Марс

0

 

Марс — четвертая и последняя из планет земной группы в порядке удаленности от Солнца. Движется по внешней орбите (в отличие от «внутренних» планет — Меркурия и Венеры), а потому во время сближений с Землей бывает обращен к нам своим дневным полушарием и виден особенно хорошо. Тем не менее возможности получения новой информации при помощи наблюдений с поверхности Земли ограниченны.

За последние годы наши знания о Марсе растут невиданными прежде темпами главным образом благодаря применению космической техники. Только космические аппараты дают возможность наблюдать Марс с близкого расстояния. Преимущества очевидны: многократно увеличивается детальность изображений Марса; устраняются помехи от земной атмосферы, так как наблюдения производятся за ее пределами; вместо громадных телескопов применяется легкая аппаратура. Все это позволяет выполнять исследования, которые с наземных обсерваторий проводить принципиально невозможно. Первые же попытки реализовать эти преимущества привели к новым открытиям. До 1971г. все автоматические станции, направленные к Марсу, были пролетными, и широкие возможности аппаратуры сильно ограничивались малой длительностью пролета около планеты. Стремление в полной мере использовать преимущества космических станций привело к осуществлению в 1971 г. запусков технически более сложных — с выведением автоматических станций на орбиты спутников Марса. 16 ноября спутником Марса стал космический корабль США «Маринер-9», а 27 ноября и 2 декабря — советские автоматические станции «Марс-2» и «Марс-3». 2 декабря с «Марса-3» была впервые осуществлена мягкая посадка спускаемого аппарата на поверхность планеты. Советский автоматический аппарат спустился в марсианской пустыне Phaethontis около 45° ю. ш. и 158° з. д. К сожалению, сложные условия посадки не позволили провести комплекс запланированных измерений.

В то время на Марсе бушевала мощная пылевая буря глобального масштаба. Тучи пыли, поднявшиеся в марсианской газовой оболочке, сделали ее практически непрозрачной для лучей в визуальной части спектра. Поэтому на первых снимках с «Марса-3» и «Маринера-9» поверхность Марса выглядит совершенно однородной, без заметных контрастов. Резко очерчен лимб планеты (что говорит о хорошей четкости переданного изображения), хорошо виден терминатор (граница дневного и ночного полушарий), но детали рельефа не видны. На более крупномасштабных снимках можно различить волнистую поверхность облаков, а над горизонтом — узенькую светлую полоску — тонкий слой высотной дымки. Местные прояснения начали появляться во второй половине декабря, удовлетворительная прозрачность атмосферы установилась после 23 января, а полное прояснение наступило в феврале. Запыленность марсианской атмосферы воспрепятствовала вначале фотографированию поверхности планеты. Но была получена возможность исследовать в непосредственной близости сильнейшую марсианскую бурю.

Благодаря использованию космических аппаратов и применению новых методов наблюдений с поверхности Земли количество информации о Марсе за последний период возросло в колоссальной степени. Громадный интерес представляют, в частности, телевизионные изображения поверхности Марса и его спутников, переданные «Маринером-9».

Некоторые глобальные характеристики Марса

Размеры, фигура и гравитационное поле планеты. Результаты измерений радиуса Марса различными методами хорошо согласуются между собой. Получен эллипсоид с экваториальным радиусом Rэ=3398±3 км и полярным Rп=3371±4 км. Комбинация результатов наземной радиолокации во время оппозиций 1967, 1969 и 1971 гг. показала Rэ— =3394±2 км. Это средний радиус в пределах тропического пояса планеты.

По-видимому, наибольшую точность (со среднеквадратичной ошибкой порядка 1 км) дают измерения радиуса планеты методом радиозатмений по прекращению радиосвязи с космическим кораблем при его заходе за лимб Марса. Измерения на «Маринере-9» показали, что, физическую поверхность Марса можно аппроксимировать трехосным эллипсоидом x2/A2+y2/B2+z2/C2=1, у которого полярный радиус С=3375,45 км, а в плоскости экватора большая полуось А =3400,12 км, малая В= =3394,19 км и долгота большой оси LA=99°,7. Найдена значительная асимметрия Марса вдоль полярной оси: уровень поверхности почти во всем южном полушарии лежит на

3—4 км выше, чем в северном.

Точный анализ движения «Маринера-9» по орбите вокруг Марса привел к выявлению неоднородностей гравитационного поля планеты. Они говорят о местных флуктуа

циях плотности вещества в недрах. Результаты измерений можно выразить условно в форме положительных и отрицательных концентраций массы или в форме эквивалентных высот физической поверхности Марса над поверхностью сферического тела однородной плотности. Некоторые концентрации массы легко отождествляются с местными флуктуациями радиуса планеты.

Найденная по радиозатменным измерениям величина полярного сжатия Марса не согласуется с динамическим сжатием (т. е. со сжатием эллипсоида инерции планеты), полученным из прецессии орбит спутников Марса и рассчитанным на основе гидростатической теории в модели однородного Марса. Рассогласование можно в принципе объяснить конвекцией вещества в недрах Марса.

Полная масса планеты, вычисленная по движению его спутников, составляет около 6,423*1023 кг. Анализ движения пролетных космических кораблей «Маринер-6» и «Маринер-7» позволил американским специалистам уточнить константу, состоящую из произведения гравитационной постоянной на массу планеты : GM=42 828,1±1,38 км3/ /сек2. Выделить массу планеты из этого выражения можно, к сожалению, только с потерей точности, поскольку гравитационная постоянная сама нуждается в уточнении. Уверенно можно назвать не более четырех значащих цифр, которыми обычно и ограничиваются.

Параметры, производные от значения массы и радиуса: средняя плотность планеты близка к 3,94 г/см3; ускорение силы тяжести на поверхности Марса составляет 38% от его значения на Земле, критическая скорость 5,0 км/сек.

Магнитное поле. Установленный на пролетном космическом аппарате «Маринер-4» (1965 г.) магнитометр для оценки дипольного момента и свойств магнитосферы Марса зарегистрировал возле планеты скачок напряженности на 5 y. Экспериментаторы связали его с прохождением фронта ударной волны солнечного ветра, а не с полем планеты. Основанные на результатах эксперимента оценки верхнего предела магнитного момента Марса дали 10-3—2*10-4 от земного .

Феррозондовые магнитометры на ИСМ «Марс-2» и «Марс-3» (1971—1972 гг.) зарегистрировали на ближайших к планете участках орбиты изменение напряженности поля, которое в максимуме на магнитограмме превышало естественный фон межпланетного поля в данном районе в 7—10 раз. Не исключена возможность, что наблюдавшийся эффект вызван усилением магнитного поля солнечного ветра по двум причинам: во-первых, тюками, индуцированными в ионосфере планеты; во-вторых, в результате сжатия плазмы между ударным фронтом и планетой. Однако, по мнению проводивших этот эксперимент Ш. Ш. Долгинова и его коллег, данные о топологии и величине измеренного магнитного поля могут быть наилучшим образом согласованы с данными К. И. Грингауза об интенсивности солнечного ветра и с данными о положении ударного фронта вблизи планеты только в предположении о существовании магнитного поля Марса с дипольным моментом 2,4 *1022 гс*см3 и напряженностью на магнитном экваторе около 60 у, т. е. 2 *10-3 от земного.

Параметры осевого вращения и марсианские сезоны

Телескопические наблюдения нескольких поколений астрономов были первым источником сведений о направлении оси и скорости суточного вращения Марса. Осевое вращение происходит с постоянной угловой скоростью относительно звезд. Сидерический период равен 24 час. 37 мин. 22,668 сек. Длительность солнечных суток испытывает небольшие вариации вследствие неравномерности движения Марса по орбите и составляет в среднем 24 час. 39 мин. 35 сек. Количество солнечных суток в марсианском году 668 2/3 — на единицу меньше, чем звездных.

Ось суточного вращения Марса отклонена от перпендикуляра в плоскости орбиты на 25°, т. е. почти ткк же, как и у Земли. Но сходство ограничивается только величиной наклона, а не направлением оси суточного вращения. Полярная ось Марса уходит своим северным концом в созвездие Лебедя, в точку с координатами: прямое восхождение 317°,3±0°,3, склонение +52°,6±0°,2 (эпоха 1971,9, равноденствие 1950,0). Поблизости от полюса нет яркой звезды, которая могла бы выполнять роль Полярной.

Значительный наклон плоскости марсианского экватора к плоскости орбиты приводит к тому, что на одних участках орбиты освещаются и обогреваются преимущественно северные широты, на других — южные. Иными словами, на Марсе происходит смена сезонов.

В каждое время года Солнце проходит на марсианском небосводе примерно на такой же высоте, как и на соответствующих широтах на Земле. Но, в отличие от наших, марсианские сезоны в северном полушарии заметно отличаются от сезонов в южном по своей длительности и температурным условиям. Весиа и лето в южном полушарии Марса значительно короче весны и лета в его северных широтах (табл. 5) вследствие весьма заметной эллиптичности марсианской орбиты и вытекающих отсюда различий в скорости прохождения отдельных ее участков планетой.

Существенная разница продолжительности теплого времени года в двух полушариях Марса дополняется различием в яркости солнечного освещения при циклических изменениях расстояния планеты от Солнца. В перигелии Марс оказывается на 43 млн. км ближе к Солнцу, а средняя температура в подсолнечной точке и по всему дневному полушарию на 25—30° выше, чем в афелии. Это приводит к различиям климата северного и южного полушарий.

По марсианскому календарю (если построить его подобно нашему и отождествлять даты по аргументу склонения Солнца) афелий бывает в конце мая, а перигелий — в начале декабря. Таким образом, осень и зима на северных широтах Марса менее суровы, чем на южных.

Прецессия оси суточного вращения планеты в сочетании с движением перигелия орбиты вызывает «дрейф» даты перигелия по всему марсианскому календарю с периодом 51 тыс. лет. С таким же периодом изменяет свою полярность разница в режиме инсоляции северного и южного полушарий. Кроме того, пульсирует амплитуда колебаний инсоляции между годовым максимумом (в перигелии) и минимумом (в афелии); такая пульсация происходит вследствие вариаций эксцентриситета орбиты Марса с периодом около 2 млн. лет.

По-видимому, наиболее существенные вековые изменения сезонной инсоляции полярных районов Марса должны быть обусловлены вариациями наклонения полярной оси Марса к плоскости орбиты. Уорд нашел, что крупномасштабные вариации наклонения существуют вследствие сочетания двух известных движений, одно из которых — прецессия полярной оси Марса (вызванная действием солнечной гравитации на экваториальное вздутие планеты), а другое — движение плоскости орбиты (вызванное гравитационными возмущениями от планет). Уорд показал, что наклонение осциллирует, достигая максимума каждые 120 тыс. лет. Кроме того, амплитуда этих осцилляций изменяется с периодом в 10 раз большим, а средний уровень также изменяется в небольших преде

лах: 750 тыс. лет назад наклонение составляло 33°, а 650 тыс. лет назад оно уменьшалось до 16°. Сейчас оно медленно возрастает от величины 25°. Крайние пределы изменений: 14°,9 и 35°,5. Такая же соответственно бывает угловая высота Солнца в небе над марсианским полюсом во время полярного дня.

Атмосфера Марса

Оптические свойства. При визуальных наблюдениях в телескоп газовая оболочка Марса в низких и умеренных широтах чаще всего оказывается прозрачной, и только временами в ней наблюдаются желтые помутнения и белые облака. Но при наблюдении через синий светофильтр атмосфера сильно рассеивает солнечные лучи, и сквозь нее плохо видны детали поверхности планеты. Впрочем, отдельные авторы объясняют эффект понижения контраста с уменьшением длины волны отраженного света особенностями цвета самой поверхности Марса. Тем не менее при наземном телескопическом фотографировании на несенсибилизированную фотопленку, чувствительную только к синим, фиолетовым и ультрафиолетовым лучам, на Марсе чаще всего бывает видна лишь дымка неравномерной плотности с весьма яркими пятнами по краям диска планеты.

Полное давление у поверхности. Способность марсианской атмосферы поднимать и длительно удерживать пыль во взвешенном состоянии создает впечатление значительной плотности газов. Это впечатление ложное, и оно было одной из причин долго державшегося заблуждения. До 1963 г. атмосферное давление у поверхности Марса оценивалось в среднем около 80 мб (60 мм рт. ст. по барометру-анероиду). В результате применения более совершенных методов дистанционных измерений с наземной и космической аппаратурой в последние годы стало известно, что в действительности давление там в 10—20 раз меньше, чем считалось ранее, и приблизительно в 200 раз меньше, чем на Земле. У нас на уровне океана нормальное атмосферное давление 1013 мб. На Марсе оно составляет в среднем около 5,5 мб и варьирует от 3 мб на возвышенностях (на высочайшей вершине всего 1 мб) до 10 мб в низинах и в среднем в 10 000 раз меньше, чем на Венере. Кроме того, в каждом пункте Марса атмосферное давление может испытывать временные отклонения, которые перечислены в разделе о барометрических высотах рельефа.

Химический состав нижней атмосферы.

Главная компонента — углекислый газ — легко отождествляется по характерным линиям в спектре рассеянного Марсом солнечного света. Обилие газов в планетных атмосферах выражают обычно в виде толщины слоя, приведенного к давлению в 1 атм. По многочисленным новым оценкам разных авторов, в марсианской атмосфере содержится приблизительно 75±15 м*атм С02. Наземные спектрографы высокой разрешающей силы позволили по допплеровскому смещению выделить в спектре на фоне мощных теллурических полос слабые детали, принадлежащие марсианскому водяному пару. Результат был уточнен по новым наземным наблюдениям. На ИСМ были предприняты попытки исследовать влажность нижней атмосферы, не усредненную по всей видимой части дневного полушария, а в различных участках планеты.

Содержание Н20 в марсианской атмосфере подвержено сезонным вариациям в каждом полушарии планеты и изменяется от необна-ружимой величины до десятков микрон осажденного слоя воды. Наиболее влажным районом в 1972 г. была северная полярная область во время северной весны, где наблюдалось насыщение атмосферы водяным паром (т. е. 100% относительной влажности) при обилии Н20 20—30 мкм осажденного слоя. О случаях насыщения марсианской атмосферы водяным паром над отдельными пунктами говорит также эпизодическое возникновение там облаков из ледяных кристаллов.

При помощи наземной фурье-спектроскопии с использованием интерферометра Майкель-сона на Марсе открыта окись углерода (угарный газ) СО в количестве 5,6±1,0 см*атм, т. е. менее чем 0,1% по объему. Новая оценка обилия СО расходится с прежней и показывает 42±15 см*атм.

В 1968 г. появилось сообщение об открытии на Марсе молекулярного кислорода, которое было подвергнуто критике. Наконец, в 1972 г. более надежная оценка количества 02 показала 9,5±0,6 см*атм.

По наблюдениям с космических кораблей «Маринер-7» и «Маринер-9» в полярных областях Марса найден озон 03 (до 57 мкм * атм), который появляется в конце осени, а в начале лета исчезает. Первоначально предполагалось, что он адсорбирован на твердой поверхности зимнего покрова. Но в 1971— 1972 гг. поглощение озоном в континууме Хартли (между 2000 и 3000 А) отмечалось начиная с 30° с.ш., где зимний покров отсутствовал. Сильный годовой ход озона связан, по-видимому, с изменениями содержания водяного пара. В экваториальных районах озон не наблюдается.

Кроме перечисленных, другие компоненты в нижней атмосфере Марса не обнаружены; можно указать только верхние пределы их обилия, при которых они остаются незамеченными. Теоретически вероятно присутствие аргона в относительно большом количестве, но современные исследования не дают ответа на вопрос о его наличии. В случае существования жизни на планете было бы возможно присутствие в атмосфере продуктов метаболизма; однако попытки обнаружить их на Марсе до настоящего времени не увенчались успехом. Ведутся дальнейшие разработки методики поисков.

Химико-динамическая модель атмосферы Марса. В последние годы были указания  на труднопреодолимое противоречие между малым содержанием СО и 02 в атмосфере Марса, с одной стороны, и данными современной теории, с другой стороны. Окись углерода образуется в результате диссоциации С02 под действием солнечного ультрафиолетового излучения с A<2270А, которое проникает в нижнюю атмосферу, а также под действием электронного удара с энергией E>11,5 эв. Обратной реакции не происходит. Тем не менее малое наблюдаемое содержание СО говорит о существовании достаточно эффективной реакции рекомбинации. Указать такую реакцию и, следовательно, условия ее протекания не представлялось возможным.

По мнению авторов работы, рекомбинация окиси углерода в двуокись происходит в атмосфере Марса при каталитическом действии водяного пара. Поэтому содержание СО и 02 в атмосфере из С02 должно изменяться в зависимости от содержания воды и от интенсивности перемешивания.

Тепловой режим. Поверхность Марса, поглощая солнечную энергию, переизлучает ее в инфракрасном диапазоне. Марсианская атмосфера при отсутствии запыленности свободно пропускает всю солнечную радиацию с A>1900А, но сильно поглощает тепловое излучение поверхности планеты в полосе около 15 мкм и за счет этого нагревается. Суточная температурная волна распространяется путем лучистого переноса от основания атмосферы до высоты порядка 1 км. Время тепловой релаксации существенно меньше, чем в атмосфере Земли. Таким образом, температура самого нижнего слоя в ясной атмосфере Марса определяется температурой поверхности и может изменяться в течение суток более чем на 100° К.

Среди теоретических исследований термического режима, а также динамики нижней атмосферы Марса видное место занимают работы Гираша и Гуди, в которых был использован оригинальный метод учета лучистого теплообмена атмосферы Марса с поверхностью планеты и с внешним пространством.

Используя экспериментальные данные по радиопросвечиванию марсианской атмосферы, Рейсул и Стюарт нашли, что в местный полдень существует 20—25-градусный скачок температуры между теплой поверхностью Марса и менее теплым прилежащим слоем атмосферы. Но полученный ими результат может быть в большей или меньшей мере следствием осреднения температуры по сравнительно толстому нижнему слою атмосферы, который не успел прогреться к полудню.

Амплитуда суточных колебаний наблюдаемой температуры уменьшается с высотой; в ясной атмосфере на высоте 10 км амплитуда составляет 15° К, а в запыленной атмосфере — существенно больше. Абсолютная температура понижается с высотой, но на ночном полушарии была найдена инверсия, вызванная, вероятно, чрезвычайно быстрым остыванием поверхности. Кроме того, была зарегистрирована инверсия над зимней полярной шапкой и на границе шапки.

В средней атмосфере Марса выявлена весьма холодная область, где С02 находится в условиях насыщения, а возможно, и конденсации. Эти результаты получены радио-рефракционным методом в 1969 г. Измерения на «Маринере-9» также показали температуру, согласующуюся с конденсацией двуокиси углерода возле утреннего терминатора на высоких широтах зимнего полушария Марса.

В более высоких слоях атмосферы средняя температура возрастает с увеличением высоты и на уровне около 230 км достигает 325— 350° К . Температура в экзосфере подвержена сильным колебаниям, анализ которых говорит о влиянии процессов, не имеющих непосредственной связи с солнечной активностью, Однако в работе отмечена прямая зависимость.

Вертикальный градиент температуры и пыль в нижней атмосфере Марса. Известно, что при субадиабатическом вертикальном градиенте температуры стратификация в атмосфере устойчива, а при сверхадиабатиче-ском возникает конвекция, снижающая градиент. В ясной атмосфере Марса в дневное время наблюдаемый темп спада температуры с ростом высоты составляет в среднем —2,3° К/км, т. е. является субадиабатическим. Однако пока нет хороших измерений послеполуденного темпа спада температуры, когда вертикальный градиент должен приблизиться к адиабатическому. Кроме того, вероятно, существуют какие-то местные причины временных нарушений устойчивой стратификации. Иначе трудно объяснить механизм возникновения потоков, возносящих пыль на большую высоту. Во время большой пылевой бури 1971—1972 гг. по данным измерений, отдельные облака пыли поднимались на высоту до 30 км. Днем в районе экватора нижний, наиболее запыленный слой атмосферы толщиной около 10 км был практически изотермичным и, следовательно, еще более устойчивым, чем при субадиабатическом градиенте. Возле нижней границы запыленного слоя (на поверхности) температура была несколько ниже обычной, а возле диффузной верхней границы — больше обычной для таких высот, что объясняется поглощением солнечных лучей пылью. Эффект нагревания, обусловленный наличием пыли, был заметен по крайней мере на протяжении двух или трех десятков километров от поверхности.

Вертикальный градиент температуры является весьма чувствительным критерием ясности марсианской атмосферы; он показывает, что пыль может присутствовать в атмосфере Марса даже в то время, когда, судя по телевизионным изображениям, на планете ясно.

Согласно расчетам Райен, для подъема пыли с поверхности Марса требуется скорость ветра существенно больше наблюдаемой скорости движения марсианских облаков. Пылевые облака поднимаются, вероятно, при шквальных порывах ветра, скорость которых значительно превышает среднюю, тогда как поддерживать пыль во взвешенном состоянии способна более слабая циркуляция.

Ветры и общая циркуляция. Динамическая и тепловая структура нижней атмосферы Марса была рассмотрена теоретически Гирашем и Гуди и Г. С. Голицыным. В обоих случаях найден скачок температуры в самом нижнем слое толщиной около 10 м. В слое толщиной порядка 1 км, по мнению авторов упомянутых работ, может иметь место режим свободной конвекции. Гираш и Гуди нашли, что основной компонентой системы марсианских ветров является сезонный зональный (т. е. направленный практически вдоль параллели) ветер со средней скоростью около 40 м/сек. Голицын получил следующие оценки средней скорости ветра для модели атмосферы с р0=5 мб: u~20 м/сек на высоте порядка 10 м и u~40 м/сек на высоте порядка 200 м; с дальнейшим ростом высоты скорость ветра изменяется больше по направлению, чем по модулю, и приближается к гео-строфической на высоте 2—4 км. Полный угол поворота днем заключен в пределах нескольких градусов, а ночью он может достигать нескольких десятков градусов. Оценка скорости ветра в марсианской атмосфере на основе развитой Голицыным теории подобия крупномасштабных движений в атмосфере планет дает 50 м/сек, т. е. значение, близкое к полученным другими методами.

Таким образом, теоретические оценки скорости ветра в нижней атмосфере Марса дают около 40 м/сек, однако они сильно зависят от рельефа местности и не исключают скоростей, превышающих 100 м/сек.

Расчет различных вариантов модели общей циркуляции в марсианской атмосфере проводился многими авторами. Интересны результаты проведенного Леови и Минцем численного моделирования атмосферной циркуляции Марса. Атмосфера принималась состоящей из С02; учитывался перенос солнечного и теплового излучений. В момент равноденствия в средних и высоких широтах обоих полушарий действуют циклоны; в средних широтах ветры западные, а в районе экватора — восточные. В сезон солнцестояния в тропиках сохраняются восточные ветры, более слабые в летнем полушарии.

 

Марс

 

 

В зимнем полушарии движения обусловлены конденсацией С02 в полярной шапке: этим вызван меридиональный перенос газа через экватор, а в средних и высоких широтах преобладают волновые циклонические движения и сильные западные ветры. Во всех случаях заметно проявляется суточная приливная компонента атмосферной циркуляции.

Поле ветров (рис. 15), вычисленное в 1972 г. на основе измерений температуры в атмосфере Марса с «Маринера-9», подтвердило наличие, помимо сезонных, также сильных суточных ветров, предсказанных ранее Гуди и Белтоном, Леови и Минцем и др.

Получить сведения о динамике марсианской атмосферы непосредственно из наблюдений попытался Миямото. Для оценки скорости ветра в нижней атмосфере Марса по наземным телескопическим наблюдениям обычно используются видимые перемещения облачных систем относительно физической поверхности планеты. Наблюдения желтых (вероятнее всего, пылевых) облаков дают скорости около 15 м/сек. В случае белых облаков, по-видимому, не всегда надежным бывает отождествление скорости ветра и скорости движения яркого пятна на Марсе. Один из авторов этой главы (Давыдов) неоднократно встречал в мемуарах известных наблюдателей Марса записи о наблюдениях белых пятен, которые перемещались почти со скоростью звука в течение многих часов. Очевидно, в таких случаях мы имеем дело не с механическим движением объекта, а с оптическим перемещением условий конденсации либо условий видимости яркого пятна. Но такая возможность заставляет относиться с осторожностью и к более приемлемым оценкам скорости ветра на Марсе тем же методом. Миямото нашел, что в конце весны в южном полушарии происходит смена направления сезонного ветра с западного на восточное. Этот сезон обычно сопровождается появлением глобальной мглы и приостановкой отступления границ полярной шапки. Миямото указывает примеры влияния топографии на атмосферную циркуляцию.

Режим общей циркуляции, по Миямото, близок к симметричному, тогда как Танг  пришел к выводу, что такой режим на Марсе не может быть стабильным и должен преобладать волновой режим.

Свечение верхней атмосферы и параметры ионосферы. Жесткая солнечная радиация вызывает ультрафиолетовое свечение верхней атмосферы Марса, наиболее яркое в полосах Камерона СО (L 1900—2700 А, до 300 kR) . Найдены также другие яркие эмиссии по наблюдениям с космических кораблей «Маринер-6», «Маринер-7» и «Маринер-9»   и с космических аппаратов «Марс-2» и «Марс-3».

Данные бортовой и наземной спектрометрии в сочетании с радиозатменными измерениями послужили основой для построения модели состава и строения ионосферы и верхней атмосферы Марса в диапазоне высот от 100 до 230 км, т. е. практически до нижней границы экзосферы. Главной компонентой марсианской ионосферы, по данным ультрафиолетовой спектрометрии на борту «Мари-нера-9», является 02+, а С02+ — второстепенная компонента. Присутствуют также О и Н, относительные концентрации которых науровне 135 км равны соответственно 10-2 и 10-6.

 

 

 

 

Результаты экспериментов по радиозаходу за диск Марса ИСМ «Марс-2» и «Маринер-9»  подтверждают существование и уточняют параметры марсианской ионосферы, наблюдавшейся ранее с пролетных космических кораблей «Маринер-4», «Маринер-6» и «Маринер-7». На высоте 134—140 км от поверхности Марса при зенитном расстоянии Солнца около 50° электронная концентрация составляет (1,5:1,7)*105 электрон/см3 и коррелирует с измерявшимся на Земле потоком коротковолновой солнечной радиации. Кроме того, в работе  сообщается, что по наблюдениям с ИСМ «Марс-2» найден второй максимум на высоте 110 км с концентрацией 7 *104 электрон/см3.

Оценки концентрации и температуры нейтрального водорода и темпа его диссипации из экзосферы. Высотное распределение концентрации атомов нейтрального водорода было найдено по измерениям интенсивности свечения верхних слоев марсианской атмосферы в спектральной линии Lа (1216 А), наблюдавшегося с космических кораблей «Маринер-6» и «Маринер-7» в 1969 г. и «Марс-2», «Марс-3» и «Маринер-9» в 1971 г. Зная концентрацию п атомов на критическом уровне (на Марсе на высоте 230 км) и среднюю тепловую скорость v атомов в экзосфере, по данным марсианских космических зондов, по формуле Джинса можно вычислить поток F атомов водорода, ускользающих с Марса:

 

 

 

 

где Eg — гравитационная энергия, равная 0,123 эв для атомов водорода на Марсе =кТ — величина, пропорциональная кинетической энергии атомов.

Используя температуру T=350° К и плотность n=3*104 см-3, по измерениям 1969 г. Барт и др.получили поток диссипирующих атомов водорода F=2*108 атом/см2*cек.

Наблюдения 1971 г. показали более низкую температуру в основании экзосферы, чем в 1969 г.: по данным «Маринера-9»—325° К, а по данным «Марса-2» и «Марса-3» — 315°К.

Величины, используемые для вычислений потока диссипирующих частиц, по-видимому, могут содержать значительные ошибки. Например, по измерениям на советских ИСМ концентрация атомов нейтрального водорода в 1971 г. была более низкой, а по американским данным она была переменной, но большей, чем в 1969 г. Что касается температуры, то в основу ее оценки, в свою очередь, заложено измерение шкалы высот вертикального распределения концентрации. Температура, найденная таким методом, согласно может содержать ошибку ±(30:50) °К, при некоторых условиях достигающую 100°.

Современные оценки темпа диссипации, базирующиеся на столь приблизительных величинах, вероятно, не могут служить надежным основанием для далеко идущих заключений, например, о том, сколько воды мог потерять Марс за всю свою историю.

Поверхность Марса

Температура поверхности планеты и теплофизические свойства грунта. Индикатором температуры служит интенсивность собственного теплового излучения поверхности в таких участках спектра, где отраженным солнечным излучением можно пренебречь.

Результаты наземных измерений, которые удовлетворительно согласуются с более детальными современными данными, наглядно иллюстрирует рис. 17.

Наземные измерения температуры Марса, а тем более отдельных участков его поверхности возможны только на достаточно крупных телескопах и связаны с преодолением значительных технических трудностей. Направленные к Марсу в СССР и США космические зонды позволили приблизиться к исследуемому объекту в 50 тыс. раз, что привело к многократному увеличению количества и к существенному улучшению качества исходого

 


 наблюдательного материала. Основным преимуществом новых данных о температуре поверхности Марса является высокое пространственное разрешение, составляющее несколько десятков километров, а в некоторых случаях — всего 15 км против 103 км при наземных телескопических наблюдениях.

Измерения температуры, так же как исследования других характеристик Марса, рисуют нам картину суровых природных условий.

С точки зрения обитателей поясов умеренного климата Земли, на Марсе очень холодно. Даже в тропиках ночью — сильный мороз, и только днем солнечные лучи нагревают поверхность до плюсовых температур. Максимальная температура наблюдается сразу после полудня и достигает местами 300—305° К; к вечеру (но еще за 2 часа до захода Солнца) * поверхность остывает, на ней образуется иней, а ночью температура падает ниже 200° К. Это возле экватора. Резкие суточные колебания температуры поверхности затухают под наружным слоем вещества; на глубине нескольких десятков сантиметров они почти неощутимы.

Средняя суточная температура повсюду отрицательна, за исключением, может быть, небольших геотермальных участков, возможность существования которых на Марсе будет обсуждаться ниже. В полярных зонах, как и следовало ожидать, значительно холоднее, чем в тропическом поясе; в зимнее время там зарегистрирована температура около 150° К. Полученное значение близко к точке конденсации С02 в условиях Марса.

Теплофизические свойства наружного покрова Марса (по крайней мере на значительной части поверхности) определяются прежде всего тем, что этот покров состоит из тонко измельченного вещества. Высокая дисперсность вещества подтверждается образованием пылевых облаков, наземными поляриметрическими наблюдениями и сопоставлением суточного хода температуры поверхности с режимом инсоляции. Колебания температуры по амплитуде и по фазе соответствуют коэффициенту тепловой инерции, характерному для песчаного грунта и много меньшему, чем у скальных пород. Выводы советских и американских специалистов о теплофизических параметрах марсианского грунта, базирующиеся на измерениях с космических аппаратов, в основном хорошо согласуются между собой.

Радиометрические наблюдения с «Марса-3» в диапазоне 8—40 мкм можно интерпретировать в рамках однородной модели грунта, имеющей следующие характеристики:

альбедо интегральное 0,15<AИ<0,25, тепловая инерция 0,004< (крс) 1/2<0,008 кал*град-1*см-2сек1/2 (последняя величина характерна для раздробленного грунта со средними размерами частиц от 0,01 до 0,05 см), глубина проникновения тепловой волны составляет

4—7 см. Темные области систематически теплее светлых. Корреляция между тепловой инерцией и альбедо не обнаружена вопреки выводам Моррисона и др. В ряде случаев отмечены пятна повышенной тепловой инерции, связанной, вероятно, с прохождением трассы через крупные кратеры. К сожалению, ограниченная точность привязки трасс в этом эксперименте снижает уверенность сопоставления результатов с топографией в отношении мелких деталей.

Еще более подробные данные получены в результате инфракрасных измерений с космического корабля «Маринер-9», которые проводились в двух диапазонах: 10 и 20 мкм. Привязка американских результатов к топографии контролировалась телевизионными изображениями. Это существенно облегчило интерпретацию радиометрических данных и позволило при анализе теплофизических свойств грунта исключить из рассмотрения «холодные пятна» в тех случаях, когда была твердо установлена связь таких пятен с местной облачностью.

Для трех больших, покрытых кратерами участков, сильно различающихся по визуальному альбедо, найдены лишь небольшие различия амплитуды суточных изменений температуры. Таким образом, в этих случаях установлено отсутствие связи между тепловой инерцией и отражательной способностью в визуальной части спектра. Напротив, области Syrtis Major и Mesogaea показали корреляцию между яркостью и температурой. 12-градусное различие в полуденной температуре соответствует разнице болометрического альбедо в 0,1, тогда как различие визуальной отражательной способности составляет при этом 0,15.

Киффер и др. в поисках предельных значений тепловой инерции грунта в различных областях Марса не имели способа a priori выбрать соответствующие области для измерений. Из всех областей, наблюдавшихся в течение эксперимента, наименьшими суточными вариациями температуры отличается Hellas. Для всех изученных областей тепловая инерция и болометрическое альбедо не выходят за пределы следующих диапазонов: 0,004<I<0 017, 0,2<AИ<0,4. Средние размеры частиц, вычисленные по величине инер

ции, заключены в пределах от 0,006 до 0,5 см.

Одной из задач экспериментов с инфракрасными радиометрами на ИСМ были поиски активного вулканизма. Но ни в одном участке Марса температура не превысила 300° К. Впрочем, необходимо иметь в виду, что регистрируемая температура будет меньше истинной, если «горячее пятно» занимает лишь часть поля зрения радиометра. Лавовое озеро с температурой 1500° К могло быть обнаружено с высоты около 2000 км только при размерах более 0,5 км; 200-метровое лавовое озеро повысит показания радиометра всего на 3° К. Вероятность распознавания таких деталей на Марсе была очень мала; она сильно зависит как от размеров, так и от температуры «горячих пятен».

Зарегистрированные с «Маринера-9» локальные отклонения температуры некоторых участков от температуры окружающего фона можно объяснить, по заключению Киффера и др., как следствия незначительных вариаций тепловой инерции, болометрического альбедо или топографическими отклонениями поверхности от местной горизонтали без привлечения внутренних источников энергии.

Однако, принимая во внимание соображения тех же авторов о трудностях распознавания лавовых озер небольшой площади (а тем более — просто теплых участков), было бы неправильно полагать, что современные данные исключают наличие таких деталей на Марсе. Они не обнаружены, но это еще не означает, что их нет.

Вопрос о минеральном составе поверхности Марса. Этот вопрос весьма сложен вследствие невозможности применить прямые методы исследования.

Выпадение метеоритного вещества должно было способствовать обогащению наружного покрова Марса железом. Существует мнение, что красноватый цвет поверхности планеты обусловлен наличием или по крайней мере примесью гидратированных окислов железа. В первую очередь называли охристый лимонит.

По данным инфракрасной спектроскопии на борту «Маринера-9» пыль, поднятая ветром с поверхности Марса, содержит кремний, обилие Si соответствует содержанию 60±10%

Si02 т. e. приблизительно эквивалентно обилию в песках земных пустынь.

Альбедо поверхности. Свойства светлых и темных областей в связи с вопросом о биологической активности на Марсе. Монохроматическое геометрическое альбедо полного диска Марса в визуальной области спектра круто возрастает от 0,05 в фиолетовых до 0,25 в красных лучах, достигает максимального значения 0,30 около L=0,8 мкм и медленно спадает с дальнейшим ростом длины волны отраженного излучения.

Отражательные свойства различных участков поверхности Марса неодинаковы. Для одной из самых светлых областей Arabia максимальное геометрическое альбедо составляет 0,43,— это в три раза выше, чем для темной области Syrtis Major.

На картах Марса, составленных по наземным телескопическим .наблюдениям, светлые области занимают приблизительно 2/3 поверхности планеты. Это так называемые континенты. Не более 7з приходится на долю темных областей, получивших в прошлом латинские названия морей, заливов, озер и болот, заимствованные из географии и древнегреческой мифологии. Нет нужды пояснять, что классификация, опирающаяся на наименования водоемов и континентов, конечно, условна, так же как и в случае лунных «морей», в которых нет воды.

Найдено сходство спектральной отражательной способности светлых областей и желтых облаков. На этом основании считается, что именно светлые области покрыты слоем мелкой пыли, которую легко поднимает ветер; хотя следовало бы учитывать, что альбедо облака мелких частиц может быть выше, чем альбедо поверхности из того же материала.

Относительно природы темных областей нет единого мнения. Со времени выхода из печати книги Лоуэлла, содержащей заманчивую, но не подтвердившуюся гипотезу о возможном искусственном происхождении марсианских «каналов», обсуждается в различных вариантах идея о вероятной связи темных областей с биологической активностью на Марсе. Сторонники такой идеи исходят из очевидного факта, что покров расте-ниеподобных организмов должен быть достаточно темным, поскольку растения используют энергию солнечных лучей и, кроме того, могут давать тень. Трудно объяснимые свойства марсианских темных областей часто относят к числу аргументов в пользу гипотезы о существовании марсианской биосферы. Например, сообщалось, что темные области, исчезающие в желтой мгле во время пылевых бурь, вновь появляются на своих местах по мере прояснения марсианской атмосферы. Непонятно: почему они не оказываются занесенными слоем светлого вещества, оседающего на поверхности при угасании пылевой бури?

Кроме того, в последние годы установлено* что очертания классических темных областей во многих случаях не имеют никакой связи с границами различных форм рельефа. Но важнейший аргумент — давно обсуждаемая изменчивость темных областей. Множество работ посвящено пока еще достаточно бесплодному обсуждению причин их загадочного поведения и значительно меньшее число — тщательным и квалифицированным наблюдениям свойств изменчивости. В чем они состоят?

По наземным телескопическим наблюдениям, согласно: «Очертания темных областей в среднем стабильны, но местами они сильно изменяются в протяженности и в интенсивности. Реальность этих изменений, заподозренная Секки, была установлена Флам-марионом; в некоторых случаях изменения носят вековой характер, но могут быть неправильными и сезонными».

Антониади приводит примеры изменений различного типа. Он указывает, что сезонным изменениям подвержена ширина наиболее заметной темной области Syrtis Major. Но, по нашему мнению, такой эффект может быть связан с селективностью наблюдений, поскольку сезон расширения указанной детали коррелирует с увеличением расстояния до Марса и с возрастанием минимальных линейных размеров исследуемых деталей возле порога угловой различимости.

Новые факты вековых и нерегулярных изменений выявил Де-Моттони на основе большого наблюдательного материала. Здесь следует уточнить, что в большинстве случаев можно уверенно говорить только об изменениях контраста той или иной области с окружающим фоном. Кроме того, Дольфюс обнаружил сезонные изменения поляризации как темных, так и светлых областей. Весной и в начале лета наблюдается аномальная отрицательная поляризация.

В проблеме темных областей Марса, к сожалению, не всегда возможно отделить факты твердо известные от недостаточно подтвержденных. После великого противостояния 1909 г. получили широкую известность сообщения о сезонном потемнении темных деталей на поверхности Марса. Ученые, допускавшие возможность существования на Марсе жизни, указывали на внешнее сходство марсианской «волны потемнения» с ежегодным пробуждением оазисов растительности. Благодаря многократному пересказу в научно-популярной литературе в течение многих лет марсианская «волна потемнения» стала настолько популярной, что к ней стали относиться как к хорошо изученному факту. Между тем это не совсем справедливо.

Недавняя попытка Давыдова уточнить особенности сезонного хода «волны потемнения» по двум сотням лучших из лучших наземных фотоснимков, опубликованных разными наблюдателями и охватывающих промежуток времени с 1907 по 1971 г., совсем не показала какой-либо четкой сезонной закономерности. По-видимому, вопрос не только о причинах, но даже об основных свойствах (в том числе о регулярности) изменений оптических характеристик темных областей нельзя считать достаточно исследованным. Здесь необходимы длительные ряды спектрометрических наблюдений, исключающих оптические иллюзии, основанные на физиологических свойствах зрения. Но даже замена глаза прибором не исключает влияния переменности качества телескопического изображения, которое так сильно зависит от турбулентного движения воздуха на пути луча в земной атмосфере.

Мак-Корд, Элиас и Уэстфал выполнили наземное спектрометрическое сравнение темной и светлой областей Марса в спектральном диапазоне от 0,3 до 2,5 мкм. За два месяца светлая область стала ярче и краснее, тогда как темная осталась прежней. Найденные изменения отличаются от тех, которые могут быть вызваны традиционной «волной потемнения». Но даже в случае выяснения ложности наших представлений о «волне потемнения» природа темных областей остается загадочной и нуждается в тщательном исследовании.

На всем протяжении того промежутка времени, когда предпринимались и обсуждались попытки сопоставления оптических характеристик темных областей на Марсе с оптическими свойствами земной растительности и органических веществ, параллельно с этим велись упорные поиски абиогенного механизма изменений в темных областях. Было предложено множество различных объяснений, краткое изложение которых можно найти в обзоре. Например, Коген связывает цвет темных областей и желтых облаков с окраской продуктов химического взаимодействия между Fe и СО: Fe(CO)5 имеет желтый цвет, Fe2(CO)9 — оранжевый, Fe3 (СО) — зеленый.

По критерию наибольшего признания в последние годы можно выделить одну группу родственных гипотез, связывающих изменчивые свойства поверхности темных областей с процессами выветривания и ветрового переноса раздробленного материала. По В. В. Шаронову, светлые продукты выветривания периодически уносятся пассатными ветрами. Летом обнажается темная поверхность,, и это может быть причиной аномальной поляризации. Саган и Поллак разработали гипотезу об изменениях размера частиц на поверхности некоторых областей Марса под влиянием сезонных вариаций ветрового режима. Нерегулярные изменения темных пятен Поллак и Саган объясняют сдуванием светлой пыли с темной поверхности — сравните с гипотезой Шаронова, в рамках которой таким способом объяснялись регулярные изменения. В основу этих моделей положена заключение о том, что темные области являются возвышенностями, а светлые — низинами. Однако радиолокация не подтвердила существования такой закономерности, так же как и обратной.

В 1972 г. возникла новая модификация старой идеи: вероятно, видимость темных областей на Марсе изменяется только в результате изменений запыленности или прозрачности марсианской атмосферы в связи с местными сезонными вариациями силы ветра. Это интересная мысль, но она не решает проблемы до конца, так как вариациями одной только прозрачности нельзя объяснить факт временного появления новых темных областей, не наблюдавшихся ранее.

Новая информация, приближающая нас к пониманию природы темных областей, получена в результате телевизионных съемок Марса с ИСМ «Маринер-9». Большая темная область Syrtis Major на снимках, полученных с высоты менее 2 тыс. км, оказалась состоящей из множества темных «перистых» пятен* а также светлых и темных полос, которые тянутся на десятки, а в некоторых случаях — на сотни километров и не имеют топографического рельефа даже на снимках с наилучшим угловым разрешением. Светлые полосы — более длинные и узкие, чем темные. Те и другие берут начало, как правило, в кратерах или на выступающих деталях рельефа, что наводит на мысль о связи происхождения таких полос с ветрами устойчивого направления.

Марс

 


На одном из снимков с «Маринера-9» получено крупноплановое изображение темного пятна, занимающего часть кратерного дна внутри кольцевого вала. На снимке видно (рис. 18), что темный участок покрыт деталями одинаковой ориентации, которые похожи на дюны, сформировавшиеся под действием ветра устойчивого направления. Темные пятна, обнаруженные в некоторых других кратерах, вероятно, имеют ту же природу. Однако нет оснований полагать, что все без исключения разновидности темных пятен на Марсе являются дюнными полями. Саган и его соавторы полагают, что в ряде случаев темные участки поверхности — обнажения твердых пород среди участков, засыпанных светлыми эоловыми наносами. Кроме того, они допускают существование на Марсе не только светлого, но и темного подвижного материала.

Сравнение одних и тех же пятен на снимках, полученных в разное время, позволило

американским специалистам выявить изменения величины альбедо отдельных участков по сравнению с альбедо соседних деталей в пределах поля зрения. Характерное время изменений составляет не более двух недель. Появление новых или исчезновение прежних ярких полос не было обнаружено.

Просмотр опубликованных снимков показывает, что наиболее заметные изменения сводятся к увеличению площади за счет перемещения границ темного пятна с сохранением всех деталей тонкой структуры в неизменном виде в пределах прежних границ. Саган и его соавторы отстаивают ветропылевой генезис пятен и полос и их изменений во времени. Те же исследователи полагают, что местные изменения пятен и полос служат причиной классических сезонных и вековых изменений альбедо марсианских темных областей.

Параллельность «хвостов» у некоторых групп кратеров — убедительный аргумент в пользу утверждения о влиянии ветровых отложений на альбедо поверхности. В то же время нет оснований для полной уверенности в том, что ветро-пылевой механизм изменений является всеобщим и единственным для различных типов деталей. Биологическая активность, по-видимому, не исключается никакими современными данными, хотя надо отчетливо представлять себе, что веских аргументов в пользу ее существования сегодня привести нельзя.

К вопросу о марсианских «каналах». Сейчас можно уверенно сказать, что наблюдавшиеся на Марсе серые линии необычно правильной геометрической формы — результат сложной и недостаточно исследованной оптической иллюзии, возникающей не только при визуальных наблюдениях, но даже при фотографировании Марса в слабые телескопы или при плохом качестве изображения.

На снимках, полученных с космических станций, сетка «каналов» на Марсе отсутствует. Тем не менее отдельные квазилинейные естественные образования существуют. Но среди них крупные не имеют достаточно правильной формы, а мелкие ни при каких условиях не могли быть замечены с Земли.

Полярные шапки. В зимнем полушарии планеты в телескоп отчетливо видно белое пятно возле полюса. Очевидно, наблюдениям доступна только небольшая часть полярной шапки Марса, а основной массив расположен в области полярной ночи, в наиболее холодных районах. Весной и в начале лета белая шапка быстро уменьшается, но появляется другая — возле противоположного полюса, где наступает зима. Процесс осенне-зимнего роста полярной шапки обычно скрыт сплошным облачным покровом, возникающим в это время над полярной областью.

Северная полярная шапка не достигает таких размеров, как южная, которая к середине зимы имеет поперечник в среднем 3,5 тыс. км, а в отдельных случаях — более 5 тыс. км. Но в течение весны и лета громаднейшая южная шапка успевает почти полностью исчезнуть, тогда как северная уменьшается медленно, и ее остаток (в различные годы неодинаковый) всегда больше 350 км в поперечнике, по наземным наблюдениям. Такие различия связаны с особенностями инсоляции, упоминавшимися в разделе о марсианских сезонах.

В конце XIX и в начале XX столетия полагали, что полярные шапки Марса — это ледники и снега, весеннее таяние которых является основным источником влаги для гипотетической марсианской биосферы. Однако после того, как спектроскопические наблюдения показали бедность марсианской атмосферы водяным паром, мнение о белом полярном покрове изменилось: его принимали за тонкий слой водяного инея. О присутствии там кристаллов льда говорили результаты спектрофотометрии. Еще более новые данные способствовали коренному обновлению представлений о природе полярных шапок Марса.

Математическое моделирование, а затем и возможность достаточного улучшения пространственной разрешающей способности приборов при радиометрических измерениях температуры поверхности Марса в сочетании с результатами спектрометрии показали, что в состав белого полярного покрова входит твердая углекислота.

По мнению некоторых специалистов, сердцевина полярных шапок состоит из льда Н20, который в зимнее время может покрываться твердой углекислотой. Весьма вероятно присутствие там клатратов двуокиси углерода.

Во время весенне-летнего сокращения размеров полярной шапки вдоль ее границ наблюдается темная кайма шириной в несколько сотен километров; реальность темной каймы подтверждена снимками с «Маринера-9». Некоторые специалисты связывали происхождение темной каймы с увлажнением грунта вследствие таяния ледников. Однако такая связь может быть только косвенной, а не прямой, поскольку температура горизонтальной поверхности там отрицательная, а более нагреты только обращенные к Солнцу склоны неровностей. Саган и его коллеги предложили свою гипотезу возникновения темной каймы: они указывают на возможность сдувания светлой пыли с темного грунта ветрами, которые дуют вследствие разности температуры полярной шапки и ее окрестностей.

Рельеф Марса. Немного о методах измерения высот. Совсем недавно полагали, что поверхность Марса скорее всего гладкая и, может быть, даже вовсе лишена уклонов. Тени от гор заметить в телескоп не удавалось; линия полосы сумерек между освещенным и ночным полушариями планеты ровная, без темных выступов. Выведенные из этого факта оценки верхнего предела высоты марсианских гор с резкими тенями, которые могли остаться незамеченными с Земли, оказались слишком грубыми, вероятно, вследствие трудностей учета атмосферных помех. На помощь астрономам пришли новые методы.

Радиолокация Марса с поверхности Земли позволяет измерять расстояние до подрадар-ной точки (в центре видимого диска планеты) с весьма высокой точностью (до ±75 м) по времени задержки радиоэхо. Осевое вращение Марса приводит к смещению подрадарной точки вдоль одной параллели. Длительная работа радиолокатора дает профиль поверхности планеты вдоль подрадарной параллели. С течением времени ареографическая широта подрадарной точки медленно изменяется; поэтому в нашем распоряжении имеются радиолокационные профили марсианского рельефа вдоль нескольких параллелей.

К сожалению, радиолокация в принципе не позволяет сопоставить высоту уровней во взаимно удаленных точках Марса. Она дает высоты, измеренные от уровня сферы, центр которой совпадает с центром масс планеты. Между тем любая поверхность равных высот (т. е. гравитационно-эквипотенциальная), от которой можно отсчитывать высоту гор и глубину впадин на Марсе, заведомо не является в точности сферической, а имеет весьма сложную форму, отклоняясь от аппроксимацион-ной сферы местами на величину до 10 км. Сравнивать высоты деталей по радиолокационному профилю, не зная формы поверхности равных высот, можно только на участке достаточно малой протяженности.

Отсчитывать все измеренные уровни от одной общей для всего Марса поверхности равных высот позволяют другие методы, в основе которых лежит измерение содержания газа над поверхностью Марса в вертикальном столбе единичного сечения. Очевидно, что над низинами газа больше, чем над возвышенными участками. Сравнивая атмосферное давление в двух различных пунктах, можно при помощи известной барометрической формулы найти разность уровней (или разность высот) твердой поверхности планеты в наблюдаемых пунктах. Высоты поверхности, полученные по барометрической формуле, называются барометрическими (pressure altitudes), а метод — барометрической гипсометрией.

Давление у поверхности (и, следовательно, барометрические высоты) можно найти по меньшей мере тремя способами: во-первых, при помощи спектроскопии по особенностям спектральных линий; во-вторых, по рассеянию света в атмосфере и, в-третьих, радиорефрак-ционным методом с использованием космического аппарата. Бортовая гипсометрия с использованием всех этих методов на космических кораблях «Маринер-6», «Маринер-7» и «Маринер-9», а также спектральная гипсометрия с наземных обсерваторий и с космического аппарата «Марс-3» дали большой материал, на основе которого составлены предварительные карты высот поверхности Марса.

Что принимается за нулевой уровень высоты на планете, где отсутствует столь удобный репер, как «уровень океана»?

В качестве начала отсчета выбран уровень барометрического давления 6,1 мб — тройная точка Н20, соответствующая снижению температуры кипения воды до 0° С. Над этим уровнем высоты (т. е. при более низких атмосферных давлениях) Н20 может пребывать только в состоянии льда или пара, тогда как в низинах она может быть и жидкой. Некоторые интересные результаты измерения барометрических высот будут приведены в дальнейшем изложении.

К сожалению, измерения барометрических высот могут содержать заметные ошибки вследствие вариаций атмосферного давления сезонного, суточного и метеорологического характера, а также за счет некоторых неизбежных упрощений в теории. Результаты, полученные в разные моменты времени, не принадлежат к одной и той же системе отсчета, поскольку дрейфует высота нулевого уровня, и масштаб высот не остается строго постоянным.

Внесение поправок за счет многих из перечисленных источников погрешностей в настоящее время невозможно. Тем не менее метод определения барометрических высот посредством измерений атмосферного давления — как в оптическом диапазоне (с предпочтением длинноволновой области спектра, где меньшее влияние вносят аэрозоли), так и в радиодиапазоне — остается единственным путем к сопоставлению высоты уровня поверхности во взаимно удаленных точках планеты и к получению такой важной характеристики рельефа, как полная амплитуда высот.

Обзор «геологических» форм на Марсе.

Предварительные итоги геологического исследования, основанные на результатах телевизионного эксперимента 1971— 1972 гг. на «Маринере-9», сводятся к тому, что поверхность Марса является результатом геологической истории более сложной, чем на Луне. На снимках Марса найдены следы как ударно-метеоритной, так и вулканической и тектонической активности, следы многих процессов эрозии поверхности, перемещения и отложения наносов.

Следуя в основном отчету и лишь местами дополняя его сообщениями из других работ, кратко охарактеризуем основные типы марсианского рельефа.

Территории, покрытые кратерами. Такие территории занимают на Марсе большие площади. Однако они не являются доминирующим типом поверхности вопреки мнению, сформировавшемуся после получения первых снимков Марса с космических аппаратов.

Марс

 


Морфология кратеров и распределение по размерам говорят в пользу метеоритного происхождения большинства из них. Возможно, что небольшая часть их имеет вулканическое происхождение, но такие кратеры трудно отличить от метеоритных, когда те и другие сильно разрушены.

Гористые территории. Пример — область от 260 до 310° з.д. вдоль 20-й параллели южного полушария Марса. Многовершинные, в основном сглаженные, горы имеют сходство с горной цепью Апеннины на Луне. Кроме того, на Марсе встречаются вулканические горы, а также высокие склоны сбросового происхождения и валы ударно-взрывного происхождения.

Гладкие равнины расположены в окружении более высоких форм рельефа, занимают значительную часть северного полушария, а также поверхность крупных бассейнов в средних южных широтах и днища некоторых весьма крупных кратеров. Такая форма рельефа имеет, возможно, несколько разновидностей и отличается характерной особенностью: малым количеством или отсутствием следов метеоритной бомбардировки.

Вулканы.В низких северных широтах от 90 до 140° и около 210° з.д. (в областях Thar-sis — Amazonis — Elysium) расположено множество вулканических куполов. Среди них — четыре гигантских вулканических щита, крупнейший из которых (по объему) находится в области Nix Olympica (18°, 134°). На нем возвышается громадный вулканический конус. Кальдера на его вершине состоит из нескольких налагающихся кратеров с днищами на различных уровнях (рис. 19). Главный кратер диаметром 65 км расположен на высоте 25 км над окружающей местностью или 29 км над уровнем давления 6,1 мб. Подножие горы состоит из темного материала и отграничено от окружающей равнины крутыми обрывами. Поперечник основания около 500 км. Nix Olympica значительно крупнее, чем величайшее на Земле 225-километровое вулканическое образование на Гавайских островах с главным кратером Мауна-Лоа на высоте более 4 тыс. м над уровнем океана и около 9 км над равниной океанского дна.

Сравнительно недалеко от Nix Olympica расположена еще одна из высочайших марсианских вершин. Она принадлежит вулкану, расположенному в центре большого темного пятна Middle Spot (0°, 112°). Кальдера вулкана поднята на 13,5 км выше уровня подножия горы, на 19,2 км над условным нулевым уровнем и более чем на 23 км от уровня поверхности самых низменных равнин. Эту кальдеру диаметром 40 км удалось снять крупным планом (рис. 20), на снимке хорошо заметны вертикальные следы оползней и мелкие метеоритные воронки на внутреннем склоне кольцевого вала. Дно — плоское, гладкое.

В окрестностях вулканов встречаются многочисленные структуры, указывающие на эпоху широкого распространения вулканизма после завершения процесса формирования территорий, покрытых ударно-метеоритными кратерами.

В стороне от основных вулканических районов найден сравнительно небольшой, но особый по своему типу вулканический комплекс. Он расположен в Маrе Tyrrhenum, около —22°, 253°. В центре имеется круглая впадина диаметром около 15 км, окруженная трещиной разлома, которая очерчивает территорию приблизительно 45 км в диаметре. В радиальном направлении приблизительно на 200 км вокруг протянулись невысокие хребты и протоки, напоминая в комплексе цветок одуванчика. Широкий проток, отличающийся от других своей правильной формой, связывает центральную впадину с эллиптической впадиной подобных же размеров и расположенной в 35 км к юго-западу. На Марсе известно еще одно вулканическое образование с широким протоком, исходящим из кратера и впадающим в резко очерченную впадину. Этот комплекс расположен в районе Ceraunius возле 24°, 097°, но в последнем случае имеется типичный вулканический купол. Подробные описания и полученные с «Маринера-9» изображения этих пекулярных вулканов приведены в статье.

Предпринятые спектральные поиски вулканических газов, в частности водяного пара, в кальдерах марсианских вулканов не дали положительных результатов. На последнем этапе работы «Маринера-9» инфракрасные приборы показали наличие в одном кратере водяных облаков.

Грабены и Большой Каньон. Отдельные территории иссечены сеткой широких и глубоких грабенов — следами разрывов и сбросов. Крупнейший из марсианских грабенов — Большой (или Главный) Каньон, который протянулся на 2,5 тыс. км в районе Tithonius Lacus — Corpates — Aurorae Sinus — Eos. Его ширина 100—250 км. В области Melas Lacus Каньон окаймлен двумя котловинами, и полная ширина достигает 500 км. Склоны изрезаны гигантскими оврагами (рис. 21). Вдоль Главного Каньона на снимках видны линейные цепочки кратеров, не имеющих вала. Они как бы нанизаны на длинную трещину.

Глубина Большого Каньона от уровня его краев достигает местами 6 км. В работе отмечена сложность проблемы выноса породы из системы Каньона. Часть вещества могла быть вынесена вдоль Каньона в сторону уклона, с запада на восток. Но детали, указывающие на такой перенос, не обнаружены. Более того, на северной стороне системы Каньона виден обширный и глубокий, полностью замкнутый бассейн. Следовательно, либо это результат проседания, либо вещество было вынесено отсюда ветром.

Хаотические территории. Встречаются на Марсе в виде изолированных крупных пятен. Они не имеют известных аналогий ни на Земле, ни на Луне. Содержат блоки породы, замысловато изломанные и иссеченные. Такую форму объясняют проседанием наружных слоев вследствие ухода материала из-под поверхности.

Круглые бассейны. Напоминая кратеры гигантских размеров, они имеют равнинное дно и окружены гористыми областями. К образованиям такого типа принадлежат, например, Libya, Edom, Iapygia.

Величайшим марсианским бассейном является Hellas, имеющий в диаметре приблизительно 1,5 тыс. км. Это впадина глубиной около 4 км ниже уровня барометрического давления 6,1 мб. На снимках 1969 и 1971 гг. поверхность Hellas (или по крайней мере ее значительная часть) необычно гладкая, в отличие от соседних областей. Только в самой краевой зоне бассейна, вблизи гористого обрамления, можно различить весьма немногочисленные детали рельефа. Это один кратер у самых гор и небольшой купол среди гладкой равнины в нижней части рис. 3 в работе Леови, Бриггса и Смита; в то же время массивы облачности, скрывающие рельеф, отчетливо заметны не на этом, а на другом снимке того же масштаба с изображением участка, удаленного на 1000 км отсюда (рис. 5 там же). Леови и его соавторы указывают, что первый из этих участков на всех снимках, полученных ранее, выглядел совершенно гладким. Факт, бесспорно, интересный, но едва ли можно его обобщать на всю территорию бассейна или полагать достаточным для аргументации гипотезы о том, что отсутствие деталей рельефа в Hellas является оптической

Марс
Марс
Марс

 


иллюзией. Недостаточно ясны причины отсутствия здесь следов падения метеоритов, жестоко бомбардировавших соседние области. Для объяснения наблюдаемых особенностей выдвинуто несколько различных гипотез. Некоторые специалисты допускают возможность постоянного существования здесь q6-лаков пыли, скрывающих истинный рельеф.

Автор другой гипотезы предполагает, что в пределах области Hellas расположен большой водный бассейн, укрытый твердым слоем мерзлоты и ветровых наносов со сравнительно молодой наружной поверхностью. В такой модели могут образоваться только мелкие кратеры, размеры которых малы по сравнению с толщиной твердой коры на поверхности водоема. Падение более крупного метеорита образует сквозную пробоину, которая немедленно будет заполнена водой до архимедова уровня, довольно быстро затянется льдом и со временем будет «припудрена» пылью.

Руслоподобные образования. По современным представлениям, реки на Марсе в нашу эпоху течь не могут: средняя температура поверхности во всех климатических зонах отрицательна. Кроме того, из-за низкого атмосферного давления Н20 может существовать только в состоянии льда или пара на всей поверхности Марса, кроме низин. Поэтому обнаружение на снимках с «Маринера-9» русел (channels), имеющих замечательное сходство с флювиальными руслами на Земле, было открытием совершенно поразительным (рис. 22).

На рис. 22 три широкие извилистые долины с «притоками», на нижнем снимке видны типичные для рек береговые террасы, русловые наносы, острова с характерными очертаниями. На верхнем снимке в долине кое-где можно различить темную «ниточку» шириной в несколько километров, т. е. не уже Волги и Миссисипи,— вероятно, следы русла. А вокруг — типично марсианский пейзаж: древняя поверхность, изрытая за свой долгий век старыми и молодыми кратерами.

Некоторые руслоподобные образования на Марсе имеют в длину около 1,5 тыс. км, а в ширину — более 200 км. Это реальность, и она требует объяснения, которое не противоречило бы другим твердо установленным фактам. Чтобы прорезать такие русла, потребовалось громадное количество воды или другой жидкости, следовало бы рассмотреть возможность эрозии флюидизированной системой «твердое тело — газ». Авторы той же работы полагают, что источником жидкости могла быть скорее литосфера, чем атмосфера. На это указывает то обстоятельство, что некоторые из крупнейших русел начинаются в хаотической территории. В местах повышенного геотермального потока, вероятно, происходит таяние подпочвенных льдов. Разжиженный материал накапливается в естественном водонепроницаемом резервуаре вплоть до его разрыва. Тогда возникает кратковременный мощный поток. Однако, эта идея требует дополнительной разработки.

В некоторых случаях небольшие русла встречаются в обстановке, где наличие льда под поверхностью исключено, например внутри метеоритных кратеров на склонах центральных пиков. В такой обстановке для водной эрозии требуется интенсивное выпадение Н20 из атмосферы.

В нашу эпоху дождей на Марсе нет. Это следует из всей совокупности физических параметров нижней атмосферы.

Могла ли быть на Марсе дождливая погода в какие-либо периоды его истории? Возможность такого события была предметом обсуждения планетоведов еще задолго до обнаружения марсианских русел. Предполагалось, что в некоторые эпохи испарение полярных запасов твердой двуокиси углерода приводит к поступлению в атмосферу большого количества углекислого газа, к повышению плотности атмосферы. В такие эпохи на Марсе, по-видимому, могли бы существовать водоемы с открытой жидкой поверхностью, а высокое содержание водяного пара в теплой атмосфере должно поддерживать усиленный парниковый эффект. Однако требовалось указать первопричину гипотетического потепления. Наконец, в 1973 г. были опубликованы работы Уорда [244], а также Мюррея, Уорда и Юнга, в которых долгопериодические изменения инсоляции на Марсе подкреплены достаточно строгой аргументацией (см. раздел «Параметры осевого вращения и марсианские сезоны»). Сложные изменения режима инсоляции с взаимным наложением нескольких периодов цикличности позволяют допустить, что время от времени наступают эпохи, когда суммарная масса двух марсианских полярных шапок минимальна. К сожалению, в этой гипотезе среди других параметров неизвестна возможная амплитуда вариаций атмосферного давления на Марсе, так же как и количество твердой углекислоты в полярных областях.

Полярный рельеф. Оригинальные формы поверхности встречаются в областях, которые зимой бывают скрыты полярными шапками. Даже после отступления белого покрова поверхность кажется покрытой многослойными отложениями осадков. Эти отложения создают впечатление примерно одинакового зимой и летом сравнительно гладкого полярного рельефа, по-видимому замещая впадины и покрывая другие разновидности геологических структур, наблюдаемых в более низких широтах.

Проблема воды на планете

По результатам спектральных измерений абсолютное содержание водяного пара в марсианской атмосфере весьма мало (см. раздел о химическом составе атмосферы). Однако в отдельных местах в определенные сезоны относительная влажность достигает 100%. Из курса физики известно, что абсолютное количество водяного пара в атмосфере ограничивается температурой и при низких темпе

ратурах насыщение наступает при весьма низкой абсолютной влажности. Именно поэтому малое содержание пара над марсианской поверхностью не может служить надежным указанием на дефицит водных ресурсов. Вспомним, что у нас на Земле запасы воды значительно больше, чем ее содержание в воздухе.

Значительное количество Н20 в наружных слоях Марса может существовать не только в свободном состоянии, но также в химически связанном и в адсорбированном виде. Фанале и Кэннон, основываясь на лабораторных измерениях адсорбции водяного пара и других газов на базальте, размолотом в порошок, пришли к заключению, что продукты выветривания геологических пород на поверхности Марса могут содержать адсорбированную воду в количестве дс 15 г/см2. Уменьшение относительной влажности атмосферы во время дневного повышения температуры может приводить к частичной десорбции Н20.

С точки зрения современной геофизики при извержении пород, из которых образовались вулканические конусы, из марсианских недр должно было освободиться значительное количество воды. В настоящее время основная часть запасов воды на Марсе может быть сосредоточена в слоях наносов в виде вечной мерзлоты или, возможно, даже в крупных водоемах под слоем вечной мерзлоты, где обычный геотермический градиент приводит к положительным температурам.

Признаками значительных запасов воды в наружных слоях Марса могут быть некоторые наблюдаемые особенности:

а)    руслоподобные образования;

б)    признаки существования ледников в составе полярных шапок;

в)    наличие крупных бассейнов, по крайней мере в одном из которых имеется гладкая и достаточно нивелированная низменная поверхность.

 Фобос и деймос

Спутники Марса были открыты визуально Холлом в телескоп Морской обсерватории США в 1877 г., а впервые сфотографированы в Пулковской обсерватории в 1896 г. Они отличаются от известных спутников всех других планет необычно малой высотой и крайне малыми размерами.

Информация, полученная наземными методами, сводилась главным образом к определению и уточнению параметров орбитального движения Фобоса и Деймоса. Они обращаются вокруг Марса почти в плоскости экватора. Фобос пролетает над марсианской поверхностью в 70 раз ближе к ней, чем Луна к Земле, и совершает полный виток по орбите всего за 7 час. 39 мин. (сидерический период), т. е. обгоняет суточное вращение планеты. Это единственный известный нам случай в солнечной системе.

Уникальные снимки спутников Марса, полученные с «Маринера-9», показывают, что это естественные малые небесные тела, что они нешарообразны и по форме напоминают скорее всего картофелины (рис. 23). Размеры Фобоса приблизительно 21X26 км, а Деймоса — 12Х1372 км. Оба имеют такое же альбедо, как у базальтов и углистых хонд-ритов. Из достаточно темных минералов эти два наиболее обильны в солнечной системе. Но выбрать между ними мы не можем. На поверхности спутников Марса — множество кратеров, которые определенно имеют ударное происхождение, так как существование

очагов вулканизма в недрах столь малых небесных тел принципиально невозможно. Самый крупный кратер на Фобосе имеет поперечник 5,3 км. Мощность удара, который привел к его образованию, близка к разрушительной для самого спутника.

Количество кратеров на единицу площади поверхности Фобоса и Деймоса приблизительно в 100 раз больше, чем на поверхности

Марса. Это говорит об эффективности процессов, сглаживающих рельеф на поверхности планеты, и о большом возрасте спутников.

Судя по установившейся к настоящему времени синхронности периодов осевого вращения и орбитального обращения вокруг планеты, последний удар весьма крупного метеорита произошел на Фобосе более чем 106 лет назад, а на Деймосе — 108 лет назад.

Еще раз о проблеме жизни на Марсе

До настоящего времени не получено сведений, достаточных для доказательства существования биологической активности на Марсе.

Имеются ли среди твердо установленных фактов такие, которые надежно исключают ее,— судить не астрономам, а биологам.

Новые сведения о Марсе, полученные в 1971—1972 гг., по-видимому, дают основания предпринимать дальнейшие усилия для решения этой проблемы. Такие усилия предпринимаются, и есть надежда, что завершение этой темы будет началом многих других исследований.

Многие вопросы, связанные с планетами земной группы, еще ждут своего решения и решаются в наши дни объединенными усилиями астрономии и космонавтики. Дальнейший рост наших знаний в этом направлении не только поможет лучше понять природу соседних планет, но и приблизит нас к решению ряда геофизических проблем, а тем самым откроет перспективы получения результатов на благо всего человечества.

 

 

Скачать реферат: У вас нет доступа к скачиванию файлов с нашего сервера. КАК ТУТ СКАЧИВАТЬ

Пароль на архив: privetstudent.com

 

 

 

Лучшие фотографии Марса с момента посадки  Марсохода Curiosity.

 

Марс
Марс

 Крупный план одного из колес Марсохода Curiosity.

 

Марс
Марс
Марс

На фотографии поверхность теплового защитного экрана Марсохода Curiosity.

 

Марс

 

 

 

 

Категория: Рефераты / Астрономия

Уважаемый посетитель, Вы зашли на сайт как незарегистрированный пользователь.
Мы рекомендуем Вам зарегистрироваться либо войти на сайт под своим именем.