книги из ГПНТБ / Коваль И.К. Мир планет

Т а б л и ц а 5

Изменения яркости и контрастов на Марсе во время шторма в 1956 г.

о

нетрудно показать, что они способны удерживаться в ат­ мосфере Марса около одного месяца, если их занес ве­ тер на высоту 1 км.

Сентябрь 1956 г. был порой наиболее интенсивных штормов на Марсе. Но наблюдения показывают, что ат­ мосфера Марса почти никогда не бывает свободной от аэрозолей. Это особенно заметно во время изучения поляризации света, рассеянного планетой. Присутствие в атмосфере пыли сопровождается уменьшением поляриза­ ции, когда частицы довольно велики (радиус 1—2 мк). Современные электрополяриметры настолько чувстви­ тельны, что способны зафиксировать появление в атмо­ сфере планеты сравнительно небольшого количества пыли.

56

при такой температуре на Марсе СО2 не может затвер­ деть. Позднее, путем изучения инфракрасного спектра полярных шапок, было доказано, что последние пред­ ставляют собой замерзшую при низкой температуре во­ ду. Исходя из скорости уменьшения полярных шапок (15-—20 км в сутки) во время марсианской весны в одном из полушарий и принимая во внимание то, что Марс по­ лучает от Солнца в 2,3 раза меньше тепла, чем Земля, мы должны сделать заключение о незначительной толщине снежного покрова на Марсе (возможно, несколько сан­ тиметров) .

Правда, отражательная способность марсианских по­ лярных шапок в видимом участке спектра не превышает 40%, в то время как обычный (на Земле) снежный по­ кров отражает эти лучи вдвое лучше. Но это можно объ­ яснить тем, что полярные шапки на Марсе не являются сплошными.

В начале весны в том или ином полушарии Марса полярная шапка занимает площадь около 30 млн. км2. В этот период на противоположном полушарии шапка имеет минимальный размер. Некоторое количество кри­ сталликов замерзшей воды в это время находится в ат­ мосфере планеты. Если учесть все эти запасы, то оказывается, что общий объем воды на Марсе составляет около 1000 куб. км. Не исключено также, что какое-то, возможно, значительное количество воды в виде льда залегает на определенной глубине в марсианской почве.

Возникает вопрос, сколько на Марсе свободной (жидкой), а не кристаллической воды и может ли она там существовать вообще?

По этому поводу можно сказать следующее. Во-пер­ вых, температура кипения воды в условиях низкого ат­ мосферного давления на Марсе, вероятно, не превышает 20—30° С. Такую температуру наблюдают лишь в невд^

58

торых экваториальных морях: она является максималь­ ной температурной границей для всего Марса. Во-вто­ рых, во время таяния полярных шапок иногда наблю­ дается узкая темная кайма, простирающаяся вдоль границ. Она хорошо видна как визуально, так и на фото­ снимках в зеленых и красных лучах.

В июле 1956 г. темная кайма у южной полярной шап­ ки была особенно темной и широкой. Показано, что она всегда появляется в периоды самого быстрого таяния шапки. Объясняют появление каймы наличием в этих местах определенного количества жидкой воды, образу­ ющейся благодаря таянию снежного покрова полярной шапки.

Таким образом, появление на Марсе жидкой воды возможно при определенных условиях, возникающих в течение сравнительно небольших промежутков времени (около 5—7 недель). Дело в том, что жидкая вода долго существовать на Марсе не может, ибо в условиях низко­ го атмосферного давления и общей низкой влажности полярные шапки должны испаряться, минуя жидкую фа­ зу. И лишь при общем интенсивном испарении насыще­ ние атмосферы влагой возрастает настолько, что некото­ рое время мы наблюдаем следы жидкой воды в виде упомянутой каймы.

Однако не следует думать, что кайма представляет подобие бассейна, наполненного водой. Вероятнее все­ го — это результат увлажненности марсианских «морей», расположенных у окраин шапки. Что касается открытых водоемов на Марсе, то, согласно расчетам, сделанным В. Г. Фесенковым, с поверхности Земли мы могли бы увидеть их лишь в том случае (в виде «зайчика»), если бы их поперечник превышал 300 м. К тому же только для некоторой ограниченной зоны марсианских морей (должны выполняться определенные условия освещения

59

и наблюдения) можно вести поиски на Марсе открытых водоемов.

Спектроскопический способ определения на Марсе водяных паров может дать положительный ответ в том случае, если наблюдения осуществляются по специаль­ ной программе. Щель спектрографа следует ориентиро­ вать вдоль темной каймы в период наиболее интенсивно­ го таяния полярных шапок. Разрешение этой проблемы требует использования мощных астрономических инстру­ ментов и спектрографов с высокой разрешающей спо­ собностью.

1963 г. был ознаменован, наконец, открытием в ат­ мосфере Марса водяных паров с помощью непосредст­ венного спектроскопического метода.

Интересно, что открытия или даже просто серьезные новые выводы относительно Марса теперь совсем не за­ висят от великого противостояния планеты. Дело, оказы­ вается, совсем не в расстоянии Марса от Земли, а в по-' вышении чувствительности приемников излучения и точ­ ности измерений. Например, в 1963 г., как и в 1965, условия для наблюдений Марса с точки зрения расстоя­ ния до планеты были наиболее неблагоприятными из все­ го цикла противостояний. Все же полученные в это время результаты никак не уступают результатам 1956 г.—■ года великого противостояния Марса. Одним из таких результатов является отождествление в спектре Марса

11 слабых линий Н20 вблизи волны длиной 8900 А. Это было сделано в апреле 1963 г.

Наблюдения проводили американские ученые Мюнч, Спинрад и Каплан в фокусе Куде 100-дюймового рефлек­

тора с дисперсией спектрографа — 15,6 А 1мм. Для отде­ ления марсианских линий от теллурических (линий Н20, обусловленных' атмосферой Земли) наблюдения вообще проводят при как можно большей скорости отдаления

60

(или приближения) планеты от Земли, чтобы использо­ вать доплеровское смещение марсианских спектральных линий относительно земных. На этот раз относительная скорость Марса составляла 15 км/сек, что соответствова­

ло смещению линий НгО на 0,42 А. Вычисления коли­ чества воды в атмосфере Марса показали, что на нашем оранжевом соседе очень мало атмосферной влаги — око­ ло 10 мк равномерно распределенной по всей поверхнос­ ти водяной пленки.

В то же' самое время и с той же целью наблюдения Марса проводились с помощью приборов, поднятых в стратосферу на стратоскопе. Наблюдения показали, что количество водяных паров в атмосфере Марса эквива­ лентно слою воды 40 мк. Наконец, французский астро­ ном Дольфюс с помощью фотометрических исследований определил количество воды в 100 мк \

Как видим, расхождения в оценках, полученных раз­ ными наблюдателями, довольно большие и не дают воз­ можности вычислить полное количество воды в атмосфе­ ре Марса. Это — дело недалекого будущего. Но важным является сам факт открытия воды на Марсе непосредст­ венно путем физического эксперимента.

Лето и зима на планете

Выше мы уже упоминали об изменениях, происходящих в том или ином полушарии Марса и имеющих сезонный ритм. Сюда относятся: изменения размера и строения, яркости и цвета полярных шапок, изменения яркости и1

1 По данным аппарата «Маринер-4», количество воды на Марсе эквивалентно слою воды толщиной 14 мк.

61

цвета марсианских морей, появление в отдельные перио­ ды в верхних слоях атмосферы образований, напомина­ ющих облака, и т. п. Напомним, что угол наклона оси вращения Марса к плоскости орбиты составляет 64° 05', а поэтому на Марсе, как и на Земле, происходит смена времен года. Но поскольку марсианский год почти вдвое продолжительнее земного (686,98 земных суток), то и сезоны там длятся чрезвычайно долго.

Остановимся на этом более детально. В летний для северного полушария Земли период (в июле) наша пла­ нета более всего удалена от Солнца (152 млн. км), а в зимний (январь)— менее (147 млн. км). Разница — 5 млн. км — незначительна, а поэтому лето в северном и южном полушариях почти одинаково теплое. То же са­ мое можно сказать и о зимних периодах. Для Марса же эта разница составляет 43 млн. км, а поэтому интенсив­ ность солнечного облучения планеты изменяется почти в 1,5 раза. Поэтому климат в северном и южном полуша­ риях Марса заметно отличается. Лето южного полу­ шария— жарче лета.северного, а зима северного полу­ шария — теплее зимы южного. Этим обусловлено, в част­ ности, то, что северная полярная шапка Марса всегда меньше южной.

Вторая особенность сезонных изменений на Марсе вызвана значительной эллиптичностью его орбиты и за­ ключается в том, что продолжительность сезонов не оди­ накова (табл. 7).

С приближением лета граница полярной шапки Мар­ са постепенно отступает к полюсу и в разгар лета- у по­ люса остается едва заметное светлое пятно площадью

10—20 тыс. км2.

По мере таяния полярной шапки постепенно темнеют марсианские моря. Причем скорость распространения волны потемнения оказывается довольно большой.

62

Первое объяснение этого процесса сводится к просто­ му и привычному для человека распространению осво­ божденной влаги сквозь почву. Благодаря этому увлаж­ ненные места темнеют. Обработка систематических на­ блюдений в течение нескольких противостояний (в общем около 20 лет) позволила сделать вывод, что в период таяния полярной шапки в первую очередь темнеют моря вблизи ее границы, а затем, уже поздней весной, по­ темнение распространяется на нижние широты, в то вре­ мя как моря более высоких широт постепенно светлеют. Это указывает на то, что волна потемнения распростра­ няется от полюса к экватору довольно быстро. Как пока­ зали кропотливые и в то же время точные фотометри­ ческие исследования, скорость распространения волны потемнения составляет около 30 км в сутки. Темная по­ лоса обычно имеет ширину около 500 км и распростра­ няется даже за экватор, достигая 20-й параллели проти­ воположного полушария.

Трудно представить, что влага так быстро может пе­ ремещаться в такой среде, как марсианская почва, даже если принять во внимание ее чрезвычайную сухость.

63

Следует отклонить также гипотезу о наличии на Марсе каких-либо борозд, по которым бы вода быстро уноси­ лась в сторону экватора. Наиболее вероятно, что здесь мы имеем дело с распространением влаги посредством атмосферы и последовательным увлажнением верхнего слоя марсианской почвы. Такое предположение хорошо согласуется с теоретической скоростью общей циркуля­ ции атмосферной влаги между северным и южным полу­ шариями Марса. Безусловно, определенную роль играет также процесс передачи влаги почвой.

Многолетние исследования сезонных изменений на Марсе принадлежат Н. П. Барабашову, установившему, что ряд темных участков Марса приобретает зеленова­ тый оттенок с приближением лета. Некоторые из них, не изменяя своего цвета, темнеют во всей видимой об­ ласти спектра.

Атмосфера этой планеты вполне прозрачна как для инфракрасного излучения, так и для радиоволн, и астро­ номы, как только появилась соответствующая измери­ тельная техника, легко определили температуру твер­ дой марсианской поверхности для отдельных ее участков и для всего наблюдаемого диска (—23° С). На основа­ нии радионаблюдений в сантиметровом диапазоне тем­ пература составляет около —63° С, т. е. на 40° ниже. Это, вероятно, температура почвы на некоторой глубине (несколько сантиметров от поверхности), так назы­ ваемой подпочвенной мерзлоты на Марсе.

Полученные данные о радиотемпературе Марса на­ дежно увязываются с теоретическими расчетами и, веро­ ятно, особенных изменений ожидать не приходится и в последующие годы. В дальнейшем большое значение будут иметь измерения температуры отдельных уча­ стков планетного диска и построение тепловых карт Марса.

64

Есть ли жизнь на Марсе?

Большой Объем современных лабораторных исследова­ ний, внимательные наблюдения за развитием живой природы на Земле при различных климатических услови­ ях, углубление наших знаний о физических условиях на планетах путем использования наиболее эффективных средств наблюдений,— все это заставляет нас из года в год пересматривать наши представления о Марсе как о возможном приюте живого. И хотя окончательное реше­ ние проблемы наличия на Марсе растительности или иных форм жизни принадлежит астронавтике, мы все же в состоянии, исходя из достижений естествознания на данном этапе, сделать определенный вывод относительно этой сложной проблемы.

Мы уже познакомились с химическим составом и плотностью марсианской атмосферы, указали, что она очень бедна - кислородом, водяными парами и водой. Климат Марса сравнительно не очень суровый. Только в полярных областях в зимний период температура до­ стигает —100° С, а вблизи экватора летом температура повышается даже до 30° С.

Анализ условий на Марсе указывает, что органичес­ кая жизнь на этой планете возможна, хотя недостаток кислорода, низкое содержание воды, сравнительно низ­ кая температура и возможное интенсивное ультрафиоле­ товое облучение поверхности создают угрозу для боль­ шинства земных организмов.

Можно привести ряд фактов, указывающих на суще­ ствование на Марсе растительности или живых организ­ мов. Это, во-первых, сезонные изменения в морях — из­ менения их очертаний, яркости, а иногда даже цвета. Осенью эти моря снова возвращаются к прежним «бере­ гам», постепенно светлеют и теряют приобретенный вес-