом, будем считать, что видимый цвет Марса определяется в основном цветом его поверхности, и попытаемся указать минерал, присутствие которого на Марсе наиболее вероятно.

Исследования, проведенные за последние годы фран­ цузским астрономом Дольфюсом, а также советскими астрономами Н. П. Барабашовым, В. В. Шароновым и Н. Н. Ситинской, показали, что по спектральной отража­ тельной способности поверхность Марса подобна лимо­ ниту — минералу состава Fe2C>3 • пН20. Этот минерал в порошкообразном состоянии может легко подниматься воздушными течениями, образуя облака желтого цвета, которые часто наблюдаются на Марсе. Такая «ржавчи­ на» могла возникнуть в результате длительного окисле­ ния поверхностных пород Марса, содержащих железо. Возможно, именно поэтому атмосфера Марса полностью лишилась кислорода.

Сравнение лимонита с поверхностью Марса по спект­ ральному ходу отражательной способности было прове­ дено рядом ученых. Такие работы для видимого участка

41

спектра были недавно выполнены в планетной лаборато­ рии Ленинградского университета И. И. Лебедевой. С по­ мощью специально изготовленной установки она иссле­ довала несколько разновидностей как самого лимонита в порошкообразном и твердом состоянии, так и несколько земных образцов с примесью лимонитного порошка и об­ наружила удовлетворительное сходство полученных дан­ ных и данных для Марса. ,

Другая сотрудница той же лаборатории Т. Д. Бессо­ нова изучила закон отражения света от кускового и по­ рошкообразного лимонита и также пришла к выводу о сходстве порошкообразного лимонита с поверхностью Марса.

Вышеупомянутый французский астроном Дольфюс и киевский астроном А. В. Мороженко изучили степень поляризации света, отраженного Марсом при разных значениях угла между направлениями с центра Марса на Землю и на Солнце (угол фазы). Подобные измере­ ния они осуществили для земных пород, в том числе и для лимонита в разных его состояниях. А. В. Мороженко проводил эти наблюдения и измерения в разных лучах, применяя светофильтры, дающие более конкретные све­ дения. Так же как и в предыдущих исследованиях, ре­ зультат был положительным.

Наконец, за последнее время удалось провести сравнение лимонита с поверхностью Марса по отража­ тельным свойствам в инфракрасной области спектра до 4 мк. Это сделал московский астроном В. И. Мороз.

Очевидно, такое сравнение является наиболее обосно­ ванным, ибо в инфракрасном свете атмосфера Марса не будет влиять на общий ход кривой распределения энер­ гии в спектре, и на этот раз мы имеем основание считать, что наблюдаем непосредственно поверхность планеты.

'42

Полученный В. И. Морозом результат — поразитель­ ное совпадение графиков для лимонита и поверхности Марса.

Иного, более обоснованного взгляда на природу по­ верхности Марса, кроме гипотезы лимонитового покрова, мы не имеем.

Что касается марсианских морей, то поскольку их цвет по сравнению с цветом марсианских пустынь не­ сколько менее насыщен, покрывающее их вещество так­ же может быть связано с лимонитом, но его процентное содержание как окрашивающего пигмента^-.в каком-то относительно темном основном материале~должно быть меньшим. В связи с наблюдаемыми на планете колеба­ ниями цвета и яркости марсианских морей по сезонным ритмам можно допустить, что эти районы поверхности Марса покрыты островками бедной марсианской расти­ тельности. Многочисленные фотометрические измерения отдельных темных областей Марса, выполненные в 1954 и 1956 гг. в Харькове, показали, что закон отражения света для морей немного отличается от закона для пу­ стынь. Мы уже говорили о том, что марсианские пусты­ ни представляют собой довольно ровные покровы. Мо­ ря же отличаются меньшей степенью ровности, что при­ ближает их к некоторым природным покровам. К такому заключению в 1955—1957 гг. пришли автор этих строк и московский астроном В. А. Бронштен.

Остановимся несколько подробнее на микроструктуре марсианского поверхностного слоя, • который определя­ ется главным образом фотометрическим путем.

Обычно степень гладкости планетной поверхности определяется путем измерения интенсивности солнечного света, рассеянного в направлении к наблюдателю участ­ ками поверхности, расположенными на разных рассто­ яниях от видимого центра планеты. Если эти измерения

43

нанести на график зависимости интенсивности (7) от уг­ ла падения света (i), то в случае полного диска 1 (во вре­ мя противостояния) получим

Параметр q, который называют фактором гладкости, определялся неоднократно как для Марса, так и для большого количества земных образцов поверхности в твердом и порошкообразном состоянии, для Луны и ес­ тественных земных ландшафтов. Кроме зеркально отра­ жающих поверхностей, для которых фактор гладкости превышает единицу, и поверхностей матовых (ортотропных), которые имеют q= l, естественные ландшафты и образцы пород имеют q<^\. Для большинства из них этот параметр изменяется от 0,1 до 0,6. Марс в этом смысле оказывается загадочно ровным, подобно искус­ ственно изготовленному матовому шару. Объяснить та­ кое свойство марсианской поверхности можно, только допустив, что все материковые области планеты покрыты слоем мелкой пыли.

Атмосферное давление

Уже ранние определения оптической толщины марсианс­ кой атмосферы показали, что последняя по своей общей плотности значительно отличается от атмосферы Земли. Ослабление света в атмосфере обычно определяется коэффициентом прозрачности, который равен е~т , где

1 Речь идет о таких моментах, когда наблюдатель видит все освещенное Солнцем полушарие, что для Марса совпадает с проти­ востоянием.

44

т — оптическая толщина атмосферы. Для атмосферы Земли среднее значение оптической толщины в видимом

тм

где g и Р — ускорение силы тяжести и атмосферное дав­ ление соответственно, а 3 и М — Земля и Марс. Таким образом, задача определения атмосферного' давления у поверхности Марса сводится к вычислению оптической толщины путем применения соответственных формул те­ ории рассеивания света в планетных атмосферах к фото­ метрическим наблюдениям.

Несколько астрономов — Н. Н. Ситинская, В. В. Ша­ ронов, Н. П. Барабашов и др. в разное время пришли к одинаковому выводу относительно значения оптической толщины атмосферы Марса. Она оказалась равной в

среднем 0,06 для 5000 а , что соответствует атмосферному давлению у поверхности Марса — 60 мм рт. ст. Такое же значение было получено на основании поляризацион­ ных наблюдений. До последнего времени эта цифра ос­ тавалась общепринятой и в дискуссии о возможности существования на Марсе живых организмов была одной из основных величин, характеризующих столь непривле­ кательные условия на нашем оранжевом соседе.

Но за последние годы определением атмосферного давления на Марсе занялись спектроскописты. Опреде­ ляя величину атмосферного давления по полосам моле­ кулярного поглощения (по полосам углекислого газа), ряд американских астрономов, а также наш советский астроном В. И. Мороз обнаружили, что давление на

45

Марсе по крайней мере втрое меньше полученного на основании фотометрических и поляриметрических изме­ рений.

В чем тут дело? Каким значениям отдать предпо­ чтение?

На совещании по изучению Венеры и Марса, состо­ явшемся в июне 1964 г. в Киеве, В. И. Мороз, Н. Н. Си* тинская и Э. Г. Яновицкий высказали мысль о том, что метод определения давления с использованием оптичес­ кой толщины атмосферы приводит к завышенным зна­ чениям.

Дело в том, что те же фотометрические и поляриза­ ционные наблюдения Марса, с помощью которых опре­ деляется оптическая толщина атмосферы, указывают на постоянное наличие в марсианской атмосфере твердых частиц (пыли и кристалликов льда). В зависимости от марсианской «погоды», в особенности от силы ветров, количество частиц пыли в марсианской атмосфере может быть большим или меньшим. Размеры частиц разные. Даже в те моменты, когда на первый взгляд атмосфера Марса кажется чистой, специальные исследования все же указывают на присутствие мелких частиц.

Это «засорение» марсианской атмосферы значительно увеличивает определяемую величину оптической толщи­ ны. Иначе говоря, мы никогда не можем определить оптическую толщину чисто молекулярной части атмо­ сферной оболочки Марса. А именно, газовая составляю­ щая оптической толщины должна фигурировать в при­ веденной выше формуле для определения атмосферного давления.

Что касается спектроскопического метода определе­ ния давления на Марсе, то он свободен от влияния аэро­ зольных частиц и дает сведения о чисто газовой атмо­ сфере.

46

Киевский астроном Э. Г. Яновицкий для оценки вли­ яния аэрозолей на результат определения атмосферного давления по оптической толщине произвел довольно по­ казательный расчет. Он использовал измерения оптичес­

кой толщины земной атмосферы (для 5000 А) и вычислил атмосферное давление у поверхности Земли. Вместо не­ обходимых 760 мм рт. ст. он получил значение, близкое к 1700 мм рт. ст., что безусловно объясняется засорен­ ностью земной атмосферы мелкими твердыми частицами диаметром около 10-6 см. Их присутствие на фоне моле­ кулярной среды обнаружить почти невозможно, ибо

Между прочим, эту разницу давлений, которую опре­ делили для Земли и Марса по оптической толщине ат­ мосферы, Э. Г. Яновицкий использовал для оценки коли­ чества аэрозольных частиц, взвешенных в атмосфере Земли.

Таким образом, спектроскопический метод определе­ ния атмосферного давления для планет, содержащих аэрозоли, по-видимому более обоснован. Теперь наиболее вероятной величиной атмосферного давления у поверх­ ности Марса является цифра 10—15 мм рт. ст., что со­ ответствует давлению земной атмосферы на высоте око­ ло 30 км.

За последнее время киевский астроном А. В. Мороженко закончил большую серию измерений поляризации Марса фотоэлектрическим способом. Эти измерения по­ зволили определить атмосферное давление на Марсе, используя поляризационные свойства марсианской атмо­ сферы в разных областях спектра. Величина атмосфер­ ного давления у поверхности Марса, которая была опре­ делена им, не превышает 15 мм рт. ст.

47