Марс издали и вблизи

О Марс! Интереснейшая из планет!

Расстояние от Земли до этого нашего небесного соседа меняется в больших пределах. Наименьшее расстояние до него бывает в так называемом противостоянии, когда обе планеты, двигаясь по своим орбитам, сближаются и находятся по одну сторону от Солнца. Противостояния происходят каждые два года. Но и это расстояние зависит от того, в каком месте своих орбит они сближаются, так как орбиты обеих планет, а особенно Марса, заметно эллиптичны. Это наименьшее расстояние колеблется от 100 до 55 млн. км. В последнем случае противостояние называется великим и повторяется через 15 или 17 лет. Ближайшее великое противостояние произойдет в 1988 г. К сожалению, в этих противостояниях Марс для средних широт северного полушария Земли, где расположено большинство обсерваторий, бывает невысоко над горизонтом. Его приходится наблюдать через значительную толщу атмосферы — постоянного врага астрономических наблюдений. Много ли можно увидеть на Марсе в телескоп с таких громадных расстояний? А между тем Марс — самая интересная из планет, так как больше всего сходна с Землей.

Он в полтора раза дальше от Солнца, чем Земля, и получает тепла только в два с лишним раза меньше. Его год составляет 687 наших суток или 668 марсианских суток, которые длиннее земных на 37 минут. Ось вращения Марса наклонена к его орбите почти так же, как земная, так что на нем происходит смена времен года. Наконец, Марс по диаметру вдвое меньше Земли и вследствие меньшей массы сила тяжести на нем в два раза меньше, чем земная. Поэтому с Марса легче, чем у нас, запускать космические ракеты.

С Земли из-за волнения воздуха нельзя различить на поверхности Марса даже в сильнейший телескоп детали менее чем 0,5—1″, т. е. менее чем 150— 300 км. Кроме того, сам Марс обладает атмосферой, хотя и разреженной, и она накладывает дымку на диск Марса, особенно на его краях. Поэтому сразу на Марсе можно увидеть немногое, и только терпеливые наблюдения в лучшие ночи от года к году дают некоторое суммарное представление о поверхности этой загадочной планеты.

Что же можно непосредственно видеть на Марсе? Прежде всего мы замечаем, что большая часть его поверхности имеет красновато-желтый цвет, отчего эта планета в целом и была в древности посвящена кровавому богу войны. Эти места раньше считали пустынями, ровными и возвышенными. Во вторую очередь бывает заметна белая полярная шапка на том или другом полюсе Марса.

Белые полярные шапки — это тонкий снеговой покров, над которым часто стоит туман. Такой вывод о полярных шапках сделал русский ученый Г.А. Тихов в 1909 г. Он впервые фотографировал Марс через разные светофильтры. О том, что это сезонный покров, догадывались и потому, что когда на соответствующем полушарии Марса зима, полярная шапка велика. К лету, дробясь по краям, она уменьшается и иногда даже исчезает.

В последние годы установлено, что, кроме снега из замерзшей воды, в полярных шапках Марса находится (и, по-видимому, преобладает) снег из замерзшего углекислого газа, который в условиях Марса затвердевает при температуре около —124°C.

Труднее заметить на Марсе темные пятна вследствие их малой контрастности. Их сразу же назвали морями, но это, безусловно, не моря. В них никогда не наблюдалось отражение Солнца. Светлые оранжевые области между темными пятнами были названы материками. По точным измерениям цвет морей почти не отличается от цвета материков — он тоже красноват.

Рис. 50. Сезонные изменения на Марсе по фотографиям с Земли. Заметны изменения размеров полярной шапки и видимости темных пятен.

Оранжевые материки считались ровными пустынями. Горы, как полагали, есть только там, где изредка наблюдаются белые пятнышки, — быть может, снег, выпадающий в горах.

Основные пятна можно узнать на всех картах Марса, которые составлялись на основе фотографий и наилучших зарисовок планеты, сделанных в астрономических обсерваториях за последние 90 лет двумястами наблюдателей. На отдельных лучших рисунках положение деталей Марса определялось с ошибками до 5 (600 км) по широте и долготе. На этих картах, составленных по наземным наблюдениям, содержатся вовсе не детали рельефа, а только заметные в телескоп достаточно крупные, размером не менее 150 км, темные и светлые области.

Наземные наблюдения тонких деталей на Марсе проводились на пределе возможностей астрономической оптики и человеческого зрения, выражаясь на современном языке — при малом отношении «полезного сигнала» к «шуму»; при таких условиях начинают проявляться побочные эффекты типа оптических иллюзий, обусловленных физиологическими особенностями глаза. Скиапарелли в Италии в 1877 г. увидел на Марсе сеть тонких линий, которые он назвал каналами. Эти линии пересекают не только оранжевые материки, соединяя темные пятна, но также и моря. Ловелл в США верил, что каналы — искусственные сооружения гипотетических марсиан — свидетельство их высокой техники. Он рисовал геометрически правильную сеть сотен каналов. Но после работа Антониади и других выяснилось, что каналы не такие уж тонкие линии: они должны иметь сотни километров в толщину. В крупные телескопы удавалось различить вместо отдельных каналов группы неправильных пятнышек. Тогда стали предполагать, что каналы — это растительность, окаймляющая узкие водные русла, сами по себе не видимые в телесксп.

Чтобы разрешить множество марсианских загадок, требовалось получить более детальные изображения поверхности планеты. (Наши представления о поверхности Марса начали изменяться после пролета мимо него АМС «Маринер-4» в 1965 г. Восемь месяцев длилось ее приближение к Марсу и с расстояния 12000 км она получила и передала на Землю 20 весьма еще несовершенных фотографий поверхности. Они охватили лишь 1% поверхности Марса вдоль дуги, проходящей через светлые и темные области Марса, но, к изумлению астрономов, снимки показали, что и те и другие области усыпаны кольцевыми горами, кратерами подобно Луне. (Кратеры на Меркурии были обнаружены на 9 лет позднее.) В 1969 г. съемка была продолжена на пролетных космических кораблях «Маринер-6» и «Маринер-7».

Рис. 51. Фотография участка марсианской поверхности, полученная «Маринером-4».

В последующие годы были запущены несколько АМС в направлении Марса: советские «Марс-2, 3, 4, 5, 6 и 7» и американские «Маринер-9» и «Викинг-1, 2». Почти все они стали спутниками Марса и позволили длительное время наблюдать поверхность планеты с довольно близкого расстояния, а посадочные аппараты, отделившиеся от станций «Викинг-1 и 2», выполнили большую программу исследований непосредственно на поверхности Марса в двух взаимно удаленных точках. Таким образом, возможность детальных исследований в местах посадки сочеталась с практически глобальным обзором всей поверхности планеты со спутников. Наблюдениям искусственных спутников иногда мешали пылевые бури на самом Марсе. Длящиеся месяцами, они заволакивают его поверхность, насыщая атмосферу мелкой пылью. Иногда вся атмосфера Марса в течение месяцев остается настолько запыленной, что сквозь нее видно очень мало. Существование бурь было одним из признаков присутствия атмосферы на Марсе еще до космических полетов к нему. Ведь для распространения пыли нужны ветры. Переносом песков сезонными ветрами можно в принципе объяснить изменения очертаний темных пятен Марса, давно наблюдаемые с Земли. Желтые облака пыли хорошо увязывались с представлением о том, что желтые «равнины» Марса — плоскогория, песчаные пустыни, а темные — низменности, которые, может быть, имеют влагу и растительность. Теперь установлено, что на Марсе существуют разности высот более 20 км (сходно с тем, что есть на Земле). Однако первые определения разности высот больших участков показали, что высоты и низины не совпадают с оранжевыми «пустынями» и «морями», т. е. с темными пятнами. Границы темных пятен не всегда совпадают с границами различных форм рельефа, найденных на снимках Марса с советских и американских космических аппаратов.

Рис. 52. Гигантская «Долина Маринеров» на Марсе, тянущаяся на тысячи километров.

Рис. 53. Часть «Долины Маринеров» и ее профиль: ширина около 100 км, а глубина до 4 км. Правее Долины параллельная ей цепочка из десятка слившихся кратеров одинакового размера.

Рис. 54. Олимпийский пик, величайший щитовидный вулкан на Марсе. Диаметр его кратера 40 км, а его основания 500 км.

Марс по рисунку Антониади. На красноватом фоне марсианских «материков» четко выявляются зеленовато-коричневые пятна «морей».

Цветные зарисовки самых крупных планет Солнечной системы — Юпитера и Сатурна.

Среди многочисленных кратеров, найденных на снимках, более сотни имеют диаметр свыше 120 км. Кратеров меньшего размера значительно больше, но не так много, как на Луне или Меркурии. Склоны их более пологи, наклоны их чаще всего около 10°. Центральные горки и кратеры на валах редки. Все это должно быть следствием эрозии в результате действия нынешних ветров, ударов мелких метеоритов и песчаных бурь, а в прошлом, по-видимому, и воды.

Единственна в своем роде рифтовая долина (или Большой Каньон), переименованный потом в «Долину Маринеров». Она тянется на тысячи километров при ширине в 100 км и глубиной в несколько километров. На Земле или Луне подобного образования нет. Таким же уникальным образованием является «Нике Олимпика». Это громадный вулканический конус, иначе «щит» типа Гавайских островов, но больших размеров. Диаметр его основания 500 км, а наверху находится, по-видимому, застывшее, лавовое озеро — кальдера, как на Гавайских островах. В этом районе концентрируется еще несколько вулканических щитов такого вида, но поменьше.

Обнаружение всех этих разновидностей топографических деталей не противоречит прежним представлениям о природных условиях на Марсе, а лишь в большой мере дополняет и уточняет эти представления. Но никто не мог ожидать, что там существуют (и не маленькие!) извилистые ложбины с притоками, которые приходится признать руслами рек, некогда протекавших на Марсе (на планете, где сейчас водяной пар обнаруживается с трудом!). По-видимому, когда-то Марс был настолько богат водой, что она могла течь по нему! Почему это было и почему этого не стало? К надежному ответу на это мы еще не подготовлены. Интересную гипотезу высказал В.Д. Давыдов. Он допускает, что на Марсе и сейчас есть водоемы, замерзшие снаружи и засыпанные песком. Где? — Например, под гладкой поверхностью в некоторых участках одной низменной равнины в умеренных широтах южного полушария планеты.

Рис. 55. Русло высохшей реки (?) на Марсе.

Рис. 56. Долина или русло высохшей реки на Марсе крупным планом.

Температурные условия на Марсе исследованы еще недостаточного в общем там, бр-р-р, как холодно. По измерению болометрами и термоэлементами теплового, инфракрасного излучения планеты найдено было следующее. Даже в экваториальной области температура подвержена периодическим изменениям, которые связаны со значительными колебаниями удаленности Марса от Солнца. В наиболее холодное время, когда Марс проходит афелий своей орбиты, температура его поверхности на экваторе поднимается днем не более чем до 0°C. В самый теплый сезон она может достигать плюс 15—20°C, но уже к заходу Солнца опускается ниже нуля, а ночью падает до минус 100° и ниже. Температура темных пятен несколько выше, чем у светлых областей (на 10°), так как они лучше поглощают солнечные лучи. Средняя суточная температура там такая же, как на Земле в областях вечной мерзлоты: —25° (для Земли в целом среднегодовая температура +15°). Летом температура на Марсе на обращенных к Солнцу склонах бывает днем около нуля иногда даже в полярных областях, где зимой отмечался мороз до —130°C. Измерения теплового радиоизлучения показали температуру около —70° для планеты в целом. По-видимому, эта низкая температура относится к слоям, лежащим под поверхностью, так как она почти не меняется от того, освещен ли Марс Солнцем полностью или частично обращен к нам своей ночной стороной.

На основании достижений геофизики, теоретически установлено, что температура марсианского грунта с ростом глубины должна повышаться, приблизительно как и на Земле, где это повышение составляет приблизительно 30 С на каждый километр глубины.

На температуру поверхности Марса некоторое влияние оказывает атмосфера.

Атмосфера Марса, как и Венеры, состоит в основном из углекислого газа. По спектру в атмосфере Марса найдены кислород и угарный газ в количестве около 0,1%. Поскольку земной кислород считается продуктом его накопления в итоге миллионов лет деятельности растений, бедность Марса кислородом — не в пользу гипотезы о богатстве его растительностью хотя бы в прошлом.

В 1963 г. удалось впервые измерить содержание водяных паров в марсианской атмосфере. Если бы эти водяные пары можно было превратить в жидкость, то она составила бы слой всего лишь 10—20 микрон толщиной. В Антарктиде в морозную погоду водяного пара примерно столько же, так как при морозе пар вымерзает и выпадает из воздуха.

Результаты химического анализа пробы газов на автоматических посадочных станциях «Викинг-1 и 2» позволили уточнить состав и количество других примесей: 2,7% азота и 1,6% аргона. Давление атмосферы у поверхности около 6 миллибар (1 миллибар = 0,75 мм ртутного столба). В земной атмосфере такое давление мы встречаем на высоте около 50 км. Давление на горах и в низинах Марса различно и периодически изменяется в зависимости от сезонных процессов на планете, а также в связи с переменой погоды и в зависимости от времени суток. То же касается и температуры.

В наиболее холодных районах Марса, кроме инея, состоящего из кристаллов льда, выпадает также иней из «сухого льда», образующегося при замерзании углекислого газа. Он обладает способностью конденсироваться в первую очередь не на вершинах гор, а наоборот, — в низинах. И вершины, и низины на Марсе остывают к утру приблизительно в одинаковой мере. Между тем на вершинах гор, где более низкое атмосферное давление, для конденсации углекислого газа требуется более значительное понижение температуры, чем у подножия тех же гор. Вот и получается, что марсианские горы вместо белых «шапок» должны носить белые «воротники».

С посадочных станций впервые удалось увидеть цвет марсианского неба. Днем оно розовое. Это объясняют рассеянием света на аэрозолях — парящих в атмосфере мелких долго не оседающих пылинках.

Приборы искусственных спутников Марса показали существование ионосферы в верхних слоях атмосферы Марса. Как и на Земле, этот слой, содержащий много ионов (откуда и его название), состоит, собственно, из нескольких слоев. Главный слой находится на высоте 120 км. Днем плотность электронов в нем такая же, как в земном слое E ночью (10⁵ электронов см³), а ночью раз в 20 меньше.

В космических окрестностях Марса отсутствует радиационный пояс планеты, подобный имеющемуся вокруг Земли. Это объясняется слишком малой напряженностью магнитного поля Марса, обнаруженного магнитометрами станций «Марс-2» и «Марс-3». Магнитное поле Марса приблизительно в 500 раз слабее земного, но все же оно существует — вероятно, за счет конвекции вещества в недрах Марса, которая возможна при наличии в планете расплавленного жидкого ядра.

Слабое магнитное поле, как мыльный пузырь при дуновении, может сильно деформироваться под действием порывов «солнечного ветра», когда на планету налетают потоки электрически заряженных частиц, выброшенных из Солнца. Поэтому будущие космонавты на Марсе не смогут полагаться на показания компаса и будут вынуждены пользоваться более точными навигационными приборами. Кроме того, передвигаться на поверхности Марса, изрытой метеоритными воронками, будет почти так же трудно, как по Луне. Однако на Луне, как известно, с успехом работали и передвигались советские автоматические луноходы и вездеходы американских космонавтов. В США опубликованы данные о ведущихся разработках специальных электророботов, приспособленных для передвижения на поверхности планет в условиях вакуума и в запыленной атмосфере.

Для создания автоматических приборов для исследований Марса и для проектирования системы жизнеобеспечения космонавтов необходимо хорошо знать физические условия, в которых им придется работать.; Кроме того, выяснение физических условий на Марсе позволяет более обоснованно обсуждать вопрос о жизни на нем¹.

Примечания

1. Вопросы об условиях, благоприятных для зарождения и развития жизни на планете, подробно освещены в книге: Доул С. Планеты для людей. — М.: Наука, 1974.